La Flecha del Tiempo I

Nunca nadie ha podido ver como el Tiempo marcha hacia atrás. Lo que llamó Eddintong Flecha del Tiempo, siempre camina hacia el futuro

Las leyes básicas de la física funcionan igualmente bien hacia adelante que hacia atrás en el tiempo, pero percibimos el tiempo moviéndose sólo en una dirección, hacia el futuro. ¿Porqué? Para dar cuenta de esto, debemos hurgar en la prehistoria del Universo, a un tiempo anterior al Big Bang. Nuestro Universo podría ser parte de un multiverso mucho mayor, que como un todo sea simétrico-temporal. El tiempo quizás vaya hacia atrás en otros universos.

 Lo que sigue es una traducción del artículo de Sean M. Carroll en Scientific American, titulado Does Time Run Backward in Other Universes?

El Universo no parece estar bien. Esto parece extraño de decir, dado que los cosmólogos tienen muy poco estándar para comparar. ¿Cómo sabemos cómo se supone que debería verse el Universo? Sin embargo, a lo largo de los años, hemos desarrollado una fuerte intuición para lo que cuenta como “natural”, y el universo que vemos no califica.

No confundamos: los cosmólogos han armado una imagen increíblemente exitosa de cómo está formado el Universo y cómo evolucionó. Cerca de 14 mil millones de años atrás, el cosmos era más caliente y denso que el interior de una estrella y desde entonces se ha ido enfriando al expandirse. Esa imagen da cuenta de cada observación realizada, pero un número de características inusuales, especialmente en el Universo temprano, sugiere que hay más en la historia de lo que entendemos.

Entre los aspectos no naturales del Universo, uno sobresale: la asimetría temporal. Las leyes microscópicas de la física que yacen tras el comportamiento del Universo, no distinguen entre pasado y futuro, aunque el Universo temprano -caliente, denso, homogéneo- es completamente diferente del actual -frío, diluído, grumoso. El Universo comenzó ordenadamente y se ha vuelto progresivamente más desordenado desde entonces. La asimetría del tiempo, la flecha que apunta del pasado al futuro, juega un rol inconfundible en nuestras vidas cotidianas: da cuenta del porqué no podemos convertir un omelet en un huevo, porqué los cubitos de hielo nunca se forman espontáneamente en un vaso de agua y porqué 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 posiblemente la característica más llamativa del universo que los cosmólogos están actualmente sin poder explicar.

Cada vez más, sin embargo, el rompecabezas acerca del Universo que observamos da pistas sobre la existencia de un espacio-tiempo mucho mayor que no vemos. Añade apoyo a la noción de que formamos parte de un multiverso cuya dinámica ayuda a explicar las aparentemente no-naturales características de nuestra vecindad local.

El rompecabezas de la Entropía

Los físicos encapsulan el concepto de asimetría del tiempo en la celebrada segunda ley de la termodinámica: la entropía en un sistema cerrado nunca decrece. Dicho grosso modo: la entropía es una medida del desorden de un sistema. En el Siglo XIX, el físico Ludwig Boltzmann explicó la entropía en términos de la distinción entre el microestado de un objeto y su macroestado. Si se le pide una descripción de una taza de café, Ud. probablemente se referiría a su macroestado -su temperatura, presión y otras características generales. El microestado, por otro lado, especifica la posición precisa y la velocidad de cada átomo individual en el líquido. Muchos diferentes microestados corresponden a algún macroestado particular: podemos mover un átomo aquí y allá, y nadie viendo a escalas macroscópicas lo notaría.

La entropía es el número de diferentes microestados que corresponden al mismo macroestado. (Técnicamente, es el número de dígitos, o logaritmo, de ese número). Así, hay más formas de ordenar un número dado de átomos en una configuración de alta entropía que en una de baja entropía. Imagine que derrama leche en su café. Hay muchas maneras de distribuir las moléculas para que la leche y el café estén completamente mezclados, pero relativamente pocas maneras de ordenarlas para separar la leche del café. Por lo que la mezcla tiene una entropía mayor.

Desde este punto de vista, no es sorprendente que la entropía tienda a crecer con el tiempo. Los estados de alta entropía superan grandemente a los de baja entropía; casi cualquier cambio en el sistema generará en un estado de entropía mayor. Ese es el porqué la leche se mezcla con el café pero nunca se des-mezcla. Aunque es físicamente posible para todas las moléculas de la leche conspirar espontáneamente para ordenarse a sí mismas una al lado de la otra, es estadísticamente muy improbable.

