ENSAYO STEPHEN HAWKING " VISIÓN DEL COSMOS"

HISTORIA DEL TIEMPO

Durante la historia del universo varios científicos nos han planteado diversas teorias explicando los posibles inicios del universo, todas las ideas previas que tenemos provienen en su mayoría de estas, en la cual se describen un amplio conjunto de observaciones, teniendo en cuenta que cualquier teoría física es siempre provisional: nunca se puede probar. Pero si por el contrario se realiza alguna vez una nueva observación que contradiga la teoría, tendremos que abandonarla o modificarla. En la práctica, lo que sucede es que se construye una nueva extensión de la teoría original. El objetivo final de la ciencia es el proporcionar una única teoría que describa correctamente todo el universo. Es muy difícil construir una única teoría capaz de describir todo el universo.

Los científicos actuales describen el universo a través de dos teorías parciales fundamentales: la teoría de la relatividad general y la mecánica cuántica. Ellas constituyen el gran logro intelectual de la primera mitad de este siglo.

La teoría de la relatividad general propuesta por Einstein, en 1.915, Hizo la sugerencia revolucionaria de que la gravedad no es una fuerza como las otras, sino que es una consecuencia de que el espacio-tiempo no sea plano, como previamente se había supuesto: el espacio-tiempo está curvado, o "deformado", por la distribución de masa y energía en él presente. Los cuerpos siguen la trayectoria más parecida a una línea recta en un espacio curvo, es decir, lo que se conoce como una geodésica. En relatividad general, los cuerpos siguen siempre líneas rectas, en el espacio-tiempo cuatridimensional; sin embargo, nos parece que se mueven a lo largo de trayectorias curvadas a lo largo de nuestro espacio tridimensional. (Es como ver la sombra de un avión volando sobre un terreno montañoso).

La relatividad general predice que la luz debería ser desviada por los campos gravitatorios. La teoría predice que los conos de luz de puntos cercanos al Sol estarán torcidos hacia adentro, debido a la presencia de la masa del Sol. La luz de una estrella distante, al pasar cerca del Sol, será desviada un pequeño ángulo. Es posible observarlo así durante un eclipse solar.

Otra predicción de la relatividad general es que el tiempo debería transcurrir más lentamente cerca de un cuerpo de gran masa. Cuando la luz viaja hacia arriba en el campo gravitatorio terrestre, pierde energía, y por lo tanto, su frecuencia disminuye. A alguien situado arriba le parecería que todo lo que pasara abajo, en la Tierra, transcurriría más lentamente. Esta predicción fue comprobada en 1.962.

En relatividad general no tiene sentido hablar del espacio y del tiempo fuera de los límites del universo. La idea de un universo esencialmente inalterable, había dado paso al concepto de un universo dinámico, en expansión, que parecía haber comenzado hace cierto tiempo finito, y que podría acabar en un tiempo finito en el futuro. Roger Penrose y Hawking mostraron cómo la teoría de la relatividad general de Einstein implicaba que el universo debía tener un principio y, posiblemente, un final.

La mecánica cuántica se ocupa de los fenómenos a escalas extremadamente pequeñas. Desafortunadamente estas dos teorías son inconsistentes entre sí: ambas no pueden ser correctas a la vez. Uno de los mayores esfuerzos de la física actual es la búsqueda de una teoría cuántica de la gravedad. Aún no se dispone de tal teoría, pero sí se conocen muchas de las propiedades que debe poseer. Podríamos esperar que las capacidades de razonamiento que la selección natural nos ha dado sigan siendo válidas en la búsqueda de una teoría unificada completa.

Algunas de las estrellas, llamadas fijas, cambian muy ligeramente sus posiciones con respecto a las otras cuando la Tierra gira alrededor del Sol. Esto se debe a que están relativamente cerca de nosotros. Ya en 1750 algunos astrónomos empezaron a sugerir que la Vía Láctea podría ser explicada por el hecho de que la mayor parte de las estrellas visibles estuvieran en una única configuración en forma de disco, un ejemplo de lo que hoy llamaríamos una galaxia espiral. Sólo unas décadas después, William Herschel confirmó esta idea.

El universo se expande. Si se estuviera expandiendo muy lentamente, la fuerza de la gravedad frenaría finalmente la expansión y aquél comenzaría entonces a contraerse. Si se expandiera más deprisa, continuaría expandiéndose por siempre.

Friedmann hizo dos suposiciones muy simples sobre el universo: que el universo parece el mismo desde cualquier dirección desde la que se le observe, y que ello también sería cierto si se le observara desde cualquier otro lugar. Todas las soluciones de Friedmann comparten el hecho de que en algún tiempo pasado (entre diez y veinte mil millones de años) la distancia entre galaxias vecinas debe haber sido cero. En aquel instante, que llamamos big bang, la densidad del universo y la curvatura del espacio-tiempo habrían sido infinitas. La teoría de la relatividad colapsa en lo que los matemáticos llaman una singularidad. Los sucesos anteriores al big bang no pueden tener consecuencias, por lo que no deberían formar parte de los modelos científicos del universo.

La relatividad general sólo pretende ser una teoría parcial, de forma que lo que el teorema de la singularidad realmente muestra es que debió haber habido un tiempo, muy al principio del universo, en que éste era tan pequeño que ya no se pueden ignorar los efectos de pequeña escala de la otra gran teoría parcial del siglo XX, la mecánica cuántica.

La doctrina del determinismo científico fue ampliamente criticada por diversos sectores, que pensaban que infringía la libertad divina de intervenir en el mundo, pero, a pesar de ello, constituyó el paradigma de la ciencia hasta los primeros años de nuestro siglo.

De acuerdo con las leyes en las que se creía en aquel tiempo, un cuerpo caliente tendría que emitir ondas electromagnéticas con igual intensidad a todas las frecuencias. Dado que el número de ciclos por segundo es ilimitado, esto significaría entonces que la energía total irradiada sería infinita.

En 1926 Werner Heisenberg formuló su famoso principio de incertidumbre. Para poder predecir la posición y velocidad futuras de una partícula, hay que ser capaces de medir con precisión su posición y velocidad actuales. El modo obvio de hacerlo es iluminando con luz la partícula. Sin embargo, uno no podrá ser capaz de determinar la posición de la partícula con mayor precisión que la distancia entre dos crestas consecutivas de la onda luminosa, por lo que se utilizará luz de muy corta longitud, y, por tanto muy alta frecuencia. Pero, según la hipótesis de Planck, no se puede emitir una cantidad arbitrariamente pequeña de luz: se tiene que usar como mínimo un cuanto de luz. Este cuanto perturbará la partícula, cambiando su velocidad en una cantidad que no puede ser predicha. Además, cuanto con mayor precisión se mida la posición, menor habrá de ser la longitud de onda de la luz que se necesite y, por lo tanto, mayor será la energía del cuanto que se haya de usar. Así, la velocidad de la partícula resultará fuertemente perturbada. En otras palabras, cuanto con mayor precisión se trate de medir la posición de la partícula, con menor exactitud se podrá medir su velocidad, y viceversa. La incertidumbre nunca podrá ser más pequeña que una cierta cantidad, que se conoce como constante de Planck. El principio de incertidumbre de Heisenberg es una propiedad fundamental, ineludible, del mundo.

El principio de incertidumbre tiene profundas implicaciones sobre el modo que tenemos de ver el mundo. Marcó el final del sueño determinista. Parece mejor, en general, emplear el principio de economía conocido como "cuchilla de Occam" y eliminar todos los elementos de la teoría que no pueden ser observados. Esta aproximación llevó en 1920 a Heisenberg, Erwin Schrodinger y Paul Dirac a reformular la mecánica con una nueva teoría llamada mecánica cuántica, basada en el principio de incertidumbre. En esta teoría las partículas ya no poseen posiciones y velocidades definidas por separado, pues estas no podrían ser observadas. En vez de ello, las partículas tienen un estado cuántico, que es una combinación de posición y velocidad.

La mecánica cuántica no predice un único resultado de cada observación. En su lugar, predice un cierto número de resultados posibles y nos da las probabilidades de cada uno de ellos. Así pues, la mecánica cuántica introduce una aleatoriedad en la ciencia. Einstein recibió el premio Nobel por su contribución a la teoría cuántica. No obstante, Einstein nunca aceptó que el universo estuviera gobernado por el azar ("Dios no juega a los dados"). Sin embargo, en ella se basa casi toda la ciencia y la tecnología modernas. Las únicas áreas de las ciencias en las que la mecánica cuántica aún no ha sido adecuadamente incorporada son las de la gravedad y la estructura a gran escala del universo.

La mecánica cuántica nos permite, en principio, predecir casi todos los fenómenos a nuestro alrededor, dentro de los límites impuestos por el principio de incertidumbre. (En la práctica los calculos son tan complicados que no pueden realizarse.)

La teoría de la relatividad general de Einstein parece gobernar la estructura a gran escala del universo. No tiene en cuenta el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica. Los campos gravitatorios que habitualmente experimentamos son muy débiles. El campo gravitatorio deberá ser muy intenso en, como mínimo dos situaciones: los agujeros negros y el big bang. En campos así de intensos, los efectos de la mecánica cuántica tendrán que ser importantes. Así, en cierto sentido, la relatividad general clásica, al predecir puntos de densidad infinita, predice su propia caída, igual que la mecánica clásica predijo su caída al sugerir que los átomos deberían colapsarse hasta alcanzar una densidad infinita.

En 1911 Rutherford mostró que los átomos de la materia tienen verdaderamente una estructura interna: están formados por un núcleo extremadamente pequeño y con carga positiva, alrededor del cual gira un cierto número de electrones. Dedujo esto analizando el modo en que las partículas alfa, que son partículas con carga positiva emitidas por átomos radioactivos, son desviadas al colisionar con los átomos.

Hasta hace veinte años se creía que los protones y los neutrones eran partículas elementales, pero en realidad estaban formados por partículas más pequeñas. Estas partículas fueron denominadas quarks.

Puede ser que nuestra propia existencia sea una consecuencia del proceso inverso, la producción de protones, o simplemente de quarks, a partir de una situación inicial en la que no hubiese más que quarks y antiquarks, que es la manera más natural de imaginar que empezó el universo.

Por ello la gravedad determina la evolución del universo. Incluso para objetos del tamaño de una estrella, la fuerza atractiva de la gravedad puede dominar sobre el resto de las fuerzas y hacer que la estrella se colapse.

Stephen Hawking su trabajo sobre los agujeros negros condujo a vislumbrar la forma que tendría una venidera teoría cuántica de la gravedad.

El término agujero negro fue acuñado en 1969 por John Wheeler como la descripción gráfica de una idea que se remonta hacia atrás un mínimo de doscientos años, a una época en que había dos teorías sobre la luz: una, preferida por Newton, que suponía que la luz estaba compuesta por partículas, y la otra que asumía que estaba formada por ondas. Debido a la dualidad onda/corpúsculo de la mecánica cuántica, la luz puede ser considerada como una onda y como una partícula

El ciclo vital de una estrella. Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos comienzan a chocar. Con el tiempo el gas estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio. El calor resultante expandirá los átomos equilibrando la acción gravitatoria en un cierto tamaño, que permanecerá aproximadamente constante durante mucho tiempo. Finalmente la estrella consumirá todo su hidrógeno y los otros combustibles nucleares. Paradójicamente, cuanto más combustible posee una estrella al principio, más pronto se le acaba, pues mientras más caliente esté, más rápidamente utilizará su combustible. Nuestro Sol tiene probablemente suficiente combustible para otros cinco mil millones de años aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible en tan sólo cien millones de años. Cuando una estrella se queda sin combustible empieza a enfriarse y por lo tanto a contraerse. Lo que puede sucederle a partir de ese momento sólo empezó a entenderse al final de la década de 1920.En la larga historia del universo muchas estrellas deben haber consumido todo su combustible nuclear, por lo que habrán tenido que colapsarse. La atracción gravitatoria extra de un número grande de agujeros negros podría explicar porqué nuestra galaxia gira a la velocidad con que lo hace: la masa de las estrellas visibles es insuficiente para explicarlo.

Hacia 1973 se llegó a demostrar que después de un colapso gravitatorio, un agujero negro puede rotar, pero no puede tener pulsaciones. Todo esto implicaba que una gran cantidad de información sobre el cuerpo colapsado se debe perder cuando se forma el agujero negro, porque después de ello, todo lo que se puede medir del cuerpo es la masa y la velocidad de rotación.

Hay evidencia de que existe un agujero negro mucho mayor, con una masa de aproximadamente cien mil veces la del Sol, en el centro de nuestra galaxia. Se piensa que agujeros negros similares, pero más grandes, con masas de unos cien millones de veces a la del Sol, existen en el centro de los quasars. Cuando la materia cayera en espiral hacia el agujero negro, haría girar a éste en la misma dirección, haciendo que desarrollara un campo magnético. Partículas de altísimas energías se generarían cerca del agujero negro, a causa de la materia que caería. El campo magnético sería tan intenso que podría enfocar a esas partículas en chorros inyectados hacia afuera, a lo largo del eje de rotación del agujero negro, en las direcciones de sus polos norte y sur. Tales chorros son ciertamente observables en cierto número de galaxias y quasars.

Podría haber agujeros negros con masas mucho menores. No podrían formarse por un colapso gravitatorio, pero sí si la materia fuera comprimida a enorme densidad por grandes presiones externas. Tales agujeros de poca masa podrían haberse formado en las altas temperaturas y presiones del universo en una fase muy inicial. Los agujeros negros se habrían formado únicamente si el universo inicial no hubiera sido liso y uniforme. Y hoy en día se sabe que debieron existir algunas irregularidades, pues de los contrario, la materia seguiría siendo uniforme. No sabemos la cantidad de agujeros negros que estas irregularidades pudieron generar.

No poseemos todavía una teoría completa y consistente que combine la mecánica cuántica y la gravedad. Una de sus características es que debe incorporar la idea de Feynman de formular la teoría cuántica en términos de una suma sobre historias. En este enfoque, una partícula no tiene simplemente una historia única. En lugar de esto, se supone que sigue todos los caminos posibles en el espacio-tiempo, y que con cada una de esas historias está asociada una pareja de números, uno que representa el tamaño de una onda y el otro que representa su posición en el ciclo (su fase). Cuando uno trata realmente de calcular esas sumas, sin embargo, tropieza con problemas técnicos importantes. La única forma de sortearlos consiste en la siguiente receta peculiar: hay que sumar las ondas correspondientes a historias de la partícula que no están en el tiempo "real" que experimentamos, sino que tienen lugar en lo que se llama tiempo imaginario. Esto tiene un efecto interesante sobre el espacio-tiempo: la distinción entre tiempo y espacio desaparece completamente. Dado un espacio-tiempo en el que los sucesos tienen valores imaginarios de la coordenada temporal, se dice de él que es euclídeo, en memoria de Euclides, que fundó el estudio de la geometría de superficies bidimensionales.

Una segunda característica que creemos que tiene que formar parte de cualquier teoría definitiva es la idea de Eisntein de que el campo gravitatorio se representa mediante un espacio-tiempo curvo: las partículas tratan siempre de seguir el camino más parecido posible a una línea recta en un espacio curvo.

En la teoría clásica de la gravedad, basada en un espacio-tiempo real, hay solamente dos maneras en las que puede comportarse el universo: o ha existido durante un tiempo infinito, o tuvo un principio en una singularidad dentro de algún tiempo finito en el pasado.

En la teoría cuántica de la gravedad, por otra parte, surge una tercera posibilidad. Debido a que se emplean espacio-tiempos euclídeos, en los que la dirección del tiempo está en pie de igualdad con las direcciones espaciales, es posible que el espacio-tiempo sea finito en extensión y que, sin embargo, no tenga ninguna singularidad que forme una frontera o borde. El espacio-tiempo sería como la superficie de la tierra, solo que con dos dimensiones más. En la teoría clásica de la relatividad general, no se puede predecir en que estado de orden o desorden comenzó el universo, debido al colapso de la teoría en la singularidad del big bang.

En una teoría cuántica de la gravedad para especificar el estado del universo habría que decir aún cómo se comportarían las historias posibles del universo en el pasado en la frontera del espacio-tiempo. Esta dificultad de tener que describir lo que no se sabe, ni se puede saber, podría evitarse únicamente si las historias satisficieran la condición de que no haya frontera: son finitas en extensión pero no tienen frontera, bordes o singularidades. En este caso, el principio del tiempo sería un punto regular, suave, del espacio-tiempo, y el universo habría comenzado su expansión en un estado muy suave y ordenado. No podría haber sido completamente uniforme, porque ello violaría el principio de incertidumbre. El universo se volvería grumoso y desordenado a medida que el tiempo pasase. Lo que explicaría la existencia de la flecha termodinámica del tiempo.

En última instancia, se tiene la esperanza de encontrar una teoría unificada, consistente, completa, que incluiría a todas las teorías parciales como aproximaciones, y que no necesitaría ser ajustada mediante la selección de los valores de algunos números arbitrarios. La búsqueda de una teoría como ésa se conoce como "la unificación de la física". Einstein empleó la mayor parte de sus últimos años en buscar esta teoría unificada. El se negaba a creer en la mecánica cuántica, pero parece ser que el principio de incertidumbre es una característica fundamental del universo en que vivimos, y que una teoría de este tipo debe incorporar necesariamente este principio.

Parece que la gravedad puede poner un límite a esta sucesión de teorías. Si hubiese una partícula con una energía por encima de lo que se conoce como energía de Planck, diez millones de billones de GeV, su masa estaría tan concentrada que se amputaría ella misma del resto del universo y formaría un pequeño agujero negro. Parece que la sucesión de teorías más y más refinadas debe tener algún límite a medida que vamos a energías cada vez más altas, por lo tanto, debe existir alguna teoría definitiva del universo.

Nunca podríamos llegar a estar suficientemente seguros de haber encontrado verdaderamente la teoría correcta. Pero si la teoría fuese matemáticamente consistente e hiciese predicciones que concordasen siempre con las observaciones podríamos estar razonablemente seguros de que se trataría de la teoría correcta. En la época de Newton, era posible, para una persona instruida abarcar todo el conocimiento humano, al menos en término generales. Si se descubriese una teoría unificada completa, sería sólo una cuestión de tiempo el que fuese digerida del mismo modo y enseñada en las escuelas al menos en términos generales.

Incluso si descubriésemos una teoría unificada completa, no significaría que fuésemos capaces de predecir acontecimientos en general, por dos razones. La primera, el principio de incertidumbre es menos restrictiva que la segunda: No podríamos resolver exactamente las ecuaciones de la teoría excepto en situaciones muy sencillas. (Incluso no podemos resolver exactamente el movimiento de tres cuerpos en la teoría de la gravedad de Newton, y la dificultad aumenta con el número de cuerpo y la complejidad de la teoría). Conocemos las leyes básicas que subyacen bajo toda la química y la biología. Ciertamente, aún no hemos reducido estas disciplinas al estado de problemas resueltos. Una teoría unificada completa, consistente, es sólo el primer paso: nuestra meta es una completa comprensión de lo que sucede a nuestro alrededor y de nuestra propia existencia.

Sthephen hawking ha hecho un recorrido a través de la historia resaltando el trabajo de científicos como Albert Einstein, Galilleo Galilei, Isaac Newton y muchos otros que han hecho grandes observaciones y estudios sobre la historia del tiempo, pero a pesar de todos estos trabajos y esfuerzos se busca poder unificar en una teoría completa la historia del tiempo en donde todas las personas sin importar su ocupación sean capaces de entender el porqué de las cosas.