Multiverso de Nivel II: Inflación Caótica y Burbujas Post-Inflacionarias

Si sentiste que el multiverso de Nivel I era grande y difícil de digerir, intenta imaginar un conjunto infinito de universos distintos, algunos quizás con diferente dimensionalidad y diferentes constantes físicas. Esto es lo que predice la teoría caótica de la inflación, actualmente popular, y nos referiremos a ella como el multiverso de Nivel II. Estos otros dominios están más que infinitamente lejos en el sentido de que nunca llegarías allí incluso si viajaras a la velocidad de la luz para siempre. La razón es que el espacio entre nuestro multiverso de Nivel I y sus vecinos todavía está experimentando inflación, lo que sigue estirándolo y creando más volumen más rápido de lo que puedes viajar a través de él. En contraste, podrías viajar a un universo de Nivel I arbitrariamente distante si fueras paciente y la expansión cósmica se desacelerara. (La evidencia astronómica sugiere que la expansión cósmica se está acelerando actualmente. Si esta aceleración continúa, entonces incluso los universos paralelos de nivel I permanecerán separados para siempre, con el espacio intermedio estirándose más rápido de lo que la luz puede viajar a través de él. El jurado aún está deliberando, sin embargo, con modelos populares que predicen que el universo eventualmente dejará de acelerarse e incluso podría volver a colapsar).

Para la década de 1970, el modelo del Big Bang había demostrado ser una explicación altamente exitosa de la mayor parte de la historia de nuestro universo. Había explicado cómo una bola de fuego primordial se expandió y enfrió, sintetizó helio y otros elementos ligeros durante los primeros minutos, se volvió transparente después de 400,000 años liberando la radiación cósmica de fondo de microondas, y gradualmente se volvió más grumosa debido a la agrupación gravitacional, produciendo galaxias, estrellas y planetas. Sin embargo, persistían preguntas inquietantes sobre lo que sucedió en el principio. ¿Apareció algo de la nada? ¿Dónde están todas las partículas superpesadas conocidas como monopolos magnéticos que la física de partículas predice que deberían crearse al principio (el “problema del monopolo”)? ¿Por qué el espacio es tan grande, tan viejo y tan plano, cuando las condiciones iniciales genéricas predicen que la curvatura crecerá con el tiempo y la densidad se acercará a cero o infinito después de un orden de 10−42 segundos (el “problema de la planitud”)? ¿Qué conspiración causó que la temperatura del CMB fuera casi idéntica en regiones del espacio que nunca han estado en contacto causal (el “problema del horizonte”)? ¿Qué mecanismo generó las fluctuaciones de semilla de nivel 10−5 a partir de las cuales creció toda la estructura?

Un proceso conocido como inflación puede resolver todos estos problemas de un solo golpe (ver reseñas de Guth & Steinhardt 1984 y Linde 1994), y por lo tanto ha surgido como la teoría más popular de lo que sucedió muy al principio. La inflación es un rápido estiramiento del espacio, diluyendo monopolos y otros desechos, haciendo que el espacio sea plano y uniforme como la superficie de un globo en expansión, y estirando las fluctuaciones cuánticas del vacío en fluctuaciones de densidad macroscópicamente grandes que pueden sembrar la formación de galaxias. Desde su inicio, la inflación ha superado pruebas adicionales: las observaciones del CMB han encontrado que el espacio es extremadamente plano y han medido que las fluctuaciones de semilla tienen un espectro aproximadamente invariante en escala sin un componente sustancial de onda gravitacional, todo en perfecto acuerdo con las predicciones inflacionarias.

