Historia del Tiempo: El Jresumen Parte 5

Por fin la última entrada de este super resumen, que si has llegado hasta aquí estarás al nivel de hawking!

Hoy capítulos del 9 al 12, la flecha del tiempo, agujeros de gusano y viajes en el tiempo, la unificación de la física y conclusiones. Además algunas cosas de personajes importantes del libro.

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el descubrimiento de que la velocidad de la luz resultaba ser la misma para todo observador, sin importar cómo se estuviese moviendo éste, condujo a la teoría de la relatividad, y en ésta tenía que abandonarse la idea de que había un tiempo absoluto único.

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¿De dónde proviene esta diferencia entre el pasado y el futuro? ¿Por qué recordamos el pasado pero no el futuro?

Las leyes de la ciencia no distinguen entre el pasado y el futuro. Con más precisión, como se explicó anteriormente, las leyes de la ciencia no se modifican bajo la combinación de las operaciones (o simetrías) conocidas como C, P y T. (C significa cambiar partículas por antipartículas. P significa tomar la imagen especular, de modo que izquierda y derecha se intercambian. T significa invertir la dirección de movimiento de todas las partículas: en realidad, ejecutar el movimiento hacia atrás.)

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Flechas del tiempo

La explicación que se da usualmente de por qué no vemos vasos rotos recomponiéndose ellos solos en el suelo y saltando hacia atrás sobre la mesa, es que lo prohíbe la segunda ley de la termodinámica. Esta ley dice que en cualquier sistema cerrado el desorden, o la entropía, siempre aumenta con el tiempo. En otras palabras, se trata de una forma de la ley de Murphy: ¡las cosas siempre tienden a ir peor!

Hay al menos tres flechas del tiempo diferentes. Primeramente, está la flecha termodinámica, que es la dirección del tiempo en la que el desorden o la entropía aumentan. Luego está la flecha psicológica. Esta es la dirección en la que nosotros sentimos que pasa el tiempo, la dirección en la que recordamos el pasado pero no el futuro. Finalmente, está la flecha cosmológica. Esta es la dirección del tiempo en la que el universo está expandiéndose en vez de contrayéndose.

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El calor expulsado por el ventilador del ordenador asegura que cuando graba un número en la memoria, la cantidad total de desorden en el universo aumenta a pesar de todo. La dirección del tiempo en la que un ordenador recuerda el pasado es la misma que aquella en la que el desorden aumenta.

La flecha psicológica del tiempo, está determinado por lo tanto dentro de nuestro cerebro por la flecha termodinámica del tiempo. Esto hace que la segunda ley de la termodinámica sea, casi trivial. El desorden aumenta con el tiempo porque nosotros medimos el tiempo en la dirección en la que el desorden crece

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En una teoría cuántica de la gravedad, como vimos en el capítulo anterior, 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. Podría evitarse únicamente si las historias satisficieran la condición de que no haya frontera: son finitas en extensión pero no tienen fronteras, bordes o singularidades.

Un período de expansión exponencial o «inflacionario», en el que habría aumentado su tamaño en un factor muy grande. Durante esta expansión las fluctuaciones en la densidad habrían permanecido pequeñas al principio, pero posteriormente habrían empezado a crecer.

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La condición de que no haya frontera no exigía que la fase contractiva fuese necesariamente la inversión temporal de la fase expansiva. La condición de que no haya frontera implicaba que el desorden continuaría de hecho aumentando durante la contracción. Las flechas termodinámica y psicológica del tiempo no se invertirían cuando el universo comenzara a contraerse de nuevo, o dentro de los agujeros negros

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Conclusión

He mostrado que la flecha psicológica es esencialmente la misma que la flecha termodinámica, de modo que las dos señalarán siempre en la misma dirección. La propuesta de no frontera para el universo predice la existencia de una flecha termodinámica del tiempo bien definida, debido a que el universo tuvo que comenzar en un estado suave y ordenado. Y la razón de que observemos que esta flecha termodinámica coincide con la flecha cosmológica es que seres inteligentes sólo pueden existir en la fase expansiva. La fase contractiva sería inadecuada debido a que no posee una flecha termodinámica clara del tiempo.

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Se han encontrado nuevo y más razonable espacio-tiempo compatible con la relatividad general y que permiten viajar al pasado. Uno de ellos es el interior de un agujero negro en rotación. Otro es un espacio-tiempo que contiene dos cuerdas cósmicas en movimiento que se cruzan a alta velocidad.

Las observaciones del fondo de microondas y de la gran cantidad de elementos ligeros indican que el universo primitivo no poseía el tipo de curvatura necesario para permitir los viajes en el tiempo. Si el universo empieza sin la clase de curvatura requerida para viajar en el tiempo, ¿podemos posteriormente curvar regiones concretas del espacio-tiempo lo suficiente como para permitirlo?

Si uno puede viajar más rápido que la luz, entonces la relatividad implica que uno también puede viajar hacia atrás en el tiempo

Podemos acelerar partículas hasta un 99,99 por ciento de la velocidad de la luz, pero, por mucha más potencia que les suministremos, no podemos hacer que vayan más allá de la barrera de la velocidad de la luz. Igual ocurre con las naves espaciales: independientemente de la potencia que les suministremos, nunca pueden acelerarse por encima de la velocidad de la luz.

BUT, Podría ocurrir que fuéramos capaces de doblar el espacio-tiempo de tal manera que hubiera un atajo entre A y B. Una forma de hacerlo sería creando un agujero de gusano entre A y B. Como sugiere su nombre, un agujero de gusano es un tubo estrecho del espacio-tiempo que puede conectar dos regiones casi planas muy alejadas.

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Efecto c asimir

El hecho de que haya menos fotones virtuales entre las placas significa que la densidad de energía es menor que en el resto del espacio. Pero la densidad de energía total en el espacio 'vacío' lejos de las placas debe ser cero, pues de lo contrario la densidad de energía curvaría el espacio, que no sería entonces casi plano. Así, si la densidad de energía entre las placas ha de ser menor que la densidad de energía lejos de ellas, tiene que ser negativa.

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Viajes tiempo-futuro-pasado

De esta forma tenemos evidencia experimental tanto de que el espacio-tiempo puede ser curvado (a partir de la desviación de los rayos de luz durante los eclipses) como de que puede ser curvado de la manera necesaria para que los viajes en el tiempo estén permitidos (a partir del efecto Casimir)

Una forma posible de explicar la ausencia de visitantes del futuro sería decir que el pasado es fijo porque lo hemos observado y hemos comprobado que no tiene el tipo de curvatura necesario para permitir viajar hacia atrás desde el futuro. Por el contrario, el futuro es desconocido y está abierto, de forma que podría tener la curvatura requerida. Ello significaría que cualquier viaje en el tiempo estaría confinado al futuro

Se llega a contradicciones si se tiene la libertad de poder cambiar el pasado. Parece haber dos posibles soluciones a las paradojas que surgen de los viajes en el tiempo. A la primera la denominaré proposición de las historias consistentes. De acuerdo con este punto de vista, no se podría retroceder en el tiempo a menos que la historia mostrara que uno ha llegado ya en el pasado y que, mientras estuvo allí, no mató a su tatarabuelo o realzó cualquier otra acción que entrara en conflicto con su situación actual. Además, cuando se volviera, no sería capaz de cambiar la historia escrita. Eso significa que no se tendría la libertad de hacer lo que se quisiera

La hipótesis de las historias alternativas se parece al modo de Richard Feynman de expresar la teoría cuántica como una suma de historias, descrito en los capítulos 4 y 8. La suma de historias de Feynman permite viajar al pasado a una escala microscópica. En el capítulo 9 vimos que las leyes de la ciencia son invariables ante combinaciones de las operaciones C, P y T.

Uno puede imaginarse el par de partículas como una única partícula que se mueve en un bucle cerrado en el espacio-tiempo. Cuando se mueve hacia adelante en el tiempo (desde el suceso en que se crea hasta en el que se aniquila) se denomina partícula. Pero cuando la partícula viaja hacia atrás en el tiempo (desde el suceso en el que el par se aniquila hasta en el que se crea), se dice que se trata de una antipartícula que viaja hacia adelante en el tiempo.

La explicación de como los agujeros negros pueden emitir partículas y radiación (dada en el capitulo 7) fue que un componente de un par partícula/antipartícula virtual (digamos, la antipartícula) puede caer en el agujero negro, dejando al otro componente sin una pareja con la que aniquilarse. La partícula abandonada puede caer igualmente en el agujero, pero también puede escaparse del entorno del agujero negro. Si esto ocurre, a un observador distante le parecerá que una partícula es emitida por el agujero negro.

Así pues, la radiación de los agujeros negros muestra que la teoría cuántica permite viajar hacia atrás en el tiempo a escala microscópica y que dichos viajes temporales pueden producir efectos observables

Estos problemas se evitarían si se verificara lo que denomino conjetura de protección cronológica. Esta nos dice que las leyes de la física conspiran para prevenir que objetos macroscópicos transporten información al pasado. Al igual que la conjetura de censura cósmica, no ha sido probada, pero existen razones para pensar que es cierta.

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Las teorías parciales que gobiernan a las fuerzas débil, fuerte y electromagnética pueden combinarse en las llamadas teorías de gran unificación, o TGU, que no son muy satisfactorias porque no incluyen a la gravedad y porque contienen varias cantidades, como las masas relativas de diferentes partículas, que no pueden ser deducidas de la teoría sino que han de ser escogidas de forma tal que se ajusten a las observaciones. La principal dificultad para encontrar una teoría que unifique la gravedad con las otras fuerzas estriba en que la relatividad general es una teoría «clásica», esto quiere decir que no incorpora el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica. Por otra parte, las otras teorías parciales dependen de la mecánica cuántica de forma esencial. Un primer paso necesario, por consiguiente, consiste en combinar la relatividad general con el principio de incertidumbre.

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Super gravedad y teoría de cuerdas

La idea consistía en combinar la partícula de spin 2, llamada gravitón, que transporta la fuerza gravitatoria, con ciertas partículas nuevas de spin 3/2, 1, 1/2 y 0, permitio eliminar algunos infinitos pero no todos, y cálculos muy toxos. A pesar de estos problemas, y de que las partículas de las teorías de súper gravedad no parecían corresponderse con las partículas observadas, la mayoría de los científicos creía que la súper gravedad constituía probablemente la respuesta correcta al problema de la unificación de la física. Parecía el mejor camino para unificar la gravedad con las otras fuerzas. Sin embargo, en 1984 se produjo un notable cambio de opinión en favor de lo que se conoce como teorías de cuerdas.

