¿El tiempo corre hacia atrás en otros universos?

Os costará, tiempo, paciencia y el enfado de esas personas a las que no estas conestando por el messenger pero cada uno decide si es o no valioso leerlo.
un saludo y suerte.

-------------------------------------------------------------------------------------

Uno de los hechos más básicos de la vida es que el futuro es distinto del pasado. Pero en la gran escala cosmológica, pueden parecer iguales.

El universo no parece ir bien. Puede parecer extraño decir algo como esto, dado que los cosmólogos tienen pocos estándares para la comparación. ¿Cómo sabemos a qué se supone que debería parecerse el universo? No obstante, a lo largo de los años se ha desarrollado una fuerte intuición de lo que es “natural” – y el universo no parece encajar aquí.

Seguir leyendo...->

No nos equivoquemos: los cosmólogos han encajado un increíblemente exitoso dibujo de cómo está hecho el universo y cómo ha evolucionado. Hace unos 14 mil millones de años el cosmos era más caliente y denso que el interior de una estrella, y desde entonces se ha estado enfriando y dispersándose conforme el tejido del espacio se expandía. Esta descripción tiene en cuenta casi cada observación que se ha realizado, pero un número de características inusuales, especialmente en los inicios del universo, sugieren que hay algo más en esta historia de lo que comprendemos.

Entre los aspectos no naturales del universo, uno destaca: la asimetría temporal. Las leyes microscópicas de la física que subyacen en el comportamiento del universo no distinguen entre pasado y futuro, aunque el universo inicial — caliente, denso y homogéneo — es completamente distinto del de hoy — frío, diluido y grumoso. El universo comenzó de forma ordenada y se ha ido incrementando su desorden desde entonces. La asimetría del tiempo, la flecha que apunta del pasado hacia el futuro, desempeña un papel indiscutible en nuestras vidas cotidianas: es el responsable de por qué una tortilla no se convierte en un huevo, por qué no se funden espontáneamente los cubitos de hielo en un vaso de agua, y por qué recordamos el pasado pero no el futuro. Y el origen de la asimetría que experimentamos puede ser rastreada hasta el orden del universo cerca del Big Bang. Cada vez que rompes un huevo, estás haciendo cosmología observacional.

La flecha del tiempo es, sin duda, la característica más patente del universo que los cosmólogos han fallado de forma flagrante al intentar explicar. Cada vez más, no obstante, este misterio sobre el universo que observamos, apunta a la existencia de un espacio-tiempo mucho mayor que no observamos. Esto da apoyo a la idea de que somos parte de un multiverso cuta dinámica ayuda a explicar las características aparentemente innaturales de nuestra vecindad local.

El misterio de la entropía

Los físicos encapsulan la idea de asimetría temporal en la famosa segunda ley de la termodinámica: La entropía en un sistema cerrado nunca se decrementa. A grandes rasgos, la entropía es una medida del desorden de un sistema. En el siglo XIX, el físico austriaco Ludwig Boltzmann explicó la entropía en término de distinción entre microestados de un objeto y sus macroestados. Si se te pidiera que describieras una taza de café, probablemente la mayoría de nosotros nos referiríamos a sus macroestados —su temperatura, presión y otras características globales. Los microestados, por otra parte, especifican la posición precisa y la velocidad de cada átomo concreto en el líquido. Muchos microestados distintos corresponden a un macroestado particular: podemos mover un átomo de aquí a allí, y nadie que observe a escalas macroscópicas lo notaría.

La entropía es el número de microestados distintos que se corresponden con el mismo macroestado. (Técnicamente, es el número de dígitos, o logaritmo, de tal número). De esta forma, existen más formas de ordenar un número dado de átomos en una configuración de alta entropía que en una de baja entropía. Imagina que echas leche en el café. Hay una gran cantidad de formas de distribuir las moléculas de tal forma que la leche y el café se mezclen entre sí pero relativamente pocas formas de ordenarlas de forma que la leche quede segregada del café que le rodea. Por tanto la mezcla tiene una entropía mayor.

