Ya era hora

La propia teoría general de la relatividad de Einstein predice que el espacio-tiempo comienza en la singularidad del Big Bang y terminará en la singularidad del Big Crunch (si todo el universo colapsa) o en una singularidad en un punto de agujero negro (. si un área local, como una estrella, colapsara). Cualquier cosa arrojada a un agujero negro será destruida en la singularidad, y en el exterior sólo se seguirá sintiendo el efecto gravitacional de su masa. Por otro lado, cuando se tienen en cuenta los efectos cuánticos, la masa y la energía del objeto eventualmente regresan al resto del universo, y el agujero negro, junto con cualquier singularidad dentro de él, se evapora y finalmente desaparece. ¿Podría la mecánica cuántica tener efectos igualmente dramáticos en las singularidades del Big Bang y del Big Crunch? ¿Qué habría pasado en las primeras o últimas etapas del universo, cuando el campo gravitacional era tan fuerte que había que tener en cuenta los efectos cuánticos? ¿Tiene el universo un principio o un fin? Si es así, ¿cómo son?

A lo largo de la década de 1970 estudié principalmente los agujeros negros, pero mi interés por las cuestiones sobre el origen y el destino del universo se reavivó en 1981 cuando asistí a una conferencia de cosmología organizada por los jesuitas en el Vaticano. La Iglesia católica cometió un gran error contra Galileo cuando intentó legislar en cuestiones científicas y declaró que el sol se movía alrededor de la tierra. Ahora, siglos después, ha decidido invitar a algunos expertos para que le asesoren en cuestiones cosmológicas. Al final del encuentro, todos los participantes fueron invitados a asistir a un discurso del Papa. Nos dice que se puede estudiar la evolución del universo después del Big Bang, pero no debemos indagar sobre el Big Bang en sí, porque ese fue el momento de la creación y por tanto asunto de Dios. En ese momento, yo estaba secretamente feliz, pero él no sabía que el tema del discurso que acabo de dar en la conferencia era la posibilidad de que el espacio y el tiempo sean finitos e ilimitados, lo que significa que no hay comienzo ni momento de creación. . No quiero compartir la desgracia de Galileo. Parte de la razón por la que siento una fuerte identificación con Galileo es que nací exactamente 300 años después de su muerte.

Para poder explicar mis ideas y las de otros acerca de cómo la mecánica cuántica afecta el origen y el destino del universo, la historia aceptada del universo debe entenderse primero en términos del "modelo del big bang caliente". Se supone que el universo ha sido descrito mediante el modelo de Friedmann desde el momento del Big Bang. En este modelo, se descubre que a medida que el universo se expande, cualquier objeto o radiación que contenga se enfría. (Cuando el universo duplicó su tamaño, su temperatura se redujo a la mitad). Dado que la temperatura es una medida de la energía promedio (o velocidad) de las partículas, el enfriamiento del universo tendría un efecto mayor sobre la materia que contiene. A temperaturas muy altas, las partículas pueden moverse tan rápido que pueden escapar de cualquier fuerza nuclear o electromagnética que las una. Pero, como era de esperar, a medida que se enfrían, las partículas atraídas comienzan a agruparse. Es más, incluso los tipos de partículas que existen en el universo dependen de la temperatura. A una temperatura suficientemente alta, la energía de las partículas es tan alta que cada vez que chocan, se crean muchos pares diferentes de partículas/antipartículas y, aunque algunas de estas partículas se aniquilan cuando chocan contra las antipartículas, se producen más rápido que la aniquilación. Sin embargo, a temperaturas más bajas, las partículas que chocan tienen menos energía, los pares partícula/antipartícula se crean con menor rapidez y la aniquilación se vuelve más rápida que la creación.