Los objetos básicos no son partículas que ocupan un único punto del espacio, sino objetos que poseen una longitud pero ninguna otra dimensión más, similares a trozos infinitamente delgados de cuerda, abiertas o cerradas.

Una partícula ocupa un punto del espacio en cada instante del tiempo. Así, su historia puede representarse mediante una línea en el espacio-tiempo (la «línea del mundo»). Una cuerda, por el contrario, ocupa una línea en el espacio, en cada instante de tiempo. Por tanto, su historia en el espacio-tiempo es una superficie bidimensional llamada la «hoja del mundo». (Cualquier punto en una hoja del mundo puede ser descrito mediante dos números: uno especificando el tiempo y el otro la posición del punto sobre la cuerda.) La hoja del mundo de una cuerda abierta es una cinta; sus bordes representan los caminos a través del espacio-tiempo de los extremos de la cuerda Figura 11:1. La hoja del mundo de una cuerda cerrada es un cilindro o tubo Figura 11:2; una rebanada transversal del tubo es un círculo, que representa la posición de la cuerda en un instante particular

Dos fragmentos de cuerda pueden juntarse para formar una única cuerda; en el caso de cuerdas abiertas simplemente se unen por los extremos Figura 11:3, mientras que en el caso de cuerdas cerradas la unión es similar a las dos piernas de un par de pantalones juntándose Figura 11:4.

De forma análoga, un único fragmento de cuerda puede dividirse en dos cuerdas. En las teorías de cuerdas, lo que anteriormente se consideraban partículas, se describen ahora como ondas viajando por la cuerda, como las ondulaciones de la cuerda vibrante de una cometa. La emisión o absorción de una partícula por otra corresponde a la división o reunión de cuerdas. Por ejemplo, la fuerza gravitatoria del Sol sobre la Tierra se describe en las teorías de partículas como causada por la emisión de un gravitón por una partícula en el Sol y su absorción por una partícula en la Tierra Figura 11:5. En la teoría de cuerdas, ese proceso corresponde a un tubo o cañería en forma de H Figura 11:6 (la teoría de cuerdas, en cierto modo, se parece bastante a la fontanería). Los dos lados verticales de la H corresponden a las partículas en el Sol y en la Tierra, y el larguero transversal corresponde al gravitón que viaja entre ellas.

Y se desarrolló una nueva versión, las llamadas cuerdas «heteróticas», que parecía que podrían ser capaces de explicar los tipos de partículas que observamos. Los infinitos se subsanan bastante pero las teorías de cuerdas, sin embargo, presentan un problema mayor: parecen ser consistentes ¡sólo si el espacio-tiempo tiene o diez o veintiséis dimensiones, en vez de las cuatro usuales!

Si se estuviese en un lugar del lado interior del anillo y se quisiese ir a un punto situado enfrente, se tendría que ir alrededor del lado interior del anillo. Sin embargo, si uno fuese capaz de viajar en la tercera dimensión, podría cortar en línea recta.

¿Por qué no notamos todas esas dimensiones extra, si están realmente ahí? Es como la superficie de una naranja: si se la mira desde muy cerca está toda curvada y arrugada, pero si se la mira a distancia no se ven las protuberancias y parece que es lisa. Lo mismo ocurre con el espacio-tiempo: a una escala muy pequeña tiene diez dimensiones y está muy curvado, pero a escalas mayores no se ven ni la curvatura ni las dimensiones extra.

Pero… Presumiblemente, en el universo primitivo todas las dimensiones habrían estado muy curvadas ¿Por qué sólo se aplanaron una dimensión temporal y tres espaciales, mientras que las restantes dimensiones permanecieron fuertemente arrolladas?

Una posible respuesta la encontraríamos en el principio antrópico. Dos dimensiones espaciales no parecen ser suficientes para permitir el desarrollo de seres complicados como nosotros.

Por ejemplo, animales bidimensionales sobre una tierra unidimensional tendrían que trepar unos sobre otros para adelantarse. Si una criatura bidimensional comiese algo no podría digerirlo completamente, tendría que vomitar los residuos por el mismo camino por el que se los tragó, ya que si hubiese un paso a través de su cuerpo dividiría a la criatura en dos mitades separadas; nuestro ser bidimensional se rompería Figura 11:8. Análogamente, es difícil de entender cómo podría haber circulación de la sangre en una criatura bidimensional.

También habría problemas con más de tres dimensiones espaciales. La fuerza gravitatoria entre dos cuerpos disminuiría con la distancia más rápidamente de lo que lo hace en tres dimensiones.

En tres dimensiones, la fuerza gravitatoria cae a 1/4 si se duplica la distancia. En cuatro dimensiones caería a 1/8, en cinco dimensiones a 1/16, y así sucesivamente.)

El significado de todo esto es que las órbitas de los planetas alrededor del Sol, como por ejemplo la de la Tierra, serían inestables, el Sol no podría existir en un estado estable, en el que la presión compensase a la gravedad, los electrones o escaparían totalmente del átomo o caerían en espiral en el núcleo

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Al igual que las partículas, que ocupan un solo punto del espacio, y las cuerdas, que son líneas, se encontró que había otros objetos llamados p-branes, que ocupaban volúmenes bidimensionales o de más dimensiones en el espacio. (Una partícula puede ser vista como un 0-brane y una cuerda como un 1-brane pero había también p-branes desde p=2 hasta p=9.) Lo que esto parece indicar es que hay una suerte de democracia en la supergravedad, las cuerdas, y las teorías p-brane: parecen poder convivir pero ninguna puede ser considerada más fundamental que las otras. Parecen ser aproximaciones diferentes hacia alguna teoría fundamental que son válidas en situaciones diferentes.

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Teoria unificada

¿puede haber en realidad una tal teoría unificada? ¿O estamos tal vez persiguiendo únicamente un espejismo? Parece haber tres posibilidades:

1. Existe realmente una teoría unificada completa, que descubriremos algún día si somos lo suficientemente inteligentes.
2. No existe ninguna teoría definitiva del universo, sino una sucesión infinita de teorías que describen el universo cada vez con más precisión.
3. No hay ninguna teoría del universo; los acontecimientos no pueden predecirse más allá de cierto punto, ya que ocurren de una manera aleatoria y arbitraria.

Algunos sostendrían la tercera posibilidad sobre la base de que, si hubiese un conjunto completo de leyes, ello iría en contra de la libertad de Dios de cambiar de opinión e intervenir en el mundo. Es algo parecido a la vieja paradoja: ¿puede Dios hacer una piedra tan pesada que él no pueda levantarla? Sin embargo, la idea de que Dios pudiese querer cambiar de opinión es un ejemplo de la falacia, señalada por san Agustín, de imaginar a Dios como un ser que existe en el tiempo: el tiempo es una propiedad sólo del universo que Dios creó. Al parecer ¡sabía lo que quería cuando lo construyó!

En los tiempos modernos hemos eliminado de hecho la tercera posibilidad, redefiniendo el objeto de la ciencia: nuestra intención es formular un conjunto de leyes que nos permitan predecir acontecimientos sólo hasta el límite impuesto por el principio de incertidumbre. 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.

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

En la época de Newton, era posible, para una persona instruida, abarcar todo el conocimiento humano, al menos en términos generales. Pero, desde entonces, el ritmo de desarrollo de la ciencia lo ha hecho imposible. Es necesario ser un especialista, e incluso entonces sólo se puede tener la esperanza de dominar correctamente una pequeña parte de las teorías científicas.

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Conclusiones

La mecánica cuántica se ocupa de la situación de indeterminismo mediante un tipo de teorías cuánticas en las que las partículas no tienen posiciones ni velocidades bien definidas, sino que están representadas por una onda.

El hecho de que la gravedad sea siempre atractiva implica que el universo tiene que estar expandiéndose o contrayéndose. De acuerdo con la teoría general de la relatividad, tuvo que haber habido un estado de densidad infinita en el pasado, el big bang, que habría constituido un verdadero principio del tiempo. De forma análoga, si el universo entero se colapsase de nuevo tendría que haber otro estado de densidad infinita en el futuro, el big crunch, que constituiría un final del tiempo. Incluso si no se colapsase de nuevo, habría singularidades en algunas regiones localizadas que se colapsarían para formar agujeros negros. Estas singularidades constituirían un final del tiempo para cualquiera que cayese en el agujero negro. En el big bang y en las otras singularidades todas las leyes habrían fallado, de modo que Dios aún habría tenido completa libertad para decidir lo que sucedió y cómo comenzó el universo

Cuando combinamos la mecánica cuántica con la relatividad general parece haber una nueva posibilidad que no surgió antes: el espacio y el tiempo juntos podrían formar un espacio de cuatro dimensiones finito, sin singularidades ni fronteras, como la superficie de la Tierra pero con más dimensiones. Parece que esta idea podría explicar muchas de las características observadas del universo, tales como su uniformidad a gran escala y también las desviaciones de la homogeneidad a más pequeña escala, como las galaxias, estrellas e incluso los seres humanos. Podría incluso explicar la flecha del tiempo que observamos. Pero si el universo es totalmente autocontenido, sin singularidades ni fronteras, y es descrito completamente por una teoría unificada, todo ello tiene profundas implicaciones sobre el papel de Dios como Creador.

Einstein una vez se hizo la pregunta: «¿cuántas posibilidades de elección tenía Dios al construir el universo?». Si la propuesta de la no existencia de frontera es correcta, no tuvo ninguna libertad en absoluto para escoger las condiciones iniciales. Habría tenido todavía, por supuesto, la libertad de escoger las leyes que el universo obedecería. Esto, sin embargo, pudo no haber sido realmente una verdadera elección; puede muy bien existir sólo una, o un pequeño número de teorías unificadas completas, tales como la teoría de las cuerdas heteróticas, que sean autoconsistentes y que permitan la existencia de estructuras tan complicadas como seres humanos que puedan investigar las leyes del universo e interrogarse acerca de la naturaleza de Dios

Hasta ahora, la mayoría de los científicos han estado demasiado ocupados con el desarrollo de nuevas teorías que describen cómo es el universo para hacerse la pregunta de por qué. Por otro lado, la gente cuya ocupación es preguntarse por qué, los filósofos, no han podido avanzar al paso de las teorías científicas. En el siglo XVIII, los filósofos consideraban todo el conocimiento humano, incluida la ciencia, como su campo, y discutían cuestiones como, ¿tuvo el universo un principio? Sin embargo, en los siglos XIX y XX, la ciencia se hizo demasiado técnica y matemática para ellos, y para cualquiera, excepto para unos pocos especialistas. Los filósofos redujeron tanto el ámbito de sus indagaciones que Wittgenstein, el filósofo más famoso de este siglo, dijo: «la única tarea que le queda a la filosofía es el análisis del lenguaje». ¡Que distancia desde la gran tradición filosófica de Aristóteles a Kant!