Desde este punto de vista, no es sorprendente que la entropía tienda a incrementarse con el tiempo. Los estados de alta entropía superan abrumadoramente a los de baja entropía; casi cada cambio en un sistema terminará en un estado de mayor entropía, simplemente por suerte. Por esto es por lo que la leche se mezcla con el café, pero nunca se desmezcla. Aunque es físicamente posible para todas las moléculas de leche conspirar espontáneamente para unirse entre sí, es estadísticamente muy improbable. Si esperas que esto suceda por sí mismo conforme las moléculas se reorganizan aleatoriamente, normalmente tendrías que esperar mucho más que la actual edad del universo observable. La flecha del tiempo es simplemente la tendencia de los sistemas a evolucionar hacia uno de los numerosos y naturales estados de alta entropía.

Pero explicar por qué los estados de baja entropía evolucionan hacia estados de alta entropía es distinto de explicar por que la entropía aumenta en nuestro universo. La cuestión sigue: ¿Por qué empezamos con una entropía baja? Esto parece ser muy poco natural, dado que los estados de baja entropía son muy raros. Incluso concediendo que nuestro universo tiene actualmente una entropía media, eso no explica por qué la entropía solía ser aún menor. De todas las posibles condiciones iniciales en las que podría haber evolucionado un universo como el nuestro, la abrumadora mayoría tiene una entropía mucho mayor, no menor.

En otras palabras, el verdadero reto no es explicar por qué la entropía del universo será mayor mañana de lo que es hoy, sino explicar por qué la entropía era menor ayer y aún menor antesdeayer. Podemos seguir esta senda lógica hasta el inicio del tiempo de nuestro universo observable. Finalmente, la asimetría del tiempo es una cuestión que la cosmología debe contestar.

El desorden del vacío

El inicio del universo fue un lugar notable. Todas las partículas que forman el universo que actualmente observamos estaban estrujadas en un volumen extraordinariamente caliente y denso. Más importante aún, estaban distribuidas casi uniformemente en ese diminuto volumen. De media, la densidad difería de un lugar a otro en sólo una parte entre 100 000. Gradualmente, conforme el universo se expandía y enfriaba, el tirón de la gravedad aumentó esas diferencias. Las regiones con ligeramente más partículas formaron estrellas y galaxias, y las regiones con menos partículas quedaron formando vacíos.

Claramente, la gravedad ha sido crucial para la evolución del universo. Desafortunadamente, no comprendemos por completo la entropía cuando está implicada la gravedad. La gravedad surge de la forma del espacio-tiempo, pero no tenemos una teoría exhaustiva del espacio-tiempo; este es el objetivo de una Teoría Cuántica de la Gravedad. Mientras que podemos relacionar la entropía de un fluido con el comportamiento de las moléculas que lo constituyen, no sabemos qué constituye el espacio, por lo que no conocemos qué microestados gravitatorios corresponden a un macroestado particular.

No obstante, tenemos una idea aproximada de cómo evoluciona la entropía. En situaciones donde la gravedad es despreciable, tal como en una taza de café, una distribución uniforme de partículas tiene una alta entropía. Esta condición es un estado de equilibrio. Incluso cuando las partículas se reorganizan ya están tan mezcladas que no parece que suceda gran cosa macroscópicamente. Pero si la gravedad es importante y el volumen es fijo, una distribución suave tiene una entropía relativamente baja. En este caso, el sistema está muy lejos del equilibrio. La gravedad provoca que las partículas se agrupen en estrellas y galaxias, y la entropía se incrementa notablemente – de forma consistente con la segunda ley.