Justo en el momento del Big Bang, se pensaba que el volumen del universo era cero, por lo que hacía infinitamente calor. Sin embargo, la temperatura de la radiación disminuye a medida que el universo se expande. Un segundo después del Big Bang, la temperatura descendió a unos 10 mil millones de grados, que es aproximadamente 1.000 veces la temperatura en el centro del Sol, la temperatura alcanzada por la explosión de una bomba de hidrógeno. En este momento, el universo contiene principalmente fotones, electrones y neutrinos (partículas extremadamente ligeras sobre las que actúa sólo la fuerza débil y la gravedad) y sus antipartículas, junto con algunos protones y neutrones. A medida que el universo continúa expandiéndose y la temperatura continúa disminuyendo, la tasa de creación de pares electrón/antielectrón en las colisiones cae por debajo de su tasa de aniquilación. Esto deja muy pocos electrones y la mayoría de los electrones y antielectrones se aniquilan entre sí, produciendo más fotones. Sin embargo, los neutrinos y antineutrinos no se aniquilaron entre sí porque estas partículas interactúan muy débilmente entre sí y con otras partículas, por lo que todavía deberían existir hoy. Si pudiéramos observarlos, proporcionaríamos una buena imagen del muy caliente universo temprano. Desafortunadamente, su energía ahora es demasiado baja para que podamos observarla directamente. Sin embargo, si los neutrinos no carecieran de masa sino que tuvieran masa propia pequeña, como sugirió un experimento soviético no confirmado en 1981, podríamos detectarlos indirectamente. Como se mencionó anteriormente, podrían ser una forma de "materia oscura" con suficiente fuerza gravitacional para detener la expansión del universo y provocar que colapse nuevamente.

Unos 100 segundos después del Big Bang, la temperatura bajó a mil millones de grados, la temperatura dentro de las estrellas más calientes. A esta temperatura, los protones y neutrones ya no tienen suficiente energía para escapar de la atracción de la fuerza nuclear fuerte, por lo que comienzan a combinarse para producir núcleos de deuterio (hidrógeno pesado). Un deuterón contiene un protón y un neutrón. Luego, el deuterón se combina con más protones y neutrones para formar un núcleo de helio, que contiene dos protones y dos neutrones, y pequeñas cantidades de dos elementos más pesados, litio y berilio. Se puede calcular que aproximadamente una cuarta parte de los protones y neutrones del modelo del Big Bang caliente transformaron núcleos de helio, junto con cantidades más pequeñas de hidrógeno pesado y otros elementos. Los neutrones restantes se desintegran en protones, que normalmente son los núcleos de los átomos de hidrógeno.

En 1948, en un famoso artículo coescrito por el científico George Gamow y su alumno Rav Alpha, se propuso la primera imagen de las primeras etapas calientes del universo. Gamow tenía sentido del humor: convenció al físico nuclear Hans Bethe para que añadiera su nombre al artículo, por lo que el autor figuraba como "Alfa, Bethe, Gamow", como en el alfabeto griego. Los tres primeros: alfa, beta y gamma. ¡lo cual es particularmente apropiado para un artículo sobre el comienzo del universo! En este artículo, hicieron una predicción sorprendente: la radiación (en forma de fotones) de las primeras etapas de calor en el universo todavía debería existir hoy, pero su temperatura se ha reducido a poco por encima del cero absoluto (-273°C). .varios grados. Esta es exactamente la radiación que Penzias y Wilson descubrieron en 1965. Cuando Alpha, Bethe y Gamow escribieron este artículo, no se sabía mucho sobre las reacciones nucleares de protones y neutrones. Así que las predicciones hechas sobre las proporciones de diferentes elementos en el universo primitivo eran bastante inexactas, pero después de volver a ejecutar estos cálculos con mejor conocimiento, ahora concuerdan muy bien con nuestras observaciones. Además, sería muy difícil explicar de otra manera por qué debería haber tanto helio en el universo. Así que estamos bastante seguros de que esta imagen es correcta al menos hasta aproximadamente un segundo después del Big Bang.

A las pocas horas del Big Bang, la producción de helio y otros elementos se detuvo. Durante el siguiente millón de años, aproximadamente, el universo siguió expandiéndose y no pasó nada. Finalmente, una vez que la temperatura desciende a unos pocos miles de grados, los electrones y los núcleos ya no tienen suficiente energía para resistir la atracción electromagnética entre ellos y comienzan a combinarse para formar átomos. El universo en su conjunto continúa expandiéndose y enfriándose, pero en una región que es ligeramente más densa que el promedio, la expansión se desacelera debido a la atracción gravitacional adicional. En algunas zonas la expansión eventualmente se detendrá y comenzará el colapso. A medida que colapsan, la atracción gravitacional de los objetos fuera de estas regiones hace que comiencen a girar muy lentamente; a medida que la región colapsada se hace más pequeña, gira más rápido, como un patinador que gira sobre hielo, retrayéndose. Los brazos eventualmente giran más rápido, cuando estos; Las regiones se vuelven lo suficientemente pequeñas, la velocidad de rotación es suficiente para equilibrar la atracción gravitacional y la galaxia giratoria en forma de disco nace de esta manera. Otras regiones simplemente no rotan, formando objetos elípticos llamados galaxias elípticas. Estas regiones dejan de colapsar porque partes individuales de la galaxia giran constantemente alrededor de su centro, pero la galaxia en su conjunto no gira.