No obstante, si descubrimos una teoría completa, con el tiempo habrá de ser, en sus líneas maestras, comprensible para todos y no únicamente para unos pocos científicos. Entonces todos, filósofos, científicos y la gente corriente, seremos capaces de tomar parte en la discusión de por qué existe el universo y por qué existimos nosotros. Si encontrásemos una respuesta a esto, sería el triunfo definitivo de la razón humana, porque entonces conoceríamos el pensamiento de Dios.

“EPILOGO”

Einstein
Pero Einstein era flemático: cuando se publicó un libro titulado 100 autores en contra de Einstein, él replicó, "¡Si yo estuviese equivocado, uno solo habría sido suficiente!"
"Las ecuaciones son más importantes para mí, porque la política es para el presente, pero una ecuación es algo para la eternidad"

Galileo Galilei
Dialogo sobre los dos máximos sistemas del mundo. Defensor del copernicanismo (helicentrismo)

Isaac Newton
Principa Mathematica, (seguramente el libro más influyente jamás escrito en el campo de la física).

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Y hasta aquí hemos llegado, fue un camino arduo y largo pero muy estoy seguro que si lo has seguido has aprendido mucho!

Un saludo.

Historia del Tiempo: El Jresumen Parte 4

[Parte 5]

Y aún más!

Capítulo 7 y 8, algo más de agujeros negros y el origen/final del universo

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De hecho, el área aumentará siempre que algo de materia o radiación caiga en el agujero negro. Esta propiedad de no disminución del área del horizonte de sucesos produce una restricción importante de los comportamientos posibles de los agujeros negros.

C7-P393
Segunda ley de la termodinámica. Dice que la entropía de un sistema aislado siempre aumenta, y que cuando dos sistemas se juntan, la entropía del sistema combinado es mayor que la suma de las entropías de los sistemas individuales.

Es una cuestión de experiencia diaria que el desorden tiende a aumentar, si las cosas se abandonan a ellas mismas. (¡Uno sólo tiene que dejar de reparar cosas en la casa para comprobarlo!) Se puede crear orden a partir del desorden (por ejemplo, uno puede pintar la casa), pero esto requiere un consumo de esfuerzo o energía, y por lo tanto disminuye la cantidad de energía ordenada obtenible

C7-P403
AN emitiendo radiación

Todas ellas confirman que un agujero negro debería emitir partículas y radiación como si fuera un cuerpo caliente con una temperatura que sólo depende de la masa del agujero negro: cuanto mayor sea la masa, tanto menor será la temperatura.

¿Cómo es posible que un agujero negro parezca emitir partículas cuando sabemos que nada puede escapar de dentro de su horizonte de sucesos? La respuesta, que la teoría cuántica nos da, es que las partículas no provienen del agujero negro, sino del espacio «vacío» justo fuera del horizonte de sucesos del agujero negro.

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Un flujo de energía negativa hacia el agujero negro reduce, por lo tanto, su masa. Conforme el agujero negro pierde masa, el área de su horizonte de sucesos disminuye, pero la consiguiente disminución de entropía del agujero negro es compensada de sobra por la entropía de la radiación emitida, y, así, la segunda ley nunca es violada.

Así, cuando el agujero negro pierde masa, su temperatura y su velocidad de emisión aumentan y, por lo tanto, pierde masa con más rapidez. Lo que sucede cuando la masa del agujero negro se hace, con el tiempo, extremadamente pequeña no está claro, pero la suposición más razonable es que desaparecería completamente en una tremenda explosión final de radiación, equivalente a la explosión de millones de bombas H

C7-P415
Los agujeros negros primitivos con masas iniciales menores que mil millones de toneladas ya se habrían evaporado completamente, pero aquellos con masas ligeramente superiores aún estarían emitiendo radiación en forma de rayos X y rayos gamma. Los rayos X y los rayos gamma son como las ondas luminosas, pero con una longitud de onda más corta. Tales agujeros apenas merecen el apelativo de negros: son realmente blancos incandescentes y emiten energía a un ritmo de unos diez mil megavatios.

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De hecho estallidos de rayos gamma del espacio están siendo detectados por satélites originalmente construidos para vigilar violaciones del Tratado de prohibición de pruebas nucleares. Estas parecen ocurrir alrededor de dieciséis veces al mes y estar distribuidas más o menos uniformemente en dirección a través del cielo. …Pero si las fuentes estuvieran cerca en términos galácticos, parece ser posible que fueran agujeros negros explotando

C7-P430
Si el universo primitivo hubiese sido caótico o irregular, o si la presión de la materia hubiese sido baja, se habría esperado que se produjeran muchos más agujeros negros primitivos que el límite ya establecido por nuestras observaciones de la radiación de fondo de rayos gamma. Sólo el hecho de que el universo primitivo fuera muy regular y uniforme, con una alta presión, puede explicar la ausencia de una cantidad observable de agujeros negros primitivos.

C7-P433
La existencia de radiación proveniente de agujeros negros parece implicar que el colapso gravitatorio no es tan definitivo e irreversible como se creyó. Si un astronauta cae en un agujero negro, la masa de éste aumentará, pero con el tiempo la energía equivalente a esa masa será devuelta al universo en forma de radiación. Así, en cierto sentido, el astronauta será «reciclado». Sería, de cualquier manera, un tipo irrelevante de inmortalidad, ¡porque cualquier sensación personal de tiempo del astronauta se habría acabado, casi seguro, al ser éste despedazado dentro del agujero negro!

C7-P435
Las aproximaciones que usé para derivar la emisión de agujeros negros deben de ser válidas cuando el agujero negro tiene una masa mayor que una fracción de un gramo. A pesar de ello, fallarán al final de la vida del agujero negro cuando su masa se haga muy pequeña. El resultado más probable parece que será que el agujero negro simplemente desaparecerá, al menos de nuestra región del universo, llevándose con él al astronauta y a cualquier singularidad que pudiera contener, si en verdad hay alguna. Esto fue la primera indicación de que la mecánica cuántica podría eliminar las singularidades predichas por la teoría de la relatividad.

Aunque el principio de incertidumbre establece limitaciones sobre la precisión de nuestras predicciones, podría al mismo tiempo eliminar la incapacidad de predicción de carácter fundamental que ocurre en una singularidad del espacio-tiempo

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Generacion Universo

Modelo del big bang caliente. Este modelo supone que el universo se describe mediante un modelo de Friedmann, justo desde el mismo big bang. En tales modelos se demuestra que, conforme el universo se expande, toda materia o radiación existente en él se enfría. (Cuando el universo duplica su tamaño, su temperatura se reduce a la mitad.)

A temperaturas muy altas, las partículas se estarían moviendo tan deprisa que podrían vencer cualquier atracción entre ellas debida a fuerzas nucleares o electromagnéticas, pero a medida que se produjese el enfriamiento se esperaría que las partículas se atrajesen unas a otras hasta comenzar a agruparse juntas.

Justo en el mismo big bang, se piensa que el universo tuvo un tamaño nulo, y por lo tanto que estuvo infinitamente caliente. Pero, conforme el universo se expandía, la temperatura de la radiación disminuía

En ese momento, el universo habría contenido fundamentalmente fotones, electrones, neutrinos (partículas extremadamente ligeras que son afectadas únicamente por la fuerza débil y por la gravedad) y sus antipartículas, junto con algunos protones y neutrones.

Así, la mayor parte de los electrones y los antielectrones se habrían aniquilado mutuamente para producir más fotones, quedando solamente unos pocos electrones. Los neutrinos y los antineutrinos, sin embargo, no se habrían aniquilado unos a otros, porque estas partículas interaccionan entre ellas y con otras partículas muy débilmente. Los neutrinos podrían ser una forma de «materia oscura», como la mencionada anteriormente, con suficiente atracción gravitatoria como para detener la expansión del universo y provocar que se colapsase de nuevo.

Cien segundos después del big bang, la temperatura habría descendido a mil millones de grados, protones y neutrones no tendrían ya energía suficiente para vencer la atracción de la interacción nuclear fuerte, y habrían comenzado a combinarse juntos para producir los núcleos de átomos de deuterio.

Puede calcularse que en el modelo de big bang caliente, alrededor de una cuarta parte de los protones y los neutrones se habría convertido en núcleos de helio, junto con una pequeña cantidad de hidrógeno pesado y de otros elementos. Los restantes neutrones se habrían desintegrado en protones, que son los núcleos de los átomos de hidrógeno ordinarios.

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En ese artículo, hicieron la notable predicción de que la radiación (en forma de fotones) procedente de las etapas tempranas muy calientes del universo debe permanecer todavía hoy, pero con su temperatura reducida a sólo unos pocos grados por encima del cero absoluto (-273 ºC)
Resulta, además, muy difícil explicar de cualquier otra manera por qué hay tanto helio en el universo, sino es con este modelo.

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Durante el siguiente millón de años, más o menos, el universo habría continuado expandiéndose, sin que ocurriese mucho más. Finalmente, una vez que la temperatura hubiese descendido a unos pocos miles de grados y los electrones y los núcleos no tuviesen ya suficiente energía para vencer la atracción electromagnética entre ellos, éstos habrían comenzado a combinarse para formar átomos.

La atracción gravitatoria en regiones densas habría detenido finalmente la expansión en algunas regiones, y habría provocado que comenzasen a colapsar de nuevo.

El tirón gravitatorio debido a la materia fuera de estas regiones podría empezar a hacerlas girar ligeramente. A medida que la región colapsante se hiciese más pequeña, daría vueltas sobre sí misma cada vez más deprisa, exactamente de la misma forma que los patinadores dando vueltas sobre el hielo giran más deprisa cuando encogen sus brazos.

De este modo habrían nacido las galaxias giratorias en forma de disco.