Es más, si queremos maximizar la entropía de un volumen cuando la gravedad está activa, sabemos que lo que lograremos: un agujero negro. En la década de 1970 Stephen Hawking de la Universidad de Cambridge confirmó una provocadora sugerencia de Jacob Bekenstein, ahora en la Universidad Hebrea de Jerusalén, que los agujeros negros encajan de lleno en la segunda ley. Al igual que los objetos calientes para los que originalmente fue formulada la segunda ley, los agujeros negros emiten radiación y tienen entropía — una gran cantidad de ella. Un único agujero negro de millones de masas solares, como el que vive en el centro de nuestra galaxia, tiene 100 veces la entropía de todas las partículas comunes del universo observable.

Finalmente incluso los agujeros negros se evaporan emitiendo radiación de Hawking. Un agujero negro no tiene la mayor entropía posible — sólo la mayor entropía que puede empaquetarse en cierto volumen. El volumen de espacio en el universo, parece estar creciendo sin límite. En 1998 los astrónomos descubrieron que la expansión cósmica está acelerando. La explicación más sencilla es la existencia de la energía oscura, una forma de energía que existe incluso en el espacio vacío y que no parece diluirse conforme el universo se expande. No es la única explicación para la aceleración cósmica, pero los intentos de crear una mejor idea hasta el momento han fallado.

Si la energía oscura no se diluye, el universo se expandirá para siempre. Las galaxias lejanas desaparecerán de la vista. Aquellas que no colapsen en agujeros negros, las cuales a su vez se evaporarán en la penumbra de alrededor de la misma forma que un charco se seca en un día de calor. Lo que quedará es un universo, a todos los efectos y propósitos, vacío. Entonces, y sólo entonces, el universo habrá maximizado verdaderamente su entropía. El universo estará en equilibrio, y nada más sucederá nunca.

Puede parecer extraño que el espacio vacío tenga una entropía tan grande. Suena como decir que el escritorio más desorganizado del mundo es aquel que está vacío. La entropía requiere de microestados, y a primera vista un espacio vacío no contiene ninguno. En realidad, no obstante, el espacio vacío tiene una gran cantidad de microestados — los microestados gravitatorio-cuánticos que se forman en el tejido del espacio. Aún no sabemos qué aportan esos microestados a la entropía de un agujero negro, pero sabemos que en un universo en aceleración la entropía dentro del volumen observable se aproxima a un valor constante proporcional al área de su límite. Es una cantidad de entropía verdaderamente enorme, mucho mayor que la de la materia en el mismo volumen.

Pasado contra futuro

La característica principal de esta historia es la pronunciada diferencia entre el pasado y el futuro. El universo se inicia en un estado de entropía muy baja: las partículas empaquetadas suavemente. Evoluciona a través de un estadio de entropía media: la grumosa distribución de estrellas y galaxias que vemos a nuestro alrededor hoy. Finalmente alcanza un estado de alta entropía: espacio casi vacío, con sólo alguna partícula ocasional de baja energía.

¿Por qué son tan distintos el pasado y el futuro? No es suficiente proponer una teoría de condiciones iniciales — una razón por la que el universo se inició con una entropía baja. Como apunta el filósofo Huw Price de la Universidad de Sydney, cualquier razonamiento que se aplique a las condiciones iniciales debería aplicarse también a las condiciones finales, o sino seremos culpables de suponer lo mismo que intentamos demostrar — que el pasado era especial. Ya sea teniendo que tomar la profunda asimetría temporal como una característica directa del universo que escapa a explicación, o teniendo que excavar más profundamente en el funcionamiento del espacio y el tiempo.

Muchos cosmólogos han tratado de atribuir la idea de la asimetría temporal al proceso de inflación cosmológica. La inflación es una atractiva explicación para muchas características básicas del universo. De acuerdo con esta idea, el propio universo inicial (o al menos parte del mismo) estaba repleto no de partículas sino de una forma temporal de energía oscura, cuya densidad era enormemente mayor que la energía oscura que observamos hoy. Esta energía causó que la expansión del universo se acelerase a un índice fantástico, tras lo cual decayó en materia y radiación, dejando tras de sí una diminutos brizna de energía oscura que se hace relevante de nuevo hoy. El resto de la historia del Big Bang, desde el suave gas primordial a las galaxias y más allá, simplemente continúa.