Con el tiempo, el gas hidrógeno y helio de la galaxia se dividió en nebulosas más pequeñas, que colapsaron bajo su propia gravedad. A medida que se encogen, los átomos de su interior chocan y la temperatura del gas aumenta, hasta que finalmente se calienta lo suficiente como para iniciar una reacción de choque térmico. Estas reacciones convierten más hidrógeno en helio y el calor liberado aumenta la presión, evitando así que la nebulosa se encoja aún más. Al igual que nuestro sol, queman hidrógeno para convertirlo en helio e irradian la energía resultante en forma de calor y luz. Permanecen en este estado de forma estable durante mucho tiempo. Las estrellas más masivas necesitan calentarse más para equilibrar su gravedad más fuerte, lo que hace que sus reacciones de fusión nuclear avancen tan rápido que agoten su hidrógeno en tan solo 100 millones de años. Luego se encogen un poco. A medida que se calientan más, comienzan a convertir el helio en elementos más pesados ​​como carbono y oxígeno. Sin embargo, este proceso no libera mucha energía, por lo que, como se describe en el capítulo sobre agujeros negros, se produce una crisis. No está del todo claro qué más sucede allí abajo, pero parece que la región central de la estrella colapsa en un estado muy compacto, como una estrella de neutrones o un agujero negro. Las regiones exteriores de una estrella a veces son expulsadas por enormes explosiones llamadas supernovas, que pueden hacer que todas las estrellas de una galaxia parezcan eclipsadas en comparación. Los elementos pesados ​​producidos por algunas estrellas cerca del final de su vida son devueltos al gas de la galaxia, proporcionando algunas materias primas para la próxima generación de estrellas. Nuestro propio Sol contiene alrededor del 2% de estos elementos pesados ​​porque es una estrella de segunda o tercera generación que se formó hace cinco mil millones de años a partir de una nube de gas en rotación que contenía los restos de una supernova anterior. La mayor parte del gas de la nube formó el Sol o fue expulsado al exterior, pero una pequeña cantidad de elementos pesados ​​se unieron para formar objetos como la Tierra que ahora orbitan alrededor del Sol.

La Tierra era originalmente muy caliente y no tenía atmósfera. Con el tiempo se enfrió y ganó atmósfera a partir de los gases que se escapaban de la roca. Esta atmósfera anterior no pudo mantenernos vivos. Porque no contiene oxígeno, pero sí muchos gases que son venenosos para nosotros, como el sulfuro de hidrógeno (el mismo gas que hace que los huevos podridos huelan mal). Sin embargo, existen otras formas de vida primitivas que pueden prosperar en estas condiciones. Se cree que pudieron haberse desarrollado en el océano como resultado de combinaciones accidentales de átomos para formar grandes estructuras llamadas macromoléculas, que eran capaces de ensamblar otros átomos en el océano en estructuras similares. De esta forma se replican y reproducen. En algunos casos existen errores en la reproducción. La mayoría de estos errores impiden que nuevas macromoléculas se repliquen y finalmente se eliminan. Sin embargo, hay errores que crean nuevas macromoléculas que se replican mejor. Por lo que tienen ventajas y tienden a sustituir a las macromoléculas originales. El proceso de evolución comenzó de esta manera, dando lugar a organizaciones autorreplicantes cada vez más complejas. Las primeras formas de vida primitivas digirieron diferentes sustancias, incluido el sulfuro de hidrógeno, para liberar oxígeno.

Esto cambió gradualmente la atmósfera a su composición actual, permitiendo el desarrollo de formas de vida superiores como peces, reptiles, mamíferos y, finalmente, humanos.

La imagen del universo comenzando muy caliente y enfriándose a medida que se expandió es consistente con toda la evidencia observacional que tenemos hoy. Sin embargo, muchas preguntas importantes siguen sin respuesta:

(1) ¿Por qué el universo primitivo era tan caliente?