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El gas de hidrógeno y helio de las galaxias se disgregaría en nubes más pequeñas que comenzarían a colapsarse debido a su propia gravedad. Conforme se contrajesen y los átomos dentro de ellas colisionasen unos con otros, la temperatura del gas aumentaría, hasta que finalmente estuviese lo suficientemente caliente como para iniciar reacciones de fusión nuclear. Estas reacciones convertirían el hidrógeno en más helio, y el calor desprendido aumentaría la presión, lo que impediría a las nubes seguir contrayéndose. Esas nubes permanecerían estables en ese estado durante mucho tiempo, como estrellas del tipo de nuestro Sol, quemando hidrógeno para formar helio e irradiando la energía resultante en forma de calor y luz. Las estrellas con una masa mayor necesitarían estar más calientes para compensar su atracción gravitatoria más intensa, lo que haría que las reacciones de fusión nuclear se produjesen mucho más deprisa

Se contraerían entonces ligeramente, y, al calentarse más, empezarían a convertir el helio en elementos más pesados como carbono u oxígeno. Esto, sin embargo, no liberaría mucha más energía, de modo que se produciría una crisis, como se describió en el capítulo sobre los agujeros negros. Parece probable que las regiones centrales de la estrella colapsarían hasta un estado muy denso, tal como una estrella de neutrones o un agujero negro. Las regiones externas de la estrella podrían a veces ser despedidas en una tremenda explosión, llamada supernova, que superaría en brillo a todas las demás estrellas juntas de su galaxia. Algunos de los elementos más pesados producidos hacia el final de la vida de la estrella serían arrojados de nuevo al gas de la galaxia, y proporcionarían parte de la materia prima para la próxima generación de estrellas.

Nuestro propio Sol contiene alrededor de un 2 por ciento de esos elementos más pesados, ya que es una estrella de la segunda o tercera generación, formada hace unos cinco mil millones de años a partir de una nube giratoria de gas que contenía los restos de supernovas anteriores. La mayor parte del gas de esa nube o bien sirvió para formar el Sol o bien fue arrojada fuera, pero una pequeña cantidad de los elementos más pesados se acumularon juntos para formar los cuerpos que ahora giran alrededor del Sol como planetas al igual que la Tierra.

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Preguntas

Esta visión de un universo que comenzó siendo muy caliente y se enfriaba a medida que se expandía está de acuerdo con la evidencia de las observaciones que poseemos en la actualidad. Sin embargo, deja varias cuestiones importantes sin contestar:
1) ¿Por qué estaba el universo primitivo tan caliente?
2) ¿Por qué es el universo tan uniforme a gran escala? ¿Por qué parece el mismo en todos los puntos del espacio y en todas las direcciones? En particular, ¿por qué la temperatura de la radiación de fondo de microondas es tan aproximadamente igual cuando miramos en diferentes direcciones?
3) ¿Por qué comenzó el universo con una velocidad de expansión tan próxima a la velocidad crítica?
4) ¿Cuál fue el origen de esas fluctuaciones de densidad?

Si la velocidad de expansión un segundo después del big bang hubiese sido menor, incluso en una parte, en cien mil billones, el universo se habría colapsado de nuevo antes de que hubiese alcanzado nunca su tamaño actual.

La teoría de la relatividad general, por sí misma, no puede explicar esas características o responder a esas preguntas, debido a su predicción de que el universo comenzó con una densidad infinita en la singularidad del big bang. En la singularidad, la relatividad general y todas las demás leyes físicas fallarían: no se podría predecir qué saldría de la singularidad

El espacio-tiempo podría tener una frontera, un comienzo en el big bang.

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Dios

¿cómo eligió Dios el estado o la configuración inicial del universo?
¿Por qué eligió dejarlo evolucionar de acuerdo con leyes que nosotros podíamos entender?

C8-p468
Condiciones inicio

Debería haber algún principio que escogiera un estado inicial, y por lo tanto un modelo, para representar nuestro universo.

Condiciones de contorno caóticas. Éstas suponen implícitamente o bien que el universo es espacialmente infinito o bien que hay infinitos universos. Bajo condiciones de contorno caóticas, la probabilidad de encontrar una región particular cualquiera del espacio en una configuración dada cualquiera, justo después del big bang, es la misma, en cierto sentido, que la probabilidad de encontrarla en cualquier otra configuración: el estado inicial del universo se elige puramente al azar.

Es algo parecido al bien conocido ejemplo de la horda de monos martilleando sobre máquinas de escribir; la mayor parte de lo que escriben será desperdicio, pero muy ocasionalmente, por puro azar, imprimirán uno de los sonetos de Shakespeare.

De forma análoga, en el caso del universo, ¿podría ocurrir que nosotros estuviésemos viviendo en una región que simplemente, por casualidad, es suave y uniforme?

C8-P473
Principio antropico

Esto constituye un ejemplo de aplicación de lo que se conoce como el principio antrópico, que puede parafrasearse en la forma «vemos el universo en la forma que es porque nosotros existimos».

Hay dos versiones del principio antrópico, la débil y la fuerte. El principio antrópico débil dice que en un universo que es grande o infinito en el espacio y/o en el tiempo, las condiciones necesarias para el desarrollo de vida inteligente se darán solamente en ciertas regiones que están limitadas en el tiempo y en el espacio.

Un ejemplo del uso del principio antrópico débil consiste en «explicar» por qué el big bang ocurrió hace unos diez mil millones de años: se necesita aproximadamente ese tiempo para que se desarrollen seres inteligentes.

Una versión fuerte del principio dice que hay muchos universos diferentes, o muchas regiones diferentes de un único universo, cada uno/a con su propia configuración inicial y, tal vez, con su propio conjunto de leyes de la ciencia. Solamente en los pocos universos que son como el nuestro se desarrollarían seres inteligentes que se harían la siguiente pregunta: ¿por qué es el universo como lo vemos? La respuesta, entonces, es simple: si hubiese sido diferente, ¡nosotros no podríamos estar aquí!

C8-P477
Cantidades fundamentales

Las leyes de la ciencia, tal como las conocemos actualmente, contienen muchas cantidades fundamentales, como la magnitud de la carga eléctrica del electrón, no teoría, hay que hallarlos por la observación. Puede ser que un día descubramos una teoría unificada completa que prediga todas esas cantidades.

El hecho notable es que los valores de esas cantidades parecen haber sido ajustados sutilmente para hacer posible el desarrollo de la vida.

Por ejemplo, si la carga eléctrica del electrón hubiese sido sólo ligeramente diferente, las estrellas, o habrían sido incapaces de quemar hidrógeno y helio, o, por el contrario, no habrían explotado.

Parece evidente que hay relativamente pocas gamas de valores para las cantidades citadas, que permitirían el desarrollo de cualquier forma de vida inteligente. La mayor parte de los conjuntos de valores darían lugar a universos que, aunque podrían ser muy hermosos, no podrían contener a nadie capaz de maravillarse de esa belleza. Esto puede tomarse o bien como prueba de un propósito divino en la Creación y en la elección de las leyes de la ciencia, o bien como sostén del principio antrópico fuerte.

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Objeciones PAF

¿En qué sentido puede decirse qué existen todos esos universos diferentes? Si quieres pasar de un uni a otro necesitas continuidad so, las únicas diferencias entre las regiones estarían en sus configuraciones iniciales, y, por lo tanto, el principio antrópico fuerte se reduciría al débil.
Va contra la corriente de toda la historia de la ciencia. Pretendería que todo el universo existe simplemente para nosotros

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En el modelo del big bang caliente descrito anteriormente, no hubo tiempo suficiente para que el calor fluyese de una región a otra en el universo primitivo. Esto significa que en el estado inicial del universo tendría que haber habido exactamente la misma temperatura en todas partes, para explicar el hecho de que la radiación de fondo de microondas tenga la misma temperatura en todas las direcciones en que miremos. La velocidad de expansión inicial también tendría que haber sido elegida con mucha precisión, para que la velocidad de expansión fuese todavía tan próxima a la velocidad crítica necesaria para evitar colapsar de nuevo.

Esto quiere decir que, si el modelo del big bang caliente fuese correcto desde el principio del tiempo, el estado inicial del universo tendría que haber sido elegido verdaderamente con mucho cuidado. Sería muy difícil explicar por qué el universo debería haber comenzado justamente de esa manera, excepto si lo consideramos como el acto de un Dios que pretendiese crear seres como nosotros.

C8-p506
Modelo inflacionario caótico

Un modelo mejor, llamado modelo inflacionario caótico, fue propuesto por Linde en 1983. En él no se produce ninguna transición de fase o sobreenfriamiento. En su lugar, hay un campo de spin 0, el cual, debido a fluctuaciones cuánticas, tendría valores grandes en algunas regiones del universo primitivo. La energía del campo en esas regiones se comportaría como una constante cosmológica. Tendría un efecto gravitatorio repulsivo, y, de ese modo, haría que esas regiones se expandiesen de una forma inflacionaria. A medida que se expandiesen, la energía del campo decrecería en ellas lentamente, hasta que la expansión inflacionaria cambiase a una expansión como la del modelo del big bang caliente. Una de estas regiones se transformaría en lo que actualmente vemos como universo observable.

Este modelo tiene todas las ventajas de los modelos inflacionarios anteriores, pero no depende de una dudosa transición de fase, y puede además proporcionar un valor razonable para las fluctuaciones en la temperatura de la radiación de fondo de microondas, que coincide con las observaciones.

El estado actual del universo podría haberse originado a partir de un número bastante grande de configuraciones iniciales diferentes. Esto es importante, porque demuestra que el estado inicial de la parte del universo que habitamos no tuvo que ser escogido con gran cuidado.

Por lo tanto, es necesario utilizar una teoría cuántica de la gravedad para discutir las etapas muy tempranas del universo

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Caracteristicas teoría unificada

Una es que debe incorporar la idea de Feynman de formular la teoría cuántica en términos de una suma sobre historias.

Una segunda característica que creemos que tiene que formar parte de cualquier teoría definitiva es la idea de Einstein de que el campo gravitatorio se representa mediante un espacio-tiempo curvo.

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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 un borde. El espacio-tiempo sería como la superficie de la tierra, sólo que con dos dimensiones más. La superficie de la tierra es finita en extensión pero no tiene un borde o frontera: si usted navega hacia donde sale el sol, usted no se cae del borde ni entra en una singularidad. (¡Lo sé, porque yo he dado la vuelta al mundo!)

La condición de contorno del universo es que no tiene un contorno. El universo podría estar completamente auto-contenido y no ser afectado por nada fuera de sí mismo. Podría no haber sido creado ni tener que ser destruido, podría simplemente SER.

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En un universo en expansión en el cual la densidad de materia variase ligeramente de un lugar a otro, la gravedad habría provocado que las regiones más densas frenasen su expansión y comenzasen a contraerse. Ello conduciría a la formación de galaxias, de estrellas, y, finalmente, incluso de insignificantes criaturas como nosotros mismos. De este modo, todas las complicadas estructuras que vemos en el universo podrían ser explicadas mediante la condición de ausencia de frontera para el universo, junto con el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica.