La inflación es un fenómeno general que ocurre en una amplia clase de teorías de partículas elementales. En el modelo popular conocido como inflación caótica, la inflación termina en algunas regiones del espacio permitiendo la vida tal como la conocemos, mientras que las fluctuaciones cuánticas hacen que otras regiones del espacio se inflen aún más rápido. En esencia, una burbuja inflacionaria brota otras burbujas inflacionarias, que a su vez producen otras en una reacción en cadena interminable. Las burbujas donde la inflación ha terminado son los elementos del multiverso de Nivel II. Cada una de estas burbujas es de tamaño infinito (sorprendentemente, se ha demostrado que la inflación puede producir un multiverso de Nivel I infinito incluso en una burbuja de volumen espacial finito, gracias a un efecto por el cual las direcciones espaciales del espacio-tiempo se curvan hacia la dirección temporal (infinita) (Bucher & Spergel 1999).), sin embargo, hay infinitas burbujas ya que la reacción en cadena nunca termina. De hecho, si este crecimiento exponencial del número de burbujas ha estado ocurriendo para siempre, habrá una infinidad incontable de tales universos paralelos (la misma infinidad que la asignada al conjunto de números reales, por ejemplo, que es mayor que la del conjunto [contablemente infinito] de enteros). En este caso, tampoco hay principio del tiempo ni Big Bang absoluto: hay, hubo y siempre habrá un número infinito de burbujas inflacionarias y regiones post-inflacionarias como la que habitamos, formando un patrón fractal.

La opinión predominante es que la física que observamos hoy es meramente un límite de baja energía de una teoría mucho más simétrica que se manifiesta a temperaturas extremadamente altas. Esta teoría fundamental subyacente puede ser de 11 dimensiones, supersimétrica e involucrar una gran unificación de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza. Una característica común en tales teorías es que la energía potencial del campo(s) que impulsa la inflación tiene varios mínimos diferentes (a veces llamados “estados de vacío”), correspondientes a diferentes formas de romper esta simetría y, como resultado, a diferente física de baja energía. Por ejemplo, todas menos tres dimensiones espaciales podrían estar enrolladas (“compactadas”), resultando en un espacio efectivamente tridimensional como el nuestro, o menos podrían enrollarse dejando un espacio de 7 dimensiones. Las fluctuaciones cuánticas que impulsan la inflación caótica podrían causar diferentes rupturas de simetría en diferentes burbujas, resultando en diferentes miembros del multiverso de Nivel II que tienen diferente dimensionalidad. Muchas simetrías observadas en la física de partículas también resultan de la forma específica en que se rompe la simetría, por lo que podría haber universos paralelos de Nivel II donde hay, digamos, dos en lugar de tres generaciones de quarks.

Además de tales propiedades discretas como la dimensionalidad y las partículas fundamentales, nuestro universo se caracteriza por un conjunto de números adimensionales conocidos como constantes físicas. Los ejemplos incluyen la relación masa electrón/protón mp /me ≈ 1836 y la constante cosmológica, que parece ser de aproximadamente 10−123 en las llamadas unidades de Planck. Hay modelos donde también tales parámetros continuos pueden variar de una burbuja post-inflacionaria a otra. (Aunque las ecuaciones fundamentales de la física son las mismas en todo el multiverso de Nivel II, las ecuaciones efectivas aproximadas que gobiernan el mundo de baja energía que observamos diferirán. Por ejemplo, pasar de un espacio tridimensional a uno tetradimensional (no compactado) cambia la ecuación de la fuerza gravitacional observada de una ley del inverso del cuadrado a una ley del inverso del cubo. Asimismo, romper las simetrías subyacentes de la física de partículas de manera diferente cambiará la alineación de las partículas elementales y las ecuaciones efectivas que las describen. Sin embargo, reservaremos los términos “ecuaciones diferentes” y “leyes diferentes de la física” para el multiverso de Nivel IV, donde son las ecuaciones fundamentales en lugar de las efectivas las que cambian.)

Por lo tanto, es probable que el multiverso de Nivel II sea más diverso que el multiverso de Nivel I, conteniendo dominios donde no solo difieren las condiciones iniciales, sino quizás la dimensionalidad, las partículas elementales y las constantes físicas también.