Si Ud. espera para que ocurra esto espontáneamente, debería esperar mucho más tiempo que la edad actual del universo observable. La flecha del tiempo es simplemente la tendencia de los sistemas a evolucionar hacia uno de los numerosos, naturales, estados de alta entropía.

Pero explicar porqué los estados de baja entropía evolucionan a estados de alta entropía es diferente de explicar porqué la entropía está incrementándose en nuestro universo. La pregunta permanece:¿Porqué la entropía fue baja al empezar? Parece poco natural, dado que los estados de baja entropía son tan raros. Incluso concediendo que el actual universo tiene una entropía media, eso no explica porqué la entropía solía ser incluso menor. De todas las posibles condiciones iniciales que podrían haber evolucionado hacia un Universo como el nuestro, la aplastante mayoría tiene mucha mayor entropía, no menor.

En otras palabras, el verdadero reto no es explicar porqué la entropía del Universo será mayor mañana que hoy, sino explicar porqué la entropía fue menor ayer e incluso menor el día anterior. Podemos rastrear esta lógica hasta el comienzo del tiempo en nuestro universo observable. Finalmente, la asimetría del tiempo es una pregunta a responder por la cosmología.

El desorden del vacío

El Universo temprano era un lugar notable. Todas las partículas que forman el universo que observamos actualmente estaban apretadas en un volumen extraordinariamente caliente y denso. Más importante: estaban distribuidas casi uniformemente a través de ese pequeño volumen. En promedio, la densidad difería de un lugar a otro pero sólo en una parte en 100.000 aproximadamente. Gradualmente, al expandirse y enfriarse el universo, el tirón de la gravedad realzó esas diferencias. Regiones con más partículas formaron estrellas y galaxias, y regiones con menos partículas terminaron formando los vacíos.

Claramente, la gravedad ha sido crucial para la evolución del Universo. Desafortunadamente, no entendemos totalmente la entropía cuando la gravedad está involucrada. La gravedad surge de la forma del espacio-tiempo, pero no tenemos una teoría detallada del espacio-tiempo; ése es el objetivo de la teoría cuántica de la gravedad. Mientras que podemos relacionar la entropía de un fluído al comportamiento de las moléculas que lo constituyen, no sabemos qué constituye el espacio, por lo que no sabemos qué microestados gravitacionales corresponden a un macroestado particular.

Sin embargo, tenemos una idea de cómo la entropía evoluciona. En situaciones donde la gravedad es insignificante, como una taza de café, una distribución uniforme de partículas tiene una entropía alta. Esta condición es un estado de equilibrio. Incluso cuando las partículas se reordenan, están ya tan mezcladas que nada más parece ocurrir macroscópicamente. Pero si la gravedad es importante y el volumen es fijo, una suave distribución tiene relativamente baja entropía. En este caso, el sistema está muy lejos del equilibrio. La gravedad causa que las partículas se agrupen en estrellas y galaxias y la entropía crece notablemente, consistente con la segunda ley (de la termodinámica).

Efectivamente, si queremos maximizar la entropía de un volumen cuando la gravedad está activa, sabemos lo que obtendremos: un agujero negro. En los años 1970s Stephen Hawking de la Universidad de Cambridge confirmó una provocativa sugerencia de Jacob Bekenstein, ahora en la Universidad Hebrea de Jerusalem, de que los agujeros negros encajan nítidamente con la segunda ley. Al igual que los objetos calientes que la segunda ley describía originalmente, los agujeros negros emiten radiación y tienen entropía. Un montón de entropía. Un agujero negro de un millón de masas solares, como el que vive en el centro de nuestra galaxia, tiene 100 veces la entropía de todas las partículas ordinarias en el Universo observable. (Ver:”Stephen Hawking y los agujeros negros”)

Finalmente, incluso los agujeros negros se evaporan al emitir la radiación de Hawking. Un agujero negro no tiene la máxima entropía posible, sino la mayor entropía que puede ser empaquetada en cierto volumen. El volumen del espacio en el Universo, sin embargo, parece estar creciendo sin límite. En 1998 los astrónomos descubrieron que la expansión cósmica se está acelerando. La explicación más simple es la existencia de la energía oscura, una forma de energía que existe incluso en el espacio vacío y que no se diluye al expandirse el Universo. No es la única explicación para la aceleración cósmica, pero los intentos de llegar a una idea mejor han fallado hasta ahora.

Publica: Blog de emilio silvera

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