La idea de que espacio y tiempo puedan formar una superficie cerrada sin frontera tiene también profundas implicaciones sobre el papel de Dios en los asuntos del universo. Si suponemos que el universo tuvo un principio, podríamos suponer que tuvo un creador. Pero si el universo es realmente autocontenido, si no tiene ninguna frontera o borde, no tendría ni principio ni final: simplemente sería. ¿Qué lugar queda, entonces, para un creador?

Con esta interesante pregunta acaba esta entrada, la siguiente será la última!

Historia del Tiempo: El Jresumen Parte 3

[Parte 4]

Continuo con capítulo 6, agujeros negros, viajes en el tiempo, quasars... allá vamos!

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No apareció una teoría consistente de cómo la gravedad afecta a la luz hasta que Einstein propuso la relatividad general, en 1915

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Generación estrellas-agujeros negros

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 empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades: el gas se calienta. 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 desprendido por la reacción, que es como una explosión controlada de una bomba de hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta la presión del gas hasta que ésta es suficiente para equilibrar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse.

Las estrellas permanecerán estables en esta forma por un largo período, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción gravitatoria. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirá todo su hidrógeno y los otros combustibles nucleares. Cuando una estrella se queda sin combustible, empieza a enfriarse y por lo tanto a contraerse.

Paradójicamente, cuanto más combustible posee una estrella al principio, más pronto se le acaba. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella más caliente tiene que estar para contrarrestar la atracción gravitatoria, y, cuanto mas caliente está, más rápidamente utiliza su combustible.

Arthur Eddington - Según algunas fuentes, un periodista le dijo a Eddington, al principio de los años veinte, que había oído que había sólo tres personas en el mundo que entendieran la relatividad general. Eddington hizo una pausa, y luego replicó: "Estoy tratando de pensar quién es la tercera persona"

Subrahmanyan Chandrasekhar calculó lo grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, una vez que hubiera gastado todo su combustible. La idea era la siguiente: cuando la estrella se reduce en tamaño, las partículas materiales están muy cerca unas de otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen unas de otras, lo que tiende a expandir a la estrella. Una estrella puede, por lo tanto, mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión que surge del principio de exclusión, de la misma manera que antes la gravedad era compensada por el calor.

Existe un límite a la repulsión que el principio de exclusión puede proporcionar debido al límite de la velocidad de la luz. Chandrasekhar calculó que una estrella fría de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no sería capaz de soportar su propia gravedad. (A esta masa se le conoce hoy en día como el límite de Chandrasekhar).

Si una estrella posee una masa menor que el límite de Chandrasekhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse en un posible estado final, como una estrella «enana blanca». Se sostiene por la repulsión, debida al principio de exclusión entre los electrones de su materia.

Otro tipo, una masa límite de una o dos veces la masa del Sol, pero mucho más pequeña incluso que una enana blanca. Estas estrellas se mantendrían gracias a la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones y protones, en vez de entre electrones. Se les llamó por eso estrellas de neutrones.

Estrellas con masas superiores al límite de Chandrasekhar. En algunos casos consiguen explotar, o se las arreglan para desprenderse de la suficiente materia como para reducir su peso por debajo del límite y evitar así un catastrófico colapso gravitatorio.

Pero y si no consigue explotar? Robert Oppenheimer lo explicó:
El campo gravitatorio de la estrella cambia los caminos de los rayos de luz en el espacio-tiempo. Los conos de luz, que indican los caminos seguidos en el espacio y en el tiempo por destellos luminosos emitidos desde sus vértices, se inclinan ligeramente hacia dentro cerca de la superficie de la estrella. Esto puede verse en la desviación de la luz, proveniente de estrellas distantes, observada durante un eclipse solar. Cuando la estrella se contrae, el campo gravitatorio en su superficie es más intenso y los conos de luz se inclinan más hacia dentro. Esto hace más difícil que la luz de la estrella escape, y la luz se muestra más débil y más roja para un observador lejano. Finalmente, cuando la estrella se ha reducido hasta un cierto radio crítico, el campo gravitatorio en la superficie llega a ser tan intenso, que los conos de luz se inclinan tanto hacia dentro que la luz ya no puede escapar.

De acuerdo con la teoría de la relatividad, nada puede viajar más rápido que la luz. Así si la luz no puede escapar, tampoco lo puede hacer ningún otro objeto; todo es arrastrado por el campo gravitatorio. Por lo tanto, se tiene un conjunto de sucesos, una región del espacio-tiempo, desde donde no se puede escapar y alcanzar a un observador lejano. Esta región es lo que hoy en día llamamos un agujero negro. Su frontera se denomina el horizonte de sucesos y coincide con los caminos de los rayos luminosos que están justo a punto de escapar del agujero negro, pero no lo consiguen.

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Consecuencias AN

Cada observador tiene su propia medida del tiempo. El tiempo para alguien que esté en una estrella será diferente al de otra persona lejana, debido al campo gravitatorio de esa estrella.

Astronauta
Supongamos que un intrépido astronauta, que estuviera situado en la superficie de una estrella que se colapsa, y se colapsara hacia dentro con ella, enviase una señal cada segundo, de acuerdo con su reloj, a su nave espacial que gira en órbita alrededor de la estrella. A cierta hora según su reloj, digamos que a las 11:00, la estrella se reduciría por debajo de su radio crítico, entonces el campo gravitatorio se haría tan intenso que nada podría escapar y las señales del astronauta ya no alcanzarían a la nave. Conforme se acercaran las 11:00, sus compañeros, que observaran desde la nave, encontrarían los intervalos entre señales sucesivas cada vez más largos, aunque dicho efecto sería muy pequeño antes de las 10:59:59. Sólo tendrían que esperar poco más de un segundo entre la señal del astronauta de las 10:59:58 y la que envió cuando en su reloj eran las 10:59:59; pero tendrían que esperar eternamente la señal de las 11:00. Las ondas luminosas emitidas desde la superficie de la estrella entre las 10:59:59 y las 11:00, según el reloj del astronauta, estarían extendidas a lo largo de un período infinito de tiempo, visto desde la nave. El intervalo de tiempo entre la llegada de ondas sucesivas a la nave se haría cada vez más largo, por eso la luz de la estrella llegaría cada vez más roja y más débil. Al final, la estrella sería tan oscura que ya no podría verse desde la nave: todo lo que quedaría sería un agujero negro en el espacio. La estrella continuaría, no obstante, ejerciendo la misma fuerza gravitatoria sobre la nave, que seguiría en órbita alrededor del agujero negro. Pero este supuesto no es totalmente realista, debido al problema siguiente. La gravedad se hace tanto más débil cuanto más se aleja uno de la estrella, así la fuerza gravitatoria sobre los pies de nuestro intrépido astronauta sería siempre mayor que sobre su cabeza. ¡Esta diferencia de las fuerzas estiraría a nuestro astronauta como un spaghetti o lo despedazaría antes de que la estrella se hubiera contraído hasta el radio crítico en que se forma el horizonte de sucesos! No obstante, se cree que existen objetos mayores en el universo que también pueden sufrir un colapso gravitatorio, y producir agujeros negros. Un astronauta situado encima de uno de estos objetos no sería despedazado antes de que se formara el agujero negro. De hecho, él no sentiría nada especial cuando alcanzara el radio crítico, y podría pasar el punto de no retorno sin notarlo. Sin embargo, a las pocas horas, mientras la región continuara colapsándose, la diferencia entre las fuerzas gravitatorias sobre su cabeza y sobre sus pies se haría tan intensa que de nuevo sería despedazado.

C6-p343
El trabajo que Roger Penrose y yo hicimos entre 1965 y 1970 demostró que, de acuerdo con la relatividad general, debe haber una singularidad de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas dentro de un agujero negro.

Roger Penrose propusó la hipótesis de la censura cósmica, que podría parafrasearse como «Dios detesta una singularidad desnuda». En otras palabras, las singularidades producidas por un colapso gravitatorio sólo ocurren en sitios, como los agujeros negros, en donde están decentemente ocultas por medio de un horizonte de sucesos, para no ser vistas desde fuera. Estrictamente, esto es lo que se conoce como la hipótesis débil de la censura cósmica: protege a los observadores que se quedan fuera del agujero negro de las consecuencias de la crisis de predicción que ocurre en la singularidad, pero no hace nada por el pobre desafortunado astronauta que cae en el agujero.

C6-P346
Viajes tiempo/espacio

Existen algunas soluciones(aunque muy inestables) de las ecuaciones de la relatividad general en las que le es posible al astronauta ver una singularidad desnuda: él puede evitar chocar con la singularidad y, en vez de esto, caer a través de un wormhole (agujero de gusano), para salir en otra región del universo.

La versión fuerte de la hipótesis de la censura cósmica nos dice que las singularidades siempre estarán, o bien enteramente en el futuro, como las singularidades de colapsos gravitatorios, o bien enteramente en el pasado, como el big bang.

Es muy probable que se verifique alguna de las versiones de la censura cósmica, porque cerca de singularidades desnudas puede ser posible viajar al pasado. Aunque esto sería atractivo para los escritores de ciencia ficción, significaría que nuestras vidas nunca estarían a salvo: ¡alguien podría volver al pasado y matar a tu padre o a tu madre antes de que hubieras sido concebido!

Puedes caer en el agujero negro a través del horizonte de sucesos, pero nada puede escapar del agujero negro a través del horizonte de sucesos. (Recordemos que el horizonte de sucesos es el camino en el espacio-tiempo de la luz que está tratando de escapar del agujero negro, y nada puede viajar más rápido que la luz.).

C6-P350
La relatividad general predice que los objetos pesados en movimiento producirán la emisión de ondas gravitatorias, Pueden ser observadas por el muy ligero cambio en la separación que producen entre objetos vecinos que se mueven libremente. El efecto de la pérdida de energía será cambiar la órbita de la Tierra, de forma que gradualmente se irá acercando cada vez más al Sol; con el tiempo colisionará con él, y se quedará en un estado estacionario

C6-P361
Caracteristicas AN

Así, después de un colapso gravitatorio, un agujero negro se debe asentar en un estado en el que puede rotar, pero no puede tener pulsaciones [es decir, aumentos y disminuciones periódicas de su tamaño]. Además, su tamaño y forma sólo dependerán de su masa y velocidad de rotación, y no de la naturaleza del cuerpo que lo ha generado mediante su colapso. Este resultado se dio a conocer con la frase: «un agujero negro no tiene pelo». El teorema de la «no existencia de pelo» es de gran importancia práctica, porque restringe fuertemente los tipos posibles de agujeros negros.