Antes de seguir adelante, comentemos brevemente algunas nociones de multiverso estrechamente relacionadas. En primer lugar, si un multiverso de Nivel II puede existir, autorreproduciéndose eternamente en un patrón fractal, entonces bien puede haber infinitos otros multiversos de Nivel II que están completamente desconectados. Sin embargo, esta variante parece ser no comprobable, ya que no agregaría ningún mundo cualitativamente diferente ni alteraría la distribución de probabilidad para sus propiedades. Todas las posibles condiciones iniciales y rupturas de simetría ya se realizan dentro de cada una.

Una idea propuesta por Tolman y Wheeler y recientemente elaborada por Steinhardt & Turok (2002) es que el multiverso (de Nivel I) es cíclico, pasando por una serie infinita de Big Bangs. Si existe, el conjunto de tales encarnaciones también formaría un multiverso, posiblemente con una diversidad similar a la del Nivel II.

Una idea propuesta por Smolin (1997) involucra un conjunto similar en diversidad al del Nivel II, pero mutando y brotando nuevos universos a través de agujeros negros en lugar de durante la inflación. Esto predice una forma de selección natural que favorece los universos con máxima producción de agujeros negros.

En escenarios de mundos brana, otro mundo tridimensional podría estar literalmente paralelo al nuestro, meramente desplazado en una dimensión superior. Sin embargo, no está claro si tal mundo (“brana”) merece ser llamado un universo paralelo separado del nuestro, ya que podríamos interactuar con él gravitacionalmente tanto como lo hacemos con la materia oscura.

A los físicos no les gustan las coincidencias inexplicables. De hecho, las interpretan como evidencia de que los modelos están descartados. En la Sección I C, vimos cómo el modelo de universo abierto fue descartado con un 99.9% de confianza porque implica que el patrón observado de fluctuaciones del CMB es extremadamente improbable, una coincidencia de uno en mil que ocurre en solo el 0.1% de todos los volúmenes de Hubble.

Supón que te registras en un hotel, te asignan la habitación 1967 y, sorprendido, observas que ese es el año en que naciste. Después de un momento de reflexión, concluyes que esto no es tan sorprendente después de todo, dado que el hotel tiene muchas habitaciones y que no estarías teniendo estos pensamientos en primer lugar si te hubieran asignado otra. Entonces te das cuenta de que incluso si no supieras nada sobre hoteles, podrías haber inferido la existencia de otras habitaciones de hotel, porque si solo hubiera un número de habitación en todo el universo, te quedarías con una coincidencia inexplicable.

Como un ejemplo más pertinente, considera M , la masa del Sol. M afecta la luminosidad del Sol, y usando física básica, se puede calcular que la vida tal como la conocemos en la Tierra solo es posible si M está en el rango estrecho 1.6 × 1030 kg − 2.4 × 1030 kg — de lo contrario, el clima de la Tierra sería más frío que en Marte o más caliente que en Venus. El valor medido es M ∼ 2.0 × 1030 kg. Esta aparente coincidencia de los valores habitables y observados de M puede parecer inquietante dado que los cálculos muestran que las estrellas en el rango de masa mucho más amplio M ∼ 1029 kg − 1032 kg pueden existir. Sin embargo, al igual que en el ejemplo del hotel, podemos explicar esta aparente coincidencia si hay un conjunto y un efecto de selección: si de hecho hay muchos sistemas solares con un rango de tamaños de la estrella central y las órbitas planetarias, entonces obviamente esperamos encontrarnos viviendo en uno de los habitables.

Más generalmente, la aparente coincidencia de los valores habitables y observados de algún parámetro físico puede tomarse como evidencia de la existencia de un conjunto más grande, del cual lo que observamos es meramente un miembro entre muchos (Carter 1973). Aunque la existencia de otras habitaciones de hotel y sistemas solares es incontrovertible y está confirmada observacionalmente, la de universos paralelos no lo es, ya que no pueden ser observados. Sin embargo, si se observa un ajuste fino, se puede argumentar a favor de su existencia usando exactamente la misma lógica que la anterior. De hecho, hay numerosos ejemplos de ajuste fino que sugieren universos paralelos con otras constantes físicas, aunque el grado de ajuste fino todavía está bajo debate activo y debería ser aclarado por cálculos adicionales — ver Rees (2002) y Davies (1982) para relatos populares y Barrow & Tipler (1986) para detalles técnicos.

