Límites del Universo

LOS LÃMITES DEL UNIVERSO
En la mayorÃ-a de los primeros relatos mitológicos o religiosos, e l universo o al menos sus pobladores.
HabÃ-an sido creados por un Ser divino en un momento preciso del pasado. La necesidad de una primera
causa que explicara la creación de universo se empleo como argumento para probar la existencia de Dios.
A los filósofos griegos como Aristóteles y Platón, por otra parte no les agradaba la participación de los
dioses en los asuntos del mundo, la mayorÃ-a preferÃ-a creer que el universo habÃ-a existido siempre y que
existirÃ-a siempre. En el mundo antiguo todos creÃ-an que el universo tenia uno limites espaciales, que el
mundo era un plato llano y el cielo una flanera suspendida sobre nuestras cabezas. Los griegos se dieron
cuenta de que el mundo era redondo. Construyeron un modelo en el que la tierra era una esfera rodeada de
otras esferas que trasportaban el Sol, la Luna y los planetas.
Este modelo, con la tierra en el centro, fue adoptado por la iglesia católica pues dejaba suficiente espacio
fuera de la esfera de las estrellas para el cielo y el infierno. Tal modelo fue aceptado hasta el siglo XVII,
cuando las observaciones de Galileo demostraron que habÃ-a que sustituirlo por el modelo copernicano, en el
cual la tierra y los otros planetas giraban en torno al Sol. Demostró que las estrellas fijas debÃ-an de estar
bastante alejadas, puesto que no demostraban ningún movimiento aparente a medida que la Tierra giraba
alrededor del Sol, aparte de la rotación de la tierra misma.
En los siglos XVIII y XIX casi todos creÃ-an que el universo era básicamente permanente en el tiempo. La
cuestión de si habÃ-a tenido un comienzo era pura metafÃ-sica. En 1915 Einstein formulo su teorÃ-a
general de la relatividad, que modificaba la teorÃ-a de la gravitación universal de Newton a fin de hacerla
compatible con los descubrimientos sobre la propagación de la luz. Añadió una constante cosmológica,
que producÃ-a una fuerza de repulsión entre partÃ-culas a grandes distancias. Esta fuerza de repulsión
equilibraba la atracción gravitatoria normal y permitÃ-a una solución estática y uniforme para el universo.
Tal solución era inestable, pero en ella el espacio era finito pero sin lÃ-mites, al igual que la superficie de la
tierra que es finita en extensión pero no tiene limites o bordes. Sin embargo en esta solución el tiempo
podÃ-a ser infinito.
Astrónomos como Vesto, Slipher y Edwin empezaron a observar la luz de las otras galaxias. Pasando la luz
por un prisma, descubrieron los mismos esquemas caracterÃ-sticos de longitud de onda que en la luz de las
estrellas de nuestra galaxia, pero los patrones se desplazaban todos hacia el extremo rojo (mayor longitud de
onda). La única explicación razonable era que las galaxias se estaban alejando de nosotros. Igualmente, si
se observa la luz desde una fuente que se moviera hacia nosotros, las crestas de las ondas se agolpaban y
disminuÃ-a la longitud de onda. Este efecto se conoce como efecto Doppler. Durante los años veinte Edwin
observó que el universo no era estático, tal como se creÃ-a anteriormente, sino que se estaba expandiendo,
pero el Ã-ndice expansión es muy bajo.
MODELOS DE EXPANSION
El primer modelo de un universo en expansión consistente con la teorÃ-a general de la relatividad de
Einstein y las observaciones de las bandas rojas de Edwin fue propuesto por el fÃ-sico y matemático ruso
Alexander Friedmann en 1922. El modelo de Friedmann y sus generalizaciones posteriores suponÃ-an que el
universo era el mismo en todos los puntos del espacio y en todas las direcciones. Cualquier irregularidad a
gran escala en el universo harÃ-a que la radiación que nos llega de diferentes direcciones tuviera
intensidades diferentes, y la intensidad observada es la misma en todas las direcciones en un grado bastante
alto de fidelidad.
Existen tres tipos de modelos de Friedmann:
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*En uno de ellos las galaxias se están separando de una forma tan lenta que la atracción gravitatoria entre
ellas impedirá finalmente que se sigan alejando y hará que empiecen a acercarse unas a otras.
*En el segundo modelo las galaxias se están alejando a tal velocidad que no puede detenerlas la atracción
gravitatoria y el universo se expandirá eternamente.
*Tercer modelo, las galaxias se están alejando a la velocidad crÃ-tica para evitar su contracción.
En principio se podrÃ-a determinar cual de los modelos corresponde a nuestro universo comparando el ritmo
actual de expansión con la densidad media actual de masa. La masa que se puede observar directamente no
es suficiente para detener la expansión. Se tienen pruebas indirectas de la existencia de más masa que no
podemos observar. El que esta masa invisible pudiera ser suficiente para detener con el tiempo la expansión
sigue siendo una pregunta sin respuesta.
En todos los modelos de expansión se inicia a partir de un estado de densidad infinita denominado
singularidad del big bang. En el modelo que se contrae existe otra singularidad que se denomina big crunch,
que se produce al final del proceso de reconcentración o convergencia. Las singularidades son puntos en los
que la curvatura el espacio−tiempo es infinita y en los que dejan de tener significado los concepto de espacio
y tiempo. Si hubiera algo antes del big bang, las teorÃ-as no nos permitirÃ-an predecir el estado actual del
universo, ya que la predictibilidad se interrumpirÃ-a en el big bang. Igualmente, no hay forma de saber que
habÃ-a antes del big bang a partir del conocimiento de los hechos posteriores. Esto significa que la existencia
o no existencia de acontecimientos anteriores al big bang es puramente metafÃ-sica, no tienen mayor
consecuencia sobre el estado actual del universo.
INTERVENCIONES DIVINAS
A muchos no les agradaba la idea que el tiempo tuviera un comienzo y un final, porque apestaba a
intervención divina. Se produjeron una serie de intentos por evitar tal conclusión.
Una de ellas fue el modelo de estado estacionario del universo. Este modelo se proponÃ-a que, a medida que
las galaxias se iban separando entre si, se iban formando nuevas galaxias, consecuentemente el universo
tendrÃ-a más o menos el mismo aspecto en todo momento y la densidad permanecerÃ-a aproximadamente
constante. Este modelo tenia la gran virtud de adelantar predicciones concretas que podÃ-a probarse mediante
observación. Desgraciadamente las observaciones de los focos de radiación efectuadas en los años
cincuenta y sesenta demostraron que esos focos de radiación debieron de ser mayores en el pasado, con lo
que se contradecÃ-a el modelo de estado estacionario. Lo que acabo por rematar la teorÃ-a fue el
descubrimiento del origen de la radiación del microondas en 1965. El modelo no podÃ-a dar explicación
alguna a estas radiaciones.
Entre 1965 y 1970 se crearon una serie de teoremas que demostraban que cualquier modelo del universo que
obedeciera la teorÃ-a general de la relatividad, satisficiera otro y otros dos presupuestos razonables y
contuviera toda la materia que se observaba en el universo debÃ-a tener una singularidad de gran explosión.
Estos teoremas predicen que habrá una singularidad que será al final del tiempo si el universo entero
converge. Aunque el universo se expanda con demasiada rapidez como para converger en su totalidad se
espera que algunas zonas locales como las estrellas apagadas de gran masa converjan y formen agujeros
negros. Los agujeros negros contendrán singularidades que serán al final del tiempo para cualquiera
suficientemente desgraciado o audaz como para caer en ellos.
RELATIVIDAD Y MECÃNICA QUÃNTICA
La teorÃ-a general de la relatividad de Einstein constituye probablemente uno de los dos mayores logros
intelectuales de siglo XX. Sin embargo es incompleta al ser lo que se denomina una teorÃ-a clásica que no
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incorpora el principio de indeterminación del otro gran descubrimiento de este siglo la mecánica quántica.
El principio de indeterminación afirma que ciertas parejas de magnitudes no pueden predecirse
simultáneamente con un grado de precisión arbitrariamente alto. La mecánica quántica se desarrollo en
los primero años del presente siglo a fin de describir el comportamiento de sistemas muy pequeños tales
como los átomos o partÃ-culas elementales individuales. HabÃ-a un problema con la estructura del átomo
que se suponÃ-a formado por un número de partÃ-culas con carga eléctrica denominadas electrones. Que
giraban alrededor de un núcleo central la teorÃ-a clásica anterior procedÃ-a de que los electrones emitÃ-an
ondas de luz debido a su movimiento las ondas trasportaban energÃ-a de tal forma que hacÃ-an que los
electrones se movieran en espiral hacia el interior asta chocar con un núcleo, no obstante la mecánica
quántica no permite tal comportamiento ya que violarÃ-a el principio de indeterminación si un electrón se
posara sobre el núcleo tendrÃ-a tanto una situación concreta como una velocidad concreta. Por el contrario
la mecánica quántica predice que el electrón no tiene una situación concreta pero que su probabilidad de
localización se extiende por una zona determinada en torno al núcleo permitiendo la probabilidad de
densidad finita incluso en el núcleo.
Consecuentemente cabria esperar que si se pudiera cambiar la teorÃ-a general de la relatividad con la
mecánica quántica en una nueva teorÃ-a de gravedad quántica se comprobarÃ-a que las singularidades de
la convergencia o expansión gravitarÃ-as quedarÃ-an descartadas como en el caso de la convergencia del
átomo.
Los primero indicios de que podrÃ-a ser asÃ- se produjeron con el descubrimiento de que los agujeros negros
formados por la convergencia de zonas locales tales como las estrellas no eran completamente negros si se
tenia en cuenta el principio de indeterminación de la mecánica quántica.
Por el contrario un agujero negro emitirÃ-a partÃ-culas i radiaciones como si fuera un cuerpo caliente con
una temperatura que seria más alta cuanto menos fuera la masa del agujero negro. Las radiaciones
trasmitirÃ-an energÃ-a reduciendo la masa del agujero negro esto aumentarÃ-a el ritmo de emisiones.
Finalmente el agujero negro desaparecerÃ-a completamente en un tremendo estallido de emisiones, toda la
materia que hubiera convergido para formar el agujero negro desaparecerÃ-a, al menos de nuestra región del
universo. La energÃ-a que corresponderÃ-a a su masa teniendo en cuenta la famosa ecuación de Einstein
E=mcseria emitida por el agujero negro en forma de radiación. Consecuentemente la masa−energÃ-a se
reciclarÃ-a en el universo la evaporación del agujero negro indicaba que la convergencia gravitatoria no
producirÃ-a un final total del tiempo.
UN UNIVERSO SIN LÃMITES
El verdadero problema de la teorÃ-a del espacio−tiempo tiene un borde o limite en una singularidad es que las
leyes de la fÃ-sica no determinan el estado inicial del universo en la singularidad sino solo como se desarrolla
a partir de ese momento. Las leyes de la fÃ-sica no determinan cual fue el estado del universo en el pasado
infinito. Para poder escoger un estado determinado del universo de entre toda la serie de estados posibles
permitidos por las leyes es necesario complementar estas leyes mediante las condiciones de lÃ-mites que
dicen cual fue el estado del universo en una singularidad inicial o el pasado. A muchos cientÃ-ficos les
avergüenza hablar de las condiciones de lÃ-mites del universo por que les parece algo rayano en la
metafÃ-sica o la religión. El universo podrÃ-a haber empezado en este estado completamente arbitrario pero
en ese caso podrÃ-a también haber evolucionado de una forma totalmente arbitraria todos los testimonios
con que contamos sugieren evoluciona de una manera bien determinada de acuerdo con nuestras leyes no es
lógico suponer que puede haber igualmente leyes sencillas que regulen las condiciones de limites y
determinen el estado del universo.
De acuerdo con la teorÃ-a general de la relatividad clásica el estado inicial del universo es un punto de
densidad infinita y resulta muy difÃ-cil definir cuales podrÃ-an ser las condiciones de lÃ-mites del universo
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en tan singularidad. Cuando se tiene en cuenta los descubrimientos de la mecánica quántica se puede dejar
de lado la posibilidad de la singularidad y resultar posible el espacio y el tiempo forme una superficie
cúatridimensional sin lÃ-mites o bordes. Esto significarÃ-a que el universo es totalmente independiente y no
necesita las condiciones de limites se podrÃ-a argumentar que las condiciones de limites del universo son que
no tienen limite alguno.
IMPLICACIONES FILOSÓFICAS
Esto es simplemente una propuesta respecto a las condiciones de lÃ-mites del universo. Se podrÃ-an deducir
de algún otro principio, pero habrÃ-a que seleccionar un conjunto razonable de condiciones de lÃ-mites y
calcular sus predicciones respecto al estado actual del universo, y ver si están de acuerdo con las
observaciones empÃ-ricas. Los resultados son bastante aleatorios. Predicen que el universo debe haber
comenzado en un estado bastante tranquilo y uniforme. HabrÃ-a pasado por un periodo de lo que se denomina
expansión exponencial durante el cual habrÃ-a aumentado su tamaño en un factor bastante grande pero la
densidad habrÃ-a permanecido constante. El universo habrÃ-a aumentado entonces de temperatura y se
habrÃ-a expandido al tamaño que tiene en la actualidad, enfriándose según se iba expandiendo. SerÃ-a
uniforme y semejante en todas las direcciones, aunque contendrÃ-a irregularidades locales que se
convertirÃ-an en estrellas y galaxias.
Si las condiciones de lÃ-mites del universo son que no tiene limites, el tiempo deja de estar bien definido en
los primeros momentos del universo. La cantidad que medimos como tiempo tiene un comienzo, pero eso no
significa que el tiempo espacial tenga un lÃ-mite.
Si el tiempo espacial es finito, pero sin limites o bordes. SignificarÃ-a que se podrÃ-a describir el universo
mediante un modelo matemático determinado en su totalidad únicamente por las leyes de la fÃ-sica.
TodavÃ-a desconocemos la forma precisa de las leyes. Parece probable que todas estas leyes formen parte de
una teorÃ-a unificada que aún tenemos que descubrir. Estamos avanzando y hay una posibilidad bastante
razonable de que la descubramos antes de finales de siglo. PodrÃ-a parecer que ello nos permitirÃ-a predecir
todo el universo. Sin embargo, nuestros poderes de predicción estarÃ-an severamente limitados, en primer
lugar por el principio de indeterminación, que afirma que no se pueden predecir ciertas cantidades con
exactitud, sino sólo su distribución de probabilidad, y, en segundo lugar, por la complejidad de las
ecuaciones, que hace que sea imposible resolverlas más que en situaciones muy sencillas. AsÃ-, pues,
estarÃ-amos todavÃ-a bastante lejos de la omnisciencia.
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