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Quasars

Y para ser visible a tan gran distancia, el objeto debería ser muy brillante, debería, en otras palabras, emitir una enorme cantidad de energía. El único mecanismo que se podía pensar que produjera tales cantidades de energía parecía ser el colapso gravitatorio, no ya de una estrella, sino de toda una región central de una galaxia. Cierto número de otros «objetos cuasiestelares», o quasars, similares han sido descubiertos, todos con grandes corrimientos hacia el rojo. Pero todos están demasiado lejos y, por lo tanto, son demasiado difíciles de observar para que puedan proporcionar evidencias concluyentes acerca de los agujeros negros.

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Existencia AN

En 1967 se descubren pulsars, estrellas de neutrones en rotación, que emitían pulsos de ondas de radio debido a una complicada interacción entre sus campos magnéticos y la materia de su alrededor.
Se han observado sistemas en los que sólo existe una estrella visible que está girando alrededor de algún compañero invisible, AN? O estrella xica? Tambien otros que emiten rayos X, como Cygnus X-1

En la actualidad tenemos también evidencias de otros agujeros negros en sistemas como el de Cygnus X-1 en nuestra galaxia y en dos galaxias vecinas llamadas las Nubes de Magallanes.

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AN en centro galaxía

El número de agujeros negros podría ser incluso mayor que el número de estrellas visibles, que contabiliza un total de unos cien mil millones sólo en nuestra galaxia. La atracción gravitatoria extra de un número tan grande de agujeros negros podría explicar por qué nuestra galaxia gira a la velocidad con que lo hace: la masa de las estrellas visibles es insuficiente para explicarlo. También tenemos alguna 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. Las estrellas de la galaxia que se acerquen demasiado a este agujero negro serán hechas añicos por la diferencia entre las fuerzas gravitatorias en los extremos más lejano y cercano. Sus restos, y el gas que es barrido de las otras estrellas, caerán hacia el agujero negro. Como en el caso de Cygnus X-1, el gas se moverá en espiral hacia dentro y se calentará, aunque no tanto como en aquel caso. No se calentará lo suficiente como para emitir rayos X, pero sí que podría ser una explicación de la fuente enormemente compacta de ondas de radio y de rayos infrarrojos que se observa en el centro de la galaxia.

C6-P377
AN en quasars y más

La materia que cae en dichos agujeros negros supermasivos proporcionaría la única fuente de potencia lo suficientemente grande como para explicar las enormes cantidades de energía que los quasars emiten.

Cuando la materia cayera en espiral hacia el agujero negro, haría girar a éste en la misma dirección, haciendo que desarrollara un campo magnético parecido al de la Tierra. El campo magnético sería tan intenso que podría enfocar a esas partículas en chorros inyectados hacia fuera, a lo largo del eje de rotación del agujero negro, en las direcciones de sus polos norte y sur. Tales chorros son verdaderamente observados en cierto número de galaxias y quasars.

Agujeros negros de poca masa sólo se podrían formar si la materia fuera comprimida a enorme densidad por grandes presiones externas.

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Se sabe que deben haber existido algunas irregularidades en el inicio del universo, porque de lo contrario, hoy en día, la materia en el universo aún estaría distribuida de forma perfectamente uniforme, en vez de estar agrupada formando estrellas y galaxias.

C6-P382
Los agujeros negros no son realmente negros después de todo: irradian como un cuerpo caliente, y cuanto más pequeños son más irradian. Así, paradójicamente, ¡los agujeros negros más pequeños podrían realmente resultar más fáciles de detectar que los grandes!

Hasta aquí esta parte, volveremos con ya la última entrada muy pronto!

Historia del Tiempo: El Jresumen Parte 2

[Parte 3 aquí]

Continua el resumen con los capítulos 4 y 5, el principio de incertidumbre y las interacciones elementales!

C4-P226

Max Planck sugirió en 1900 que la luz, los rayos X y otros tipos de ondas no podían ser emitidos en cantidades arbitrarias, sino sólo en ciertos paquetes que él llamó «cuantos». Además, cada uno de ellos poseía una cierta cantidad de energía que era tanto mayor cuanto más alta fuera la frecuencia de las ondas, de tal forma que para frecuencias suficientemente altas la emisión de un único cuanto requeriría más energía de la que se podía obtener. Así la radiación de altas frecuencias se reduciría, y el ritmo con el que el cuerpo perdía energía sería, por lo tanto, finito.

La hipótesis cuántica explicó muy bien la emisión de radiación por cuerpos calientes, pero sus aplicaciones acerca del determinismo no fueron comprendidas hasta 1926, cuando otro científico alemán, Werner Heisenberg, formuló su famoso principio de incertidumbre.

Para poder predecir la posición y la velocidad futuras de una partícula, hay que ser capaz de medir con precisión su posición y velocidad actuales. El modo obvio de hacerlo es iluminando con luz la partícula. Algunas de las ondas luminosas serán dispersadas por la partícula, lo que indicará su posición. 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 necesita utilizar luz de muy corta longitud de onda para poder medir la posición de la partícula con precisión. Pero, según la hipótesis de Planck, no se puede usar 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.

Heisenberg demostró que la incertidumbre en la posición de la partícula, multiplicada por la incertidumbre en su velocidad y por la masa de la partícula, nunca puede ser más pequeña que una cierta cantidad, que se conoce como constante de Planck.

Además, este límite no depende de la forma en que uno trata de medir la posición o la velocidad de la partícula, o del tipo de partícula: el principio de incertidumbre de Heisenberg es una propiedad fundamental, ineludible, del mundo.

Esta aproximación llevó en 1920 a Heisenberg, Erwin Schrijdinger 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 éstas no podrían ser observadas. En vez de ello, las partículas tienen un estado cuántico, que es una combinación de posición y velocidad.

C4-P233
Einstein se opuso fuertemente a ello la aleatoriedad en al ciencia, a pesar del importante papel que él mismo había jugado en el desarrollo de estas ideas. 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. Sus ideas al respecto están resumidas en su famosa frase «Dios no juega a los dados».

La mayoría del resto de los científicos, sin embargo, aceptaron sin problemas la mecánica cuántica porque estaba perfectamente de acuerdo con los experimentos. Verdaderamente, ha sido una teoría con un éxito sobresaliente, y en ella se basan casi toda la ciencia y la tecnología modernas. Gobierna el comportamiento de los transistores y de los circuitos integrados, que son los componentes esenciales de los aparatos electrónicos, tales como televisores y ordenadores, y también es la base de la química y de la biología modernas. Las únicas áreas de las ciencias físicas 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

C4-P236
Dualidad onda-partícula

Aunque la luz está formada por ondas, la hipótesis de los cuantos de Planck nos dice que en algunos aspectos se comporta como si estuviera compuesta por partículas: sólo puede ser emitida o absorbida en paquetes o cuantos.

Igualmente, el principio de incertidumbre de Heisenberg implica que las partículas se comportan en algunos aspectos como ondas: no tienen una posición bien definida, sino que están «esparcidas» con una cierta distribución de probabilidad

Existe así, por tanto, una dualidad entre ondas y partículas en la mecánica cuántica: para algunos fines es útil pensar en las partículas como ondas, mientras que para otros es mejor pensar en las ondas como partículas

C4-P244
Mecánica clásica - Los electrones perderían energía y caerían girando en espiral, hasta que colisionaras con el núcleo.

C4-P245
Niels Bohr sugirió que quizás los electrones no eran capaces de girar a cualquier distancia del núcleo central, sino sólo a ciertas distancias específicas. Mecánica cuántica, historia de caminos de los electrones.

C4-250
La teoría de la relatividad general de Einstein parece gobernar la estructura a gran escala del universo, no en cuenta incertidumbre

C5-253
Historia

Aristóteles creía que toda la materia del universo estaba compuesta por cuatro elementos básicos: tierra, aire, fuego y agua y que era continua. Sin embargo, unos pocos sabios griegos, como Demócrito, sostenían que la materia era inherentemente granular y que todas las cosas estaban constituidas por un gran número de diversos tipos diferentes de átomos. (La palabra átomo significa 'indivisible', en griego.)

C5-260
Particulas elementales

Hasta hace veinte años, se creía que los protones y los neutrones eran partículas «elementales», pero experimentos en los que colisionaban protones con otros protones o con electrones a alta velocidad indicaron que estaban formados por partículas más pequeñas. Estas partículas fueron llamadas quarks por el físico de Caltech, Murray Gell-Mann, que ganó el premio Nobel en 1969 por su trabajo sobre dichas partículas. El origen del nombre es una enigmática cita de James Joyce: «¡Tres quarks para Muster Mark!»

Se cree que hay como mínimo seis flavors ['sabores'], que llamamos up, down, strange, charmed, bottom, y top ['arriba', 'abajo', 'extraño', 'encanto', 'fondo' y 'cima']. Cada flavor puede tener uno de los tres posibles «colores», rojo, verde y azul. (Debe notarse que estos términos son únicamente etiquetas: los quarks son mucho más pequeños que la longitud de onda de la luz visible y, por lo tanto, no poseen ningún color en el sentido normal de la palabra.

Un protón o un neutrón están constituidos por tres quarks, uno de cada color. Un protón contiene dos quarks up y un quark down; un neutrón contiene dos down y uno up. Se pueden crear partículas constituidas por los otros quarks (strange, charmed, bottom y top), pero todas ellas poseen una masa mucho mayor y decaen muy rápidamente en protones y neutrones.

C5-264-265
Dado que la longitud de onda de la luz es mucho mayor que el tamaño de un átomo, no podemos esperar «mirar» de manera normal las partes que forman un átomo. Necesitamos usar algo con una longitud de onda mucho más pequeña. Usando nuevas técnicas pa conseguir partículas con mucha mas energía (=mas f=menos longitudOnda). De esta forma, sabemos que las partículas que se creían «elementales» hace veinte años, están, de hecho, constituidas por partículas más pequeñas

C5-267
Sobre Spin

Estas partículas tienen una propiedad llamada spin. Lo que nos dice realmente el spin de una partícula es cómo se muestra la partícula desde distintas direcciones. Una partícula de spin 0 es como un punto: parece la misma desde todas las direcciones. Por el contrario, una partícula de spin 1 es como una flecha: parece diferente desde direcciones distintas. Sólo si uno la gira una vuelta completa (360 grados) la partícula parece la misma. Una partícula de spin 2 es como una flecha con dos cabezas: parece la misma si se gira media vuelta (180 grados). De forma similar, partículas de spines más altos parecen las mismas si son giradas una fracción de vuelta más pequeña. Todo esto parece bastante simple, pero el hecho notable es que existen partículas que no parecen las mismas si uno las gira justo una vuelta: ¡hay que girarlas dos vueltas completas! Se dice que tales partículas poseen spin 1/2.