Por ejemplo, si la fuerza electromagnética se debilitara en un mero 4%, entonces el Sol explotaría inmediatamente (el diprotón tendría un estado ligado, lo que aumentaría la luminosidad solar en un factor de 1018 ). Si fuera más fuerte, habría menos átomos estables. De hecho, la mayoría, si no todos, los parámetros que afectan la física de baja energía parecen estar ajustados finamente en algún nivel, en el sentido de que cambiarlos en cantidades modestas resulta en un universo cualitativamente diferente.

Si la interacción débil fuera sustancialmente más débil, no habría hidrógeno alrededor, ya que se habría convertido en helio poco después del Big Bang. Si fuera mucho más fuerte o mucho más débil, los neutrinos de una explosión de supernova no lograrían volar las partes externas de la estrella, y es dudoso que los elementos pesados que sustentan la vida pudieran alguna vez salir de las estrellas donde fueron producidos. Si los protones fueran un 0.2% más pesados, se desintegrarían en neutrones incapaces de aferrarse a los electrones, por lo que no habría átomos estables alrededor. Si la relación masa protón-electrón fuera mucho más pequeña, no podría haber estrellas estables, y si fuera mucho más grande, no podría haber estructuras ordenadas como cristales y moléculas de ADN.

Las discusiones sobre el ajuste fino a menudo se calientan cuando alguien menciona la “Palabra-A”, antrópico. El autor siente que las discusiones sobre el llamado principio antrópico han generado más calor que luz, con muchas definiciones e interpretaciones diferentes de lo que significa. El autor no conoce a nadie que no esté de acuerdo con lo que podría llamarse MAP, el principio antrópico minimalista: • MAP: Al probar teorías fundamentales con datos observacionales, ignorar los efectos de selección puede dar conclusiones incorrectas.

Esto es obvio a partir de nuestros ejemplos anteriores: si descuidáramos los efectos de selección, nos sorprendería orbitar una estrella tan pesada como el Sol, ya que las más ligeras y tenues son mucho más abundantes. Asimismo, MAP dice que el modelo de inflación caótica no está descartado por el hecho de que nos encontremos viviendo en la minúscula fracción del espacio donde la inflación ha terminado, ya que la parte inflacionaria es inhabitable para nosotros. Afortunadamente, los efectos de selección no pueden rescatar todos los modelos, como señaló Boltzmann hace un siglo. Si el universo estuviera en equilibrio térmico clásico (muerte térmica), las fluctuaciones térmicas aún podrían hacer que los átomos se ensamblen al azar para crear brevemente un observador consciente como tú una vez en una luna azul, por lo que el hecho de que existas ahora mismo no descarta el modelo cosmológico de muerte térmica. Sin embargo, estadísticamente deberías esperar encontrar el resto del mundo en un desastre de alta entropía en lugar de en el estado ordenado de baja entropía que observas, lo que descarta este modelo.

El modelo estándar de la física de partículas tiene 28 parámetros libres, y la cosmología puede introducir parámetros independientes adicionales. Si realmente vivimos en un multiverso de Nivel II, entonces para aquellos parámetros que varían entre los universos paralelos, nunca podremos predecir nuestros valores medidos a partir de los primeros principios. Simplemente podemos calcular las distribuciones de probabilidad de lo que deberíamos esperar encontrar, teniendo en cuenta los efectos de selección. Deberíamos esperar encontrar que todo lo que puede variar a través del conjunto es tan genérico como sea consistente con nuestra existencia. Como se detalla en la Sección V, este problema de qué es “genérico” y, más específicamente, cómo calcular las probabilidades en física, está surgiendo como un problema vergonzosamente espinoso.