(2) ¿Por qué el universo es tan consistente a gran escala? ¿Por qué aparece igual en todas partes y en todas direcciones del espacio? En particular, ¿por qué la temperatura del fondo de radiación de microondas es tan similar cuando miramos en diferentes direcciones? Es un poco como hacerles una pregunta de examen a muchos estudiantes. Si todos dan la misma respuesta, estarás bastante seguro de que están hablando entre ellos. En el modelo anterior, la luz no ha tenido tiempo de viajar de una región remota a otra desde el Big Bang, a pesar de que las dos regiones estaban muy juntas en los primeros días del universo. Según la teoría de la relatividad, si la luz no puede viajar de un área a otra, ninguna otra información podrá hacerlo. Entonces, a menos que por alguna razón inexplicable, diferentes regiones del universo primitivo comenzaran con la misma temperatura, no hay manera de hacer que tengan la misma temperatura entre sí.

(3) ¿Por qué el universo comenzó a un ritmo tan cercano a la tasa de expansión crítica que distingue los modelos de colapso y expansión eterna que incluso ahora, 10 mil millones de años después, todavía se está expandiendo a una velocidad casi crítica? ¿tasa? Si la tasa de expansión fuera incluso una milmillonésima de mil millones de veces menor un segundo después del Big Bang, el universo se habría colapsado antes de alcanzar el tamaño que tiene hoy.

(4) Aunque el universo es tan consistente y uniforme a grandes escalas, contiene irregularidades locales, como estrellas y galaxias. Se cree que se desarrollaron a partir de pequeñas diferencias de densidad entre diferentes regiones del universo primitivo. ¿Cuál es el origen de estas fluctuaciones de densidad?

La relatividad general por sí sola no puede explicar estas características ni responder a estas preguntas, porque predice que el universo comenzó con una densidad infinita en la singularidad del Big Bang. En la singularidad, la relatividad general y todas las demás leyes físicas fallan: no se puede predecir lo que surgirá de la singularidad. Como se explicó anteriormente, esto muestra que podemos eliminar de la teoría la singularidad del Big Bang y cualquier evento que la precedió, ya que no tienen ningún efecto observable en nosotros. El espacio tendrá un límite en algún momento: el comienzo del Big Bang.

Parece que la ciencia ha revelado un conjunto de leyes que, dentro de los límites del principio de incertidumbre, nos dicen cómo se desarrolla en el tiempo si conocemos el estado del universo en un momento dado. Es posible que estas leyes hayan sido decretadas originalmente por Dios, pero parece que desde entonces ha permitido que el universo evolucione de acuerdo con estas leyes sin interferir con él. Pero, ¿cómo elige el estado inicial y la estructura del universo? ¿Cuáles son las "condiciones límite" al principio de los tiempos?

Una posible respuesta es que Dios eligió esta estructura inicial del universo por razones que no tenemos esperanzas de entender. Esto ciertamente está dentro del poder de un Creador Todopoderoso. Pero si Él hizo que el universo comenzara de una manera tan incomprensible, ¿por qué decidió dejarlo evolucionar según leyes que podemos entender? Toda la historia de la ciencia es la conciencia progresiva de que los acontecimientos no ocurren de manera arbitraria sino que reflejan un cierto orden interno. Este orden puede estar dominado o no por dioses. Es natural suponer que este orden se aplica no sólo a las leyes sino también a las condiciones iniciales del universo dadas en la frontera espacio-temporal. Puede haber una gran cantidad de modelos del universo con diferentes condiciones iniciales, todos obedeciendo las leyes. Debería haber algún principio para extraer un estado inicial, es decir, un modelo para representar nuestro universo.

Las llamadas condiciones de contorno desordenadas son una de esas posibilidades. Aquí se supone implícitamente que el universo es espacialmente infinito o que hay universos infinitos. En condiciones de frontera desordenadas, justo después del Big Bang, la probabilidad de encontrar cualquier región del espacio en cualquier estructura dada es, en cierto sentido, la misma que su probabilidad de encontrarse en cualquier otra estructura: la elección del estado inicial del universo. Puramente aleatorio. Esto significa que el universo primitivo probablemente era muy caótico e irregular. Porque hay muchos más universos caóticos y desordenados que universos fluidos y ordenados. (Si todas las estructuras son igualmente probables, la mayor parte del universo partirá de un estado desordenado, simplemente porque hay tantos estados de este tipo.) Es difícil entender cómo condiciones iniciales tan caóticas condujeron a la situación que tenemos hoy en el universo. Un universo tan suave y de escala regular. También se espera que en tal modelo las fluctuaciones de densidad conduzcan a la formación de muchos más agujeros negros primordiales de los que están limitados por el fondo de rayos gamma.

Si el universo es efectivamente espacialmente infinito, o si hay infinitos universos, entonces habrá algunas regiones grandes que evolucionarán a partir de formas suaves y consistentes. Es un poco como la famosa historia de un grupo de monos golpeando máquinas de escribir: la mayor parte de lo que escriben es basura. Pero, por pura casualidad, podría suceder que escribieran un breve poema de Shakespeare. De manera similar, en el caso del universo, ¿es posible que vivamos en una región uniforme y consistente? A primera vista, esto parece muy improbable, ya que regiones tan suaves son mucho más raras que regiones caóticas y desordenadas.

Sin embargo, se supone que sólo en regiones suaves pueden formarse galaxias y estrellas, y pueden darse las condiciones adecuadas para que exista una organización tan compleja como la nuestra, capaz de cuestionar por qué el universo es tan suave, y capaz de replicarse naturalmente. Este es un ejemplo de aplicación de lo que se conoce como principio antrópico. El principio antrópico se puede interpretar como: "La razón por la cual el universo que vemos es así es por nuestra existencia".

El principio antrópico tiene dos versiones en el sentido débil y fuerte. El principio antrópico débil establece que en un universo grande o infinito con espacio y/o tiempo infinitos, las condiciones necesarias para el desarrollo de la vida inteligente existen sólo en un área determinada con espacio y tiempo limitados. En estas regiones no debería sorprenderse que los seres inteligentes observen que su lugar en el universo reúne aquellas condiciones necesarias para su supervivencia. Es un poco como una persona rica que vive en un barrio rico y no ve ninguna pobreza.

Un ejemplo de aplicación del principio antrópico débil es "explicar" por qué ocurrió el Big Bang hace unos 10 mil millones de años: ese tiempo que tardó la vida inteligente en evolucionar. Como se explicó anteriormente, primero tuvo que formarse una generación temprana de estrellas. Estas estrellas convirtieron parte del hidrógeno y el helio originales en elementos como el carbono y el oxígeno de los que estamos hechos. Luego, la estrella explota como una supernova y sus fragmentos forman otras estrellas y planetas, incluido nuestro sistema solar, que tiene unos 5 mil millones de años. Los primeros mil millones o dos mil millones de años de existencia de la Tierra fueron demasiado calurosos para el desarrollo de algo complejo. Los restantes tres mil millones de años aproximadamente se dedicaron al largo proceso de evolución biológica que condujo desde las organizaciones más simples hasta organismos que pueden medirse hasta el momento del Big Bang.

Pocos pondrían en duda la validez del principio antrópico débil. Sin embargo, algunos van más allá y proponen el principio antrópico fuerte. Según esta teoría, hay muchos universos diferentes, o muchas regiones diferentes de un solo universo, cada uno con su propia estructura inicial y quizás su propio conjunto de leyes científicas. En la mayoría de estos universos no se daban las condiciones para el desarrollo de organizaciones complejas; hubo pocos, como el nuestro, donde se desarrolló vida inteligente y se preguntó: "¿Por qué el universo es como lo vemos?". ¡Si no fuera así, no estaríamos aquí!

Ahora sabemos que las leyes científicas incluyen muchos números fundamentales, como el tamaño de la carga de un electrón y la relación de masa de protones a electrones. Al menos por ahora, no podemos predecir estos valores teóricamente; tenemos que encontrarlos mediante la observación. Quizás algún día descubramos una teoría unificada completa que los prediga todos, pero también es posible que algunos o todos varíen entre universos o dentro de un universo. Lo sorprendente es que estos valores parecen haber sido afinados finamente para hacer posible el desarrollo de la vida. Por ejemplo, si las cargas de los electrones fueran ligeramente diferentes, las estrellas no podrían quemar hidrógeno y helio o no explotarían. Por supuesto, puede haber otras formas de vida inteligente con las que los escritores de ciencia ficción ni siquiera han soñado. No requiere la luz de una estrella como el Sol, ni los elementos químicos más pesados ​​que se crean en la estrella y se arrojan al espacio cuando explota. Sin embargo, parece claro que el rango de valores que permitirían el desarrollo de cualquier forma de vida inteligente es relativamente pequeño. Para la mayoría de conjuntos de valores numéricos también surge el universo, y aunque pueden ser muy bellos, no contienen a nadie que pueda sorprenderse ante tanta belleza. Uno puede ver esto como evidencia de la providencia divina en la creación y la selección de leyes científicas, o como apoyo al fuerte principio antrópico.

Se pueden plantear una serie de razones en contra del principio antrópico fuerte como explicación del estado observado del universo. Primero, ¿en qué sentido se puede decir que existen todos estos universos diferentes? Si realmente están separados unos de otros, ¿cómo es posible que algo que suceda en otros universos no tenga consecuencias observables en el nuestro? Por lo tanto, deberíamos utilizar principios económicos para eliminarlos de la teoría. Si, por el contrario, fueran simplemente regiones diferentes de un único universo, las leyes científicas tendrían que ser las mismas en cada región, porque de lo contrario no se podría pasar continuamente de una región a otra. En este caso, la única diferencia entre las distintas regiones es su estructura inicial. De esta manera, el principio antrópico fuerte se reduce al principio antrópico débil.

La segunda objeción al principio antrópico fuerte es que va en contra de la tendencia de toda la historia de la ciencia. Hemos evolucionado desde la cosmología geocéntrica de Ptolomeo y su partido, pasando por la cosmología heliocéntrica de Copérnico y Galileo, hasta la imagen moderna en la que la Tierra es un planeta de tamaño mediano que orbita una órbita de estrellas ordinarias en el anillo exterior de una galaxia espiral ordinaria. , que a su vez es sólo una entre los billones de galaxias del universo observable. Sin embargo, el fuerte principio antrópico declara que toda esta vasta estructura existe sólo para nuestro bien, lo cual es muy increíble. Nuestro sistema solar es ciertamente un requisito previo para nuestra existencia, y esto se puede generalizar a nuestra galaxia, permitiendo que las primeras generaciones de estrellas produzcan elementos pesados. Pero no hay necesidad alguna de que existan otras galaxias, ni de que el universo sea tan consistente y similar en todas las direcciones a gran escala.

Uno estaría más satisfecho con el principio antrópico si pudiera demostrar que bastantes estructuras iniciales diferentes del universo podrían haber evolucionado para producir un universo como el que vemos hoy, al menos en una forma débil. .

De ser así, un universo que se desarrolló a partir de algunas condiciones iniciales aleatorias debería contener muchas regiones suaves, consistentes y adecuadas para la evolución de la vida inteligente. Por otro lado, si las condiciones iniciales del universo tuvieran que elegirse con mucho cuidado para dar lugar a todo lo que vemos a nuestro alrededor, es poco probable que el universo contuviera regiones donde surgiría la vida. En el modelo del Big Bang caliente descrito anteriormente, no hay suficiente dirección para que el calor fluya de un área a otra. Esto significa que el estado inicial del universo debe tener exactamente la misma temperatura en todas partes, de modo que la radiación de fondo de microondas que vemos en todas direcciones tenga la misma temperatura, y su tasa de expansión inicial debe elegirse con mucha precisión para que la tasa de expansión actual sea todavía muy cerca de la tasa crítica necesaria para evitar el colapso. Esto demuestra que si el modelo del Big Bang caliente es correcto hasta el principio de los tiempos, el estado inicial del universo tuvo que elegirse con mucho cuidado. Entonces, a menos que fuera un acto intencional de Dios al crear vida como nosotros, es muy difícil explicar por qué el universo comenzó de esta manera.

En un intento por encontrar un modelo del universo que pudiera evolucionar desde muchas estructuras iniciales diferentes hasta el universo que es hoy, el científico del MIT Alan Guth propuso que pudo haber habido una evolución muy rápida en el universo temprano. Un período de expansión. Esta expansión se llama "inflación", lo que significa que durante un período de tiempo el universo se estuvo expandiendo no a un ritmo decreciente, sino a un ritmo creciente. Según la teoría de Guth, en un tiempo muy inferior a 1 segundo, el radio del universo aumentó 100 billones de billones (1 seguido de 30 ceros) de veces.

Guth propuso que el universo comenzó con el Big Bang en un estado muy caliente y caótico. Estas altas temperaturas indican que las partículas del universo se mueven muy rápido y tienen mucha energía. Como comentamos anteriormente, uno esperaría que a temperaturas tan altas las fuerzas nucleares fuerte y débil y la fuerza electromagnética se unificaran en una sola fuerza. A medida que el universo se expande, se enfría y la energía de las partículas disminuye. Finalmente se produce la llamada transición de fase y la simetría entre las fuerzas se rompe: la fuerza fuerte se vuelve diferente de la fuerza débil y de la fuerza electromagnética. Un ejemplo común de cambio de fase es cuando el agua se enfría y se congela formando hielo. El agua líquida es simétrica, es igual en cualquier punto y en cualquier dirección. Sin embargo, cuando se forman cristales de hielo, tienen posiciones definidas y están alineados en una dirección determinada, lo que rompe la simetría del agua.

Al manipular agua, siempre que se tenga suficiente cuidado, se puede "sobreenfriar", es decir, se puede bajar la temperatura por debajo del punto de congelación (0°C) sin congelarse. Guth cree que el universo se comporta de manera similar: la temperatura del universo puede reducirse por debajo de un valor crítico sin romper la simetría entre las diferentes fuerzas. Si esto sucede, el universo se encuentra en un estado inestable con más energía de la que habría tenido si se rompiera la simetría. Esta energía extra especial tiene un efecto antigravitacional: actúa como una constante cosmológica. La constante cosmológica fue introducida en la relatividad general por Einstein cuando intentaba establecer un modelo estable del universo. Dado que el universo ya se está expandiendo como en el modelo del Big Bang, el efecto repulsivo de esta constante cosmológica hace que el universo se expanda a un ritmo cada vez mayor. Incluso en áreas donde hay más partículas de materia que el promedio, el efecto repulsivo de esta constante cosmológica efectiva. constante supera a la de la materia. De esta manera, estas regiones también se expanden en forma de inflación acelerada. A medida que se expandieron, las partículas de materia se separaron cada vez más, dejando un universo en expansión que casi no contenía partículas y permanecía sobreenfriado. Esta expansión suaviza cualquier irregularidad en el universo, del mismo modo que las arrugas de un globo se suavizan cuando lo inflas. Por lo tanto, el actual estado uniforme y consistente del universo podría haber evolucionado a partir de muchos estados iniciales no uniformes diferentes.

En un universo cuya expansión fue acelerada por la constante cosmológica en lugar de ralentizada por la atracción gravitacional de la materia, la luz en el universo primitivo habría tenido tiempo suficiente para viajar de un lugar a otro. Esto responde a la pregunta planteada anteriormente sobre por qué diferentes regiones del universo primitivo tenían las mismas propiedades. No sólo eso, sino que la tasa de expansión del universo automáticamente se acerca mucho a un valor crítico determinado por la densidad de energía del universo. Esto explicaría por qué la tasa de expansión actual sigue tan cerca del valor crítico sin suponer que la tasa de expansión inicial del universo fue elegida con mucho cuidado.

La idea de inflación también puede explicar por qué hay tanta materia en el universo. Hay aproximadamente 100 billones de billones de billones de billones de billones (1 seguido de 80 ceros) de partículas en el universo que podemos observar. ¿De dónde vienen? La respuesta es que, en la teoría cuántica, las partículas se pueden crear a partir de energía en forma de pares partícula/antipartícula. Pero esto sólo plantea la cuestión de de dónde viene la energía. La respuesta es que la energía total del universo es exactamente cero. La materia del universo está hecha de energía positiva; sin embargo, toda la materia se atrae entre sí por la gravedad. Dos trozos de materia que están cerca uno del otro tienen menos energía que dos trozos de materia que están muy separados, porque hay que gastar energía para separarlos contra la atracción gravitacional que los une. De esta forma, en cierto sentido, el campo gravitacional tiene energía negativa. En el caso de un universo aproximadamente uniforme en el espacio, se puede demostrar que esta energía gravitacional negativa simplemente anula la energía positiva representada por la materia, por lo que la energía total del universo es cero.

Dos veces cero sigue siendo cero. De esta manera, el universo puede duplicar simultáneamente su energía de materia positiva y su energía gravitacional negativa sin destruir la conservación de su energía. Durante la expansión normal del universo esto no sucede. En este momento, cuando el universo se hace más grande, la densidad de materia y energía disminuye.

Sin embargo, esto sucede durante los auges. Porque a medida que el universo se expande, la densidad de energía del estado sobreenfriado permanece sin cambios: cuando el volumen del universo se duplica, tanto la energía de la materia positiva como la energía gravitacional negativa se duplican, y la energía total permanece cero. Durante la fase inflacionaria, el tamaño del universo aumentó en un factor muy grande. De esta forma, la energía total disponible para crear partículas se vuelve muy grande. Como dijo Guth: "Dicen que no existe nada gratis, pero el universo es el almuerzo gratis más completo".

Hoy en día, el universo no se está expandiendo de forma inflacionaria. Por lo tanto, debe haber un mecanismo que pueda anular esta constante cosmológica efectiva de gran tamaño, cambiando así la tasa de expansión de un estado acelerado a uno ralentizado por la gravedad como lo es hoy. Uno esperaría que la simetría entre las diferentes fuerzas eventualmente se rompiera durante la inflación cósmica, del mismo modo que el agua sobreenfriada eventualmente se solidificaría. De esta manera, la energía extra de la simetría ininterrumpida se libera y recalienta el universo justo por debajo de la temperatura crítica que simetriza las diferentes fuerzas. Después de eso, el universo continuó expandiéndose y enfriándose siguiendo el patrón estándar del Big Bang. Pero ahora tenemos una explicación de por qué el universo se está expandiendo justo al ritmo crítico y tiene la misma temperatura en diferentes regiones.

En la idea original de Guth, era un poco como cristales de hielo que aparecían en agua muy fría, y el cambio de fase se producía de repente. La idea es que, al igual que las burbujas de vapor que rodean el agua hirviendo, se formen nuevas "burbujas" de la fase de ruptura de simetría dentro de la fase de simetría original. Las burbujas se expanden y chocan entre sí hasta que todo el universo pasa a una nueva fase. El problema es que, como yo y varios otros hemos señalado, el universo se está expandiendo tan rápido que incluso si las burbujas crecieran a la velocidad de la luz, se separarían unas de otras y, por lo tanto, no se fusionarían. El resultado es que el universo se convierte en un estado muy inconsistente, y algunas regiones todavía tienen simetrías entre diferentes fuerzas. Un modelo así es inconsistente con el universo que observamos.

En octubre de 1981, fui a Moscú para asistir a una conferencia sobre gravedad cuántica. Después de la reunión di una conferencia sobre el modelo inflacionario y sus problemas en el Instituto de Astronomía de Sternburg. Había un joven soviético entre el público, Andrei Linde, del Instituto Lebedev de Moscú, que dijo que si la burbuja fuera tan grande que toda la región de nuestro universo estuviera contenida en una sola burbuja, se podría evitar la dificultad de las burbujas. no poder fusionarse. Para que esto funcione, el cambio de la fase simétrica a la fase de ruptura de simetría tendría que ocurrir muy lentamente en la burbuja, lo cual es bastante posible según una gran teoría unificada. La idea de Linde de romper lentamente la simetría era muy buena, pero luego me di cuenta de que su burbuja tenía que ser más grande que el tamaño del universo en ese momento. Señalé que entonces la simetría se rompió no sólo en la burbuja sino en todas partes a la vez. Esto conduciría a un universo consistente con lo que observamos. Me entusiasmó mucho esta idea y la hablé con uno de mis alumnos, In Moss. Sin embargo, cuando más tarde recibí el artículo de Linde de una revista científica solicitando su publicación, como amigo suyo me sentí bastante avergonzado. Respondí que aquí había un error en el hecho de que la burbuja era más grande que el universo, pero la idea básica de una ruptura lenta de la simetría era muy buena. Recomiendo publicar este artículo tal como está. Porque a Linde le llevaría meses corregirlo, y todo lo que enviara a Occidente tenía que pasar la censura soviética, que era poco calificada y lenta para los artículos científicos. En Moss y yo asumimos el trabajo y escribimos un breve artículo para la misma revista. En este artículo señalamos el problema de esta burbuja y proponemos cómo solucionarlo.

Al día siguiente de mi regreso de Moscú, fui a Filadelfia para recibir una medalla del Instituto Franklin. Mi secretaria, Judy Ferra, utilizó su dosis de encanto para persuadir a British Airways de que nos ofreciera a ella y a mí asientos de viaje promocionales gratuitos en el Concorde. Sin embargo, una fuerte lluvia me retrasó en el camino al aeropuerto y perdí mi vuelo. Aun así, finalmente llegué a Filadelfia y obtuve la medalla. Posteriormente, fue invitado a dar una conferencia sobre el universo inflacionario. Como en Moscú, pasé la mayor parte de mi tiempo dando conferencias sobre los problemas del modelo inflacionario. Pero al final, mencioné las ideas de Linde sobre la ruptura lenta de la simetría y mis revisiones. Entre el público estaba un joven profesor asistente de la Universidad de Pensilvania, Paul Sternhardt, quien habló conmigo sobre la inflación después de la conferencia.

En febrero del año siguiente me envió un