Todas las partículas conocidas del universo se pueden dividir en dos grupos: partículas de spin 1/2, las cuales forman la materia del universo, y partículas de spin 0, 1 y 2, las cuales, como veremos, dan lugar a las fuerzas entre las partículas materiales, que obedecen a lo que se llama el principio de exclusión de Pauli.

C5-271
Pauli

Explica por qué las partículas materiales no colapsan a un estado de muy alta densidad bajo la influencia de las partículas con spin 0,1,2. Si las partículas materiales están casi en la misma posición, deben tener entonces velocidades diferentes, lo que significa que no estarán en la misma posición durante mucho tiempo.

Si el mundo hubiera sido creado sin el principio de exclusión, los quarks no formarían protones y neutrones independientes bien definidos. Ni tampoco éstos formarían, junto con los electrones, átomos independientes bien definidos. Todas las partículas se colapsarían formando una «sopa» densa, más o menos uniforme.

C5-P273
Dirac

Explicó matemáticamente por qué el electrón tenía spin ½. También predijo que el electrón debería tener una pareja: el antielectrón o positrón.

El descubrimiento del positrón en 1932 confirmó la teoría de Dirac y supuso el que se le concediera el premio Nobel de física en 1933. Hoy en día sabemos que cada partícula tiene su antipartícula, con la que puede aniquilarse.

La cuestión de por qué parece haber muchas más partículas que antipartículas a nuestro alrededor es extremadamente importante.

C5-P275
Portadoras de fuerza

En mecánica cuántica, las fuerzas o interacciones entre partículas materiales, se supone que son todas transmitidas por partículas de spin entero, 0, 1 o 2.

Lo que sucede es que una partícula material, tal como un electrón o un quark, emite una partícula portadora de fuerza. El retroceso producido por esta emisión cambia la velocidad de la partícula material. La partícula portadora de fuerza colisiona después con otra partícula material y es absorbida. Esta colisión cambia la velocidad de la segunda partícula, justo igual a como si hubiera habido una fuerza entre las dos partículas materiales.

Una propiedad importante de las partículas portadoras de fuerza es que no obedecen el principio de exclusión. Esto significa que no existe un límite al número de partículas que se pueden intercambiar, por lo que pueden dar lugar a fuerzas muy intensas. No obstante, si las partículas portadoras de fuerza poseen una gran masa, será difícil producirlas e intercambiarlas a grandes distancias. Así las fuerzas que ellas transmiten serán de corto alcance.

Se dice que las partículas portadoras de fuerza, que se intercambian entre sí las partículas materiales, son partículas virtuales porque, al contrario que las partículas «reales», no pueden ser descubiertas directamente por un detector de partículas. Sabemos que existen, no obstante, porque tienen un efecto medible: producen las fuerzas entre las partículas materiales.

Las partículas de spin 0, 1 o 2 también existen en algunas circunstancias como partículas reales, y entonces pueden ser detectadas directamente. En este caso se nos muestran como lo que un físico clásico llamaría ondas, tales como ondas luminosas u ondas gravitatorias. A veces pueden ser emitidas cuando las partículas materiales interactúan entre sí, por medio de un intercambio de partículas virtuales portadoras de fuerza.

(Por ejemplo, la fuerza eléctrica repulsiva entre dos electrones es debida al intercambio de fotones virtuales, que no pueden nunca ser detectados directamente; pero, cuando un electrón se cruza con otro, se pueden producir fotones reales, que detectamos como ondas luminosas.)

Las partículas portadoras de fuerza se pueden agrupar en cuatro categorías, de acuerdo con la intensidad de la fuerza que trasmiten y con el tipo de partículas con las que interactúan.

Recientemente, se han realizado con éxito diversos intentos de unificación de tres de las cuatro categorías de fuerza, lo que describiré en el resto de este capítulo. La cuestión de la unificación de la categoría restante, la gravedad, se dejará para más adelante

C5-P279
4 fuerzas/interacciones

Fuerza Gravitatoria
La primera categoría es la fuerza gravitatoria. Esta fuerza es universal, en el sentido de que toda partícula la experimenta, de acuerdo con su masa o energía. La gravedad es la más débil, con diferencia, de las cuatro fuerzas; es tan débil que no la notaríamos en absoluto si no fuera por dos propiedades especiales que posee: puede actuar a grandes distancias, y es siempre atractiva.

Las otras tres fuerzas o bien son de corto alcance, o bien son a veces atractivas y a veces repulsivas, de forma que tienden a cancelarse.

Desde el punto de vista mecano-cuántico de considerar el campo gravitatorio, la fuerza entre dos partículas materiales se representa transmitida por una partícula de spin 2 llamada gravitón. Esta partícula no posee masa propia, por lo que la fuerza que transmite es de largo alcance.

Los gravitones reales constituyen lo que los físicos clásicos llamarían ondas gravitatorias, que son muy débiles, y tan difíciles de detectar que aún no han sido observadas

Aunque las partículas intercambiadas son virtuales, producen ciertamente un efecto medible: ¡hacen girar a la Tierra alrededor del Sol!

C5-P281
Fuerza Electromagnética

La siguiente categoría es la fuerza electromagnética, que interactúa con las partículas cargadas eléctricamente, como los electrones y los quarks, pero no con las partículas sin carga, como los gravitones. Es mucho más intensa que la fuerza gravitatoria. Sin embargo, hay dos tipos de carga eléctrica, positiva y negativa. La fuerza entre dos cargas positivas es repulsiva, al igual que la fuerza entre dos cargas negativas, pero la fuerza es atractiva entre una carga positiva y una negativa. Un cuerpo grande, como la Tierra o el Sol, contiene prácticamente el mismo número de cargas positivas y negativas. Así, las fuerzas atractiva y repulsiva entre las partículas individuales casi se cancelan entre sí, resultando un total neto muy débil.

Sin embargo, a distancias pequeñas, típicas de átomos y moléculas, las fuerzas electromagnéticas dominan. La atracción electromagnética entre los electrones cargados negativamente y los protones del núcleo cargados positivamente hace que los electrones giren alrededor del núcleo del átomo, igual que la atracción gravitatoria hace que la Tierra gire alrededor del Sol.

La atracción electromagnética se representa causada por el intercambio de un gran número de partículas virtuales sin masa de spin 1, llamadas fotones que son partículas virtuales.

No obstante, cuando un electrón cambia de una órbita permitida a otra más cercana al núcleo, se libera energía emitiéndose un fotón real, que puede ser observado como luz visible por el ojo humano. Igualmente, si un fotón real colisiona con un átomo, puede cambiar a un electrón de una órbita cercana al núcleo a otra más lejana. Este proceso consume la energía del fotón, que, por lo tanto, es absorbido.

C5-P285
Fuerza nuclear débil

La tercera categoría es la llamada fuerza nuclear débil, que es la responsable de la radioactividad y que actúa sobre todas las partículas materiales de spin 1/2, pero no sobre las partículas de spin 0, 1 o 2, tales como fotones y gravitones.

Además del fotón había otras tres partículas de spin 1, conocidas colectivamente como bosones vectoriales masivos, que transmiten la fuerza débil. Estas partículas se conocen como W+ (que se lee W más), W- (que se lee W menos) y Z0 (que se lee Z cero), y cada una posee una masa de unos 100 GeV.

La teoría de Weinberg-Salam propone una propiedad conocida como ruptura de simetría espontánea. En la teoría de Weinberg-Salam, a energías mucho mayores de 100 GeV, las tres nuevas partículas y el fotón se comportarían todas de una manera similar. Pero a energías más bajas, que se dan en la mayoría de las situaciones normales, esta simetría entre las partículas se rompería. W+, W- y Z0 adquirirían grandes masas, haciendo que la fuerza que trasmiten fuera de muy corto alcance

El efecto es parecido al comportamiento de una bola de ruleta sobre la rueda de la ruleta. A altas energías (cuando la rueda gira rápidamente) la bola se comporta esencialmente de una única manera, gira dando vueltas una y otra vez. Pero conforme la rueda se va frenando, la energía de la bola disminuye, hasta que al final la bola se para en uno de los treinta y siete casilleros de la rueda. En otras palabras, a bajas energías hay treinta y siete estados diferentes en los que la bola puede existir. Si, por algún motivo, sólo pudiéramos ver la bola a bajas energías, entonces ¡pensaríamos que había treinta y siete tipos diferentes de bolas!

C5-P290
Fuerza nuclear fuerte

La cuarta categoría de fuerza es la interacción nuclear fuerte, que mantiene a los quarks unidos en el protón y el neutrón, y a los protones y neutrones juntos en los núcleos de los átomos. Se cree que esta fuerza es trasmitida por otra partícula de spin 1, llamada gluón, que sólo interactúa consigo misma y con los quarks. La interacción nuclear posee una curiosa propiedad llamada confinamiento: siempre liga a las partículas en combinaciones tales que el conjunto total no tiene color. No se puede tener un único quark o gluón aislado porque tendría un color (rojo, verde o azul).

R+V+A=Proton o Neutron – R+AR o V+AV o A+AA = Mesón inestable – GlueBall = gluones B

La libertad asintótica, que hace que los conceptos de quark y de gluón estén bien definidos. A energías normales, la interacción nuclear fuerte es verdaderamente intensa y une a los quarks entre sí fuertemente. Sin embargo, experimentos realizados con grandes aceleradores de partículas indican que a altas energías la interacción fuerte se hace mucho menos intensa, y los quarks y los gluones se comportan casi como partículas libres.

C5-P295
Unificación

El éxito de la unificación de las fuerzas electromagnéticas y nucleares débiles produjo un cierto número de intentos de combinar estas dos fuerzas con la interacción nuclear fuerte, en lo que se han llamado teorías de gran unificación (o TGU).

La idea básica de las TGU es la siguiente: como se mencionó arriba, la interacción nuclear fuerte se hace menos intensa a altas energías; por el contrario, las fuerzas electromagnéticas y débiles, que no son asintóticamente libres, se hacen más intensas a altas energías. A determinada energía muy alta, llamada energía de la gran unificación, estas tres fuerzas deberían tener todas la misma intensidad y sólo ser, por tanto, aspectos diferentes de una única fuerza. Las TGU predicen, además, que a esta energía las diferentes partículas materiales de spin 1/2, como los quarks y los electrones, también serían esencialmente iguales, y se conseguiría así otra unificación.

El valor de la energía de la gran unificación no se conoce demasiado bien, pero probablemente tendría que ser como mínimo de mil billones de GeV. Actualmente 100 GeV o pocos miles de GeV, pero una máquina que fuera lo suficientemente potente como para acelerar partículas hasta la energía de la gran unificación tendría que ser tan grande como el sistema solar. Pero existen consecuencias a baja energía de la teoría que sí pueden ser comprobadas.

