La física cuántica que dio forma al universo

A día de hoy el universo es enorme, pero no siempre fue así. Bueno, acabamos de terminar la primera frase y ya nos estamos metiendo en problemas: como no sabemos si el universo es infinito no deberíamos andar por ahí diciendo que el universo es “grande” o “pequeño” (esas nociones no tendrían mucho sentido en un universo infinito). Digámoslo de otra manera, para no pillarnos los dedos: a día de hoy el universo es poco denso, pero no siempre fue así. Hubo una época en la que toda la materia que forma nuestra galaxia estaba concentrada en un espacio del tamaño de una mota de polvo. En esa época, claro, no existían las estrellas ni los planetas. Ni siquiera existían los átomos: el universo estaba tan caliente que hasta los átomos eran demasiado frágiles. Lo único que había era una sopa hirviente de partículas moviéndose a toda velocidad.

Lo que transformó ese cosmos extremadamente caliente en el universo frío que conocemos hoy fue la expansión del universo. La llamamos “expansión”, pero quizá deberíamos decir “crecimiento”, porque consiste en que el espacio que separa las cosas se hace más grande. Un espacio del tamaño de una mota de polvo se hace en unos segundos del tamaño de un camión, y pasados algunos miles de años es del tamaño de una galaxia. El universo estaba, literalmente, creciendo, y a medida que crecía se iba enfriando. Cuando la temperatura bajó por debajo del billón de grados se formaron los primeros núcleos. Cuando bajó de 10.000 grados, los primeros átomos.

Por desgracia no tenemos acceso directo a esas primeras etapas del universo. Lo más antiguo que somos capaces de ver es de cuando el universo tenía 379.000 años y estaba a unos 3.000 grados: es el fondo cósmico de microondas.

La luz más antigua

A esa edad al universo le sucedió algo muy notable: la mayor parte de la materia estaba ya en forma de átomos y, por primera vez en su historia, el universo empezaba a ser transparente a la luz. Antes de los átomos los electrones y los protones se movían sueltos por el espacio, y resulta que la luz tiene cierta tendencia a chocar con las partículas con carga, así que el universo era una neblina bastante opaca de protones y electrones. Pero cuando éstos se empezaron a juntar para formar átomos la luz dejó de tener cosas con las que chocar: el universo, en toda su inmensidad, se había vuelto transparente.

Esta situación no ha cambiado mucho desde entonces hasta ahora: aquella primera luz que empezó a viajar por el espacio cuando el universo tenía 379.000 años sigue viajando hoy en día. Nos llega desde todas las direcciones, y trae con ella un mapa, una fotografía, de cómo era aquel cosmos jovencito. En ese mapa no vemos estrellas todavía, ni galaxias, ni ninguna de estas cosas complicadas que tenemos hoy. Lo que vemos es gas caliente, y zonas en las que el gas era un poco más denso y otras en las que era un poco menos denso. Se supone que, a partir de ahí, las regiones densas siguieron acumulando materia y dieron lugar a grupos de millones de galaxias, y las regiones menos densas perdieron algo de materia y también dieron lugar a grupos de galaxias, aunque no tan poblados.

Este relato tiene sentido, pero deja una pregunta en el aire: ¿de dónde salieron esas zonas más o menos densas en primer lugar? Las vemos en el fondo cósmico de microondas, es verdad, pero ¿por qué son de ese tamaño? ¿Simplemente estaban ahí por casualidad?

La herencia del vacío

La respuesta la encontramos mucho antes del fondo cósmico de microondas, en una etapa tan temprana del universo que ni siquiera existían las partículas que hoy conocemos. Por motivos que son muy interesantes, pero que merecen un artículo sólo para ellos, sabemos que en algún momento al principio de su vida el universo tuvo que expandirse a una velocidad desmesurada, mucho más rápido de lo que lo hace hoy en día. En una fracción minúscula de segundo un objeto del tamaño de un átomo se habría expandido hasta medir un año luz. En comparación, al ritmo actual una expansión de ese calibre requeriría miles de millones de años.

A este periodo de expansión acelerada lo llamamos inflación cósmica, y tiene una serie de consecuencias interesantes. En primer lugar, no sabemos qué partículas había en el universo antes de la inflación, pero ésta se asegura de que apenas quede rastro de ellas: cualquier expansión del espacio trata de separar las partículas entre sí, pero una expansión tan potente como la inflación consigue hacerlo de una manera muy eficiente. Se calcula que tras la inflación en todo el universo observable podría quedar una partícula de las que antes poblaban el cosmos. El resto sería espacio vacío.

Ese vacío, sin embargo, es más interesante de lo que podríamos pensar. A primera vista, la palabra “vacío” nos sugiere “aquí no hay nada”, y por lo tanto “aquí no puede ocurrir nada”. Sin embargo, la física cuántica nos enseña que el vacío es un estado físico, tan digno como cualquier otro; en concreto, es un estado en el cual no hay ninguna partícula. Eso significa que la energía no puede moverse en el vacío, porque para moverse hacen falta partículas. Pero eso no prohíbe que en el vacío haya energía.

Efectivamente, la teoría cuántica permite que el estado vacío almacene energía. Es una energía que no puede moverse, pero que está ahí, y cuando una partícula atraviesa el vacío “se da cuenta” de que esa energía está ahí y se ve afectada por ella.

Pero, volviendo a los primeros instantes del universo: la inflación ha tomado regiones muy pequeñas del universo, tan pequeñas que estaban prácticamente vacías, y las ha hecho crecer hasta tamaños macroscópicos. Esto no significa que “el vacío se haya hecho grande”. La energía del vacío es un fenómeno cuántico, y por lo tanto es microscópico antes de la inflación y sigue siendo microscópico después. Pero hay una propiedad del vacío que sí puede crecer junto con el espacio-tiempo: su campo gravitatorio.

Es lógico: si el vacío tiene energía también debe tener gravedad. La relatividad general de Einstein nos dice que la gravedad está producida por cualquier sistema con energía, y el vacío no es una excepción. También nos dice que podemos entender la gravedad como curvatura del espacio-tiempo, así que podemos imaginarnos el campo gravitatorio del vacío como regiones muy pequeñas en las que el espacio está curvado y que cambian continuamente de forma y posición, al igual que la propia energía del vacío. Desde luego, estos campos gravitatorios son extremadamente débiles, y en condiciones normales son de tamaño microscópico y no podemos ni medirlos en el laboratorio.

Pero la inflación no son condiciones normales. Lo que creemos que ocurrió es que la inflación tomó esas pequeñas curvaturas del espacio-tiempo y las estiró hasta hacerlas macroscópicas. La energía que las había provocado seguía siendo microscópica, pero el espacio-tiempo no tiene nada que lo ligue al mundo microscópico. Gracias a la inflación, esos pequeños campos gravitatorios se habían convertido en unos señores campos gravitatorios. No eran muy intensos, pero sí eran grandes.

El resto de la historia es fácil de contar: cuando terminó la inflación y aparecieron las partículas que ahora pueblan el universo, se encontraron con esos campos gravitatorios que ya estaban allí. En algunas regiones eran intensos y las partículas tendían a acumularse en ellas; en otras regiones eran débiles y las partículas escapaban fácilmente de ellos. Con el paso de los años, las primeras se convirtieron en las regiones densas que vemos en el fondo cósmico de microondas, y las segundas en las regiones poco densas.

¿Cómo se escapa del mundo cuántico?

Pero una historia de física cuántica no está completa sin un giro final que nos haga dudar de que hayamos entendido algo realmente. El relato que acabamos de contar está incompleto: es verdad que el vacío almacena energía, y es verdad que ésta puede distribuirse de muchas maneras en el espacio. Pero el verdadero vacío cuántico es una combinación de todas estas distribuciones de energía. Es lo que se llama, en la jerga de la física, una superposición cuántica.

Lo que caracteriza a una superposición es que cuando la dejamos tranquila se comporta como una combinación de estados, pero cuando interaccionamos con ella sólo observamos uno de todos esos estados. Pues bien: lo que observamos en el fondo cósmico de microondas es uno de los posibles estados del vacío, con su distribución de zonas frías y zonas calientes, o lo que es lo mismo, de campos gravitatorios débiles e intensos. Pero ¿en qué momento decidió el universo escoger esa distribución y no cualquier otra? ¿Qué proceso físico obligó al vacío a fijarse en esa distribución y no otra?

Esas preguntas no tienen respuesta todavía, o al menos no una respuesta que genere consenso en la comunidad. Algunos físicos apuestan por que los campos gravitatorios “estirados” por la inflación, y todavía en un estado de superposición, interaccionaron con otros campos gravitatorios fuera del universo observable y eso les obligó a quedar fijados en el estado que observamos. Esta idea, sin embargo, es controvertida y otros grupos argumentan que los que la defienden no están entendiendo las matemáticas.

El problema aquí es que ya no estamos hablando de cosmología. Éste es un problema de física cuántica, y de física cuántica muy profunda. Entender por qué se fijaron esas regiones en el fondo cósmico de microondas sería entender también por qué al interaccionar con una superposición cuántica sólo observamos uno de los estados. Es un problema que tiene casi cien años y que sigue generando discusiones entre los físicos. Resulta irónico: la física cuántica nos ayuda a resolver uno de los problemas de la cosmología moderna y, a la vez, nos niega una respuesta completa. Quizá, como otras veces, nos está diciendo que nos estamos haciendo la pregunta equivocada. Sólo el tiempo lo dirá.

QUE NO TE LA CUELEN

• La física cuántica suele ser irrelevante en el mundo macroscópico, pero el universo a gran escala es una excepción a esta regla: la expansión del universo transformó fenómenos que eran inicialmente microscópicos en estructuras con un tamaño de millones de años luz.
• La inflación cósmica es un marco conceptual muy potente que ha cosechado muchos éxitos desde que se propuso hace 40 años, pero todavía no tenemos acceso directo a esa etapa de la vida del universo. Hasta entonces conviene ser cautos y tomar lo que contamos en este artículo como una explicación plausible, pero quizá no definitiva.
• El problema de la medida, o el problema de qué ocurre cuando interaccionamos con una superposición cuántica, es una de las mayores fuentes de discordia entre los físicos. Aunque se han propuesto muchas posibles soluciones en los últimos 90 años lo cierto es que ninguna termina de generar consenso.
• Paradójicamente, a pesar de que no nos pongamos de acuerdo sobre cómo interpretarla, la teoría cuántica es extremadamente exitosa a la hora de predecir el resultado de los experimentos.

REFERENCIAS

• Claus Kiefer y David Polarski. Why do Cosmological Perturbations Look Classical to Us? Advanced Science Letters, vol. 2, no. 2, pp. 164-173 (2009)
• Daniel Sudarsky. Shortcomings in the understanding of why cosmological perturbations look classical. International Journal of Modern Physics D, vol. 20, no. 04, pp. 509-552 (2011)
• Thomas Jarrett. Large Scale Structure in the Local Universe — The 2MASS Galaxy Catalog. Publications of the Astronomical Society of Australia, vol. 21, special issue 4, pp. 396-403 (2003)
• Derek Leinweber. Visualizations of Quantum Chromodynamics. Web. 2004.