La motivación original para la inflación fue proporcionar una robusta explicación para las condiciones finamente ajustadas del inicio del universo — en particular, la notable densidad uniforme de materia en regiones ampliamente separadas. La aceleración dirigida por la energía oscura temporal alisa el universo de una forma casi perfecta. La anterior distribución de materia y energía es irrelevante; una vez se inicia la inflación, elimina las trazas de cualquier condición preexistente, dejándonos con un universo inicial caliente, denso y liso.

El paradigma inflacionario ha sido muy útil en muchas formas. Sus predicciones de las ligeras desviaciones de la uniformidad perfecta concuerda con las observaciones de variaciones de densidad en el universo. Como explicación para la asimetría temporal, no obstante, los cosmólogos consideran cada vez más que es un poco tramposa, por razones que Roger Penrose de la Universidad de Oxford y otros han enfatizado. Para que el proceso funciona como se desea, la energía oscura ultradensa tenía que comenzar con una configuración muy específica. De hecho, su entropía tenía que ser fantásticamente menor que la entropía del gas denso y caliente en el cual decayó. Esto implica que la inflación no ha resuelto nada en realidad: “explica” un estado de entropía inusualmente baja (un gas uniforme, denso y caliente) invocando un estado anterior de entropía aún menor (una lisa zona de espacio dominada por la energía oscura ultradensa). Simplemente desplaza un paso el misterio: ¿Por qué sucedió la inflación?

Una de las razones por la que muchos cosmólogos invocan la inflación como explicación de la asimetría del tiempo es que la configuración inicial de la energía oscura no parece ser del todo improbable. En esa época de inflación, nuestro universo observable tenía menos de un centímetro de diámetro. Intuitivamente, una región tan diminuta no tiene muchos microestados, por lo que no es tan improbable que el universo cayera por accidente en el microestado correspondiente a la inflación.

Por desgracia, esta intuición es incorrecta. El universo inicial, incluso si sólo tenía un centímetro de diámetro, tiene exactamente el mismo número de microestados que todo el universo observable actualmente. De acuerdo con las reglas de la mecánica cuántica, el número total de microestados de un sistema nunca cambia. (La entropía no se incrementa debido a que lo hace el número de microestados, sino debido a que el sistema de forma natural termina en el macroestado posible más genérico). De hecho, el universo inicial es el mismo sistema físico que el universo final. Uno evoluciona en el otro, después de todo.

Entre todas las distintas formas de microestados en las que el universo puede ordenarse, sólo una fracción increíblemente diminuta corresponde a una configuración lisa de energía oscura ultradensa empaquetada en un diminuto volumen. Las condiciones necesarias para que comience la inflación son extremadamente especializadas y por tanto con una configuración de entropía muy baja. Si hubiese que elegir configuraciones del universo de forma aleatoria, sería altamente improbable que se eligiera una que encajase con las condiciones adecuadas para iniciar la inflación. La inflación, por sí misma, no explica por qué el universo tiene una baja entropía; simplemente la supone desde el inicio.

Un universo simétrico temporalmente

Así pues, la inflación no es de ayuda al explicar por qué el pasado es distinto del futuro. Una audaz pero simple estrategia es simplemente decir: tal vez el pasado más lejano no es distinto del futuro después de todo. Tal vez el pasado lejano, así como el futuro, es en realidad un estado de alta entropía. De ser así, el estado denso y caliente que hemos estado llamando “el universo inicial” en realidad no es el auténtico inicio del universo, sino sólo un estado de transición entre dos etapas de su historia.

Algunos cosmólogos imaginan que el universo apareció a través de un “rebote”. Antes de este evento, el espacio se estaba contrayendo, pero el lugar de simplemente colapsar en un punto de densidad infinita, unos nuevos principios físicos — gravedad cuántica, dimensiones extra, Teoría de Cuerdas u otros fenómenos exóticos — lo salvaron en el último instante, y el universo volvió de nuevo al otro lado en lo que ahora percibimos como el Big Bang. Aunque intrigantes, los rebotes cosmológicos no explican la flecha del tiempo. O la entropía se incrementaba conforme el universo se aproximaba al colapso — en cuyo caso la flecha del tiempo se alarga infinitamente lejos en el pasado — o la entropía estaba decreciendo, en cuyo caso, tuvo lugar una condición no natural de baja entropía en la mitad de la historia del universo (en el rebote). Sea lo que sea, de nuevo hemos pasado de nuevo la pregunta del millón de dólares sobre por qué la entropía cerca de lo que conocemos como Big Bang era pequeña.

En lugar de esto, vamos a suponer que el universo se inició en un estado de alta entropía, el cual es el estado más natural. Un buen candidato para tal estado es el espacio vacío. Como cualquier otro buen estado de alta entropía, la tendencia del estado vacío es simplemente permanecer así, sin cambios. Por lo que el problema es: ¿Cómo logramos que nuestro actual universo no llegue a un desolado y tranquilo espacio-tiempo? El secreto podría estar en la existencia de la energía oscura.

En presencia de la energía oscura, el espacio vacío no está completamente vacío. Las fluctuaciones de los campos cuánticos dan lugar a temperaturas muy bajas —enormemente menores que la actual del universo, pero ni mucho menos el cero absoluto. Todos los campos cuánticos experimentan fluctuaciones térmicas ocasionales en tal universo. Eso significa que no es perfectamente estático; si esperamos lo suficiente, partículas individuales e incluso colecciones sustanciales de partículas fluctuarán a la existencia, sólo para dispersarse de nuevo en el vacío. (Estas son partículas reales, en oposición a las partículas “virtuales” de vida corta que contiene el espacio en ausencia de energía oscura).

Entre las cosas que pueden fluctuar a la existencia están pequeños trozos de energía oscura ultradensa. Si las condiciones son las adecuadas, tal trozo puede sufrir inflación e inflarse para formar un universo separado — un universo bebé. Nuestro universo puede ser la descendencia de algún otro universo.

Superficialmente, este escenario guarda cierto parecido con el estándar de la inflación. Allí, también, proponíamos que un trozo de energía oscura ultradensa surgía por casualidad, disparando la inflación. La diferencia es la naturaleza de las condiciones iniciales. En el modo estándar, el trozo surge de un universo salvajemente fluctuante, en el cual la gran mayoría de las fluctuaciones producidas no guardan semejanza con la inflación. Parecería ser mucho más probable que el universo fluctuase hacia un Big Bang caliente directamente, pasando por alto la etapa inflacionaria. Es más, en lo que concierne a la entropía, sería incluso más probable que el universo fluctuase directamente a la configuración que vemos hoy, pasando por alto 14 mil millones de años de evolución cósmica.

En nuestro escenario, el universo preexistente nunca fluctuó aleatoriamente; estaba en un estado muy específico. Lo que afirma esta teoría – y lo que queda por demostrarse - es que la forma más probable de crear un universo como el nuestro a partir de un estado preexistente es pasar por un periodo de inflación, en lugar de fluctuar directamente. Nuestro universo, en otras palabras, es una fluctuación, pero no una aleatoria.

Emit for Worra

Este escenario, propuesto en 2004 por Jennifer Chen de la Universidad de Chicago y por mi, proporciona una provocadora solución al origen de la asimetría temporal en nuestro universo observable: sólo vemos una minúscula parte de todo el cuadro, y este territorio mayor es totalmente simétrico temporalmente. La entropía puede incrementarse sin límites a través de la creación de nuevos universos bebés.

Lo mejor de todo es que esta historia puede contarse hacia delante y hacia atrás en el tiempo. Imagina que comenzamos con el espacio vacío en un momento particular y observamos cómo evoluciona hacia el futuro y el pasado. (Va en ambas direcciones debido a que no estamos presumiendo una flecha del tiempo unidireccional. Los universos bebé fluctúan a la existencia en ambas direcciones del tiempo, vaciándose finalmente y dando lugar a sus propios universos bebé. A escalas ultragrandes, tales multiversos serían estadísticamente simétricos con respecto al tiempo — tanto en el pasado como en el futuro caracterizarían a nuevos universos que fluctuarían a la vida y proliferarían sin límite. Cada uno de ellos experimentaría una flecha del tiempo, pero la mitad tendrían una flecha del tiempo invertida con respecto a los otros.

La idea de un universo con una flecha temporal inversa podría parecer alarmante. Si nos encontramos en uno de tales universos, ¿recordaríamos el futuro? Felizmente, no hay peligro de tal encuentro. En el escenario que estamos describiendo, los únicos lugares en los que el tiempo parece correr hacia atrás están enormemente lejos en nuestro pasado — mucho antes de nuestro Big Bang. Entre medias hay una amplia expansión del universo en el cual el tiempo no parece correr en absoluto; casi no existe materia, y la entropía no evoluciona. Cualquier ser que viviera en una de esas regiones de tiempo invertido no nacería viejo y moriría joven – o algo fuera de lo común. Para ellos el tiempo fluiría de un modo totalmente convencional. Es sólo cuando lo comparamos con nuestro universo que vemos cosas que parecen fuera de lo normal — nuestro pasado es su futuro, y viceversa. Pero tal comparación es puramente hipotética, dado que no podemos llegar allí ni ellos venir aquí.

Por ahora, el jurado está con nuestro modelo. Los cosmólogos han contemplado la idea de universos bebé durante muchos años, pero no comprendemos el proceso de nacimiento. Si las fluctuaciones cuánticas pudiesen crear nuevos universos, también podrían crear muchas otras cosas — por ejemplo, una galaxia completa. Para que un escenario como el nuestro explique el universo que vemos, tiene que predecir que la mayor parte de las galaxias surjan como secuelas del Big Bang y no como fluctuaciones aisladas de un universo por otra parte vacío. Si no, nuestro universo sería muy poco natural.

La lección final no es un escenario particular para la estructura del espacio-tiempo a escalas ultragrandes. Es la idea de que una notable característica de nuestro cosmos observable – la flecha del tiempo, surgiendo de condiciones de muy baja entropía en los inicios del universo — puede proporcionarnos pistas sobre la naturaleza de universos no observables.

Como se mencionó al inicio de este artículo, es genial tener una descripción que encaje con los datos, pero los cosmólogos quieren más que eso: buscamos comprender las leyes de la naturaleza y de nuestro universo particular en el que todo tenga sentido para nosotros. No queremos reducirnos a aceptar las extrañas características de nuestro universo como simples hechos. La drástica asimetría temporal de nuestro cosmos observable parece ofrecernos una pista de algo más profundo — una pista del funcionamiento final del espacio y el tiempo. Nuestra tarea como físicos es usar ésta y otras pistas para unirlas en una descripción convincente.

Si el universo observable fuese todo lo que existe, sería casi imposible tener en cuanta la flecha del tiempo de una forma natural. Pero si el universo a nuestro alrededor es sólo una diminuta pieza de un paisaje mucho mayor, las nuevas posibilidades aparecen por sí mismas. Podemos pensar en nuestro universo como sólo una pieza del puzzle, parte de la tendencia de un sistema mayor a incrementar su entropía sin límite en el lejano pasado y en el futuro. Parafraseando al físico Edward Tryon, el Big Bang es más fácil de comprender si no es el comienzo de todo, sino sólo una de esas cosas que sucede cada cierto tiempo.

Otros investigadores están trabajando en ideas relacionadas, y cada vez más cosmólogos se toman en serio el problema de la flecha del tiempo. Es muy fácil observar la flecha – sólo tienes que mezclar un poco de leche en tu café. Mientras la viertes puedes contemplar cómo un hecho tan simple puede seguirse hacia atrás hasta el inicio de nuestro universo observable, y tal vez, más allá.