La más interesante de ellas es la predicción de que los protones, que constituyen gran parte de la masa de la materia ordinaria, pueden decaer espontáneamente en partículas más ligeras, tales como antielectrones

La probabilidad de que un quark gane la energía suficiente para esa transición es tan baja que probablemente tendríamos que esperar como mínimo un millón de billones de billones de años (un 1 seguido de treinta ceros). Este período es más largo que el tiempo transcurrido desde el big bang, que son unos meros diez mil millones de años aproximadamente (un 1 seguido de diez ceros). Sin embargo, uno puede aumentar las probabilidades de detectar una desintegración, observando una gran cantidad de materia con un número elevadísimo de protones. Diversos experimentos de este tipo han sido llevados a cabo sin éxito. Experimentos todavía más sensibles, involucrando incluso mayores cantidades de materia, serán necesarios para comprobar dichas teorías.

C5-P304
Antimateria

La materia de la Tierra está formada principalmente por protones y neutrones, que a su vez están formados por quarks. No existen antiprotones o antineutrones, hechos de antiquarks, excepto unos pocos que los físicos producen en grandes aceleradores de partículas.

Si hubiera extensas regiones de antimateria en nuestra galaxia, esperaríamos observar grandes cantidades de radiación proveniente de los límites entre las regiones de materia y antimateria, en donde muchas partículas colisionarían con sus antipartículas, y se aniquilarían entre sí, desprendiendo radiación de alta energía.

Creemos que todas las galaxias están compuestas por quarks en vez de por antiquarks; parece inverosímil que algunas galaxias fueran de materia y otras de antimateria.

¿Por qué debería haber tantísimos más quarks que antiquarks? ¿Por qué no existe el mismo número de ellos? Es ciertamente una suerte para nosotros que sus cantidades sean desiguales porque, si hubieran sido las mismas, casi todos los quarks y antiquarks se hubieran aniquilado entre sí en el universo primitivo y hubiera quedado un universo lleno de radiación, pero apenas nada de materia. No habría habido entonces ni galaxias, ni estrellas, ni planetas sobre los que la vida humana pudiera desarrollarse.

Como hemos visto, las TGU permiten a los quarks transformarse en antielectrones a altas energías. También permiten el proceso inverso, la conversión de antiquarks en electrones, y de electrones y antielectrones en antiquarks y quarks. Hubo un tiempo, en los primeros instantes del universo, en que éste estaba tan caliente que las energías de las partículas eran tan altas que estas transformaciones podían tener lugar. ¿Pero por qué debería esto suponer la existencia de más quarks que antiquarks? La razón es que las leyes de la física no son exactamente las mismas para partículas que para antipartículas

C5-P308
Simetrias C,P,T

Hasta 1956, se creía que las leyes de la física poseían tres simetrías independientes llamadas C, P y T. La simetría C significa que las leyes son las mismas para partículas y para antipartículas. La simetría P implica que las leyes son las mismas para una situación cualquiera y para su imagen especular (la imagen especular de una partícula girando hacia la derecha es la misma partícula, girando hacia la izquierda). La simetría T significa que si se invirtiera la dirección del movimiento de todas las partículas y antipartículas, el sistema volvería a ser igual a como fue antes: en otras palabras, las leyes son las mismas en las direcciones hacia adelante y hacia atrás del tiempo.

Fuerza débil no posee de hecho la simetría P, la fuerza débil haría evolucionar el universo de un modo diferente a como evolucionaría la imagen especular del mismo. Tampoco la C, un universo formado por antipartículas se comportaría de manera diferente al nuestro. Tampoco la simetría combinada CP. Es decir, el universo tampoco evolucionaria de la misma manera que su imagen especular si, además, cada partícula fuera cambiada por su antipartícula.

Universo no posee T cuando el tiempo avanza, el universo se expande; si el tiempo retrocediera, el universo se contraería. Conforme el universo se expande, estas fuerzas convirtieran más antielectrones en quarks que electrones en antiquarks. Entonces, al expandirse y enfriarse el universo, los antiquarks se aniquilarían con los quarks, pero, como habría más quarks que antiquarks, quedaría un pequeño exceso de quarks, que son los que constituyen la materia que vemos hoy en día y de la que estamos hechos, si hubiera sido al revés hubiéramos nombrado al revés a las partículas y listo. Así, nuestra propia existencia podría ser vista como una confirmación de las teorías de gran unificación

C5-P314
Así, para un número de partículas materiales suficientemente grande, las fuerzas gravitatorias pueden dominar sobre todas las demás. Por ello, la gravedad determina la evolución del universo

Hasta aquí la parte 2, y aun quedan más, que no pare la física!

Historia del Tiempo: El Jresumen - Parte 1

[Parte 2 aquí]

Posteo despues de bastante tiempo, y con algo que tenía en la recámara desde hace lo suyo, pero bueno algo es algo, comenté hace unos meses que me estaba leyendo el libro de Stephen Hawking, Historia del tiempo, podéis encontrar la entrada original por aquí.

Pues bien, me lo acabé hace tiempo, pero me quedé con las ganas de compartir algunas de las informaciones que en el libro se escriben a modo de resumen, para todos aquellos demasiado vagos para leérselo entero, así que tras una ardua labor de re-lectura... !preparaos para abrir vuestra mente al conocimiento del universo!

Lo voy a repartir en unas cuantas entradas, porque es un tocho, pero hay datos jodidamente interesantes! Además esta marcado el capítulo y la página donde se encuentra, al menos en la versión .epub que me leí yo. (Que podéis encontrar aquí)

Anotaciones Historia del Tiempo: Del Big Bang a los agujeros negros

En esta entrada hablaremos de los capítulos 1, 2 y 3, una intro al universo, sobre el espacio tiempo y sobre la expansión del universo!

C1-P43
El cuento de que Newton se inspiró en una manzana que cayó sobre su cabeza es casi con certeza apócrifo. Todo lo que Newton mismo dijo fue que la idea de la gravedad le vino cuando él estaba sentado en 'estado de contemplación' y 'fue ocasionada por la caída de una manzana.'

C1-P46-47
En un universo infinito, cada punto puede ser visto como el centro, porque cada punto tiene un número infinito de estrellas de cada lado. El planteamiento correcto, que fue realizado mucho más tarde, es considerar la situación finita en la cual todas las estrellas caen una sobre otra, y entonces preguntar cómo cambiarían las cosas si se agregan más estrellas distribuidas de forma casi uniforme fuera de esta región. De acuerdo a las leyes de Newton las estrellas extra no harían ninguna diferencia, así que las estrellas caerían del mismo modo. Podemos agregar tantas estrellas como queramos, pero siempre caerán una sobre otra. Ahora sabemos que es imposible tener un modelo estático infinito del universo en el cual la gravedad sea siempre atractiva

C1-P58
Pero, en 1929, Edwin Hubble hizo la observación crucial de que, donde quiera que uno mire, las galaxias distantes se están alejando de nosotros. O en otras palabras, el universo se está expandiendo. Esto significa que en épocas anteriores los objetos deberían de haber estado más juntos entre sí. De hecho, parece ser que hubo un tiempo, hace unos diez o veinte mil millones de años, en que todos los objetos estaban en el mismo lugar exactamente, y en el que, por lo tanto, la densidad del universo era infinita (big bang)

C1-P60
Uno podría decir que el tiempo tiene su origen en el big bang, en el sentido de que los tiempos anteriores simplemente no estarían definidos

C1-P61
¡Universo en expansión no excluye la existencia de un creador, pero sí establece límites sobre cuándo éste pudo haber llevado a cabo su misión!

C1-P64
Cualquier teoría física es siempre provisional, en el sentido de que es sólo una hipótesis: nunca se puede probar

C1-P68
Primero, están las leyes que nos dicen cómo cambia el universo. Segundo, está la cuestión del estado inicial del universo.

C1-P71-72
Los científicos actuales describen el universo a través de dos teorías parciales fundamentales: la teoría de la relatividad general y la mecánica cuántica…

La teoría de la relatividad general describe la fuerza de la gravedad y la estructura a escalas que van desde sólo unos pocos kilómetros hasta un billón de billones (un 1 con veinticuatro ceros detrás) de kilómetros, el tamaño del universo observable. La mecánica cuántica, por el contrario, se ocupa de los fenómenos a escalas extremadamente pequeñas, tales como una billonésima de centímetro…
Una teoría cuántica de la gravedad.

C2
Espacio y tiempo relativo
Por ejemplo, supongamos que en el tren nuestra bola de ping-pong está botando, moviéndose verticalmente hacia arriba y hacia abajo y golpeando la mesa dos veces en el mismo lugar con un intervalo de un segundo. Para un observador situado junto a la vía, los dos botes parecerán tener lugar con una separación de unos cuarenta metros, ya que el tren habrá recorrido esa distancia entre los dos botes. Así pues la no existencia de un reposo absoluto significa que no se puede asociar una posición absoluta en el espacio con un suceso, como Aristóteles había creído. Las posiciones de los sucesos y la distancia entre ellos serán diferentes para una persona en el tren y para otra que esté al lado de la vía, y no existe razón para preferir el punto de vista de una de las personas frente al de la otra

El postulado fundamental de la teoría de la relatividad, todos los observadores deberían medir la misma velocidad de la luz sin importar la rapidez con la que se estuvieran moviendo.
Consecuencias extraordinarias:

1. Quizás las más conocidas sean la equivalencia entre masa y energía, resumida en la famosa ecuación de Einstein E=mc2 (en donde E es la energía, m es la masa, y c es la velocidad de la luz), y la ley de que ningún objeto puede viajar a una velocidad mayor que la de la luz. Debido a la equivalencia entre energía y masa, la energía que un objeto adquiere debido a su movimiento se añadirá a su masa, incrementándola. En otras palabras, cuanto mayor sea la velocidad de un objeto más difícil será aumentar su velocidad. Este efecto sólo es realmente significativo para objetos que se muevan a velocidades cercanas a la de la luz. De hecho no puede alcanzar nunca la velocidad de la luz, porque entonces su masa habría llegado a ser infinita, y por la equivalencia entre masa y energía, habría costado una cantidad infinita de energía el poner al objeto en ese estado
2. La teoría de la relatividad acabó con la idea de un tiempo absoluto! Cada observador debe tener su propia medida del tiempo, que es la que registraría un reloj que se mueve junto a él, y relojes idénticos moviéndose con observadores diferentes no tendrían por qué coincidir

C2-P131
Los conos de luz futuro y pasado de un suceso P dividen al espacio-tiempo en tres.
El futuro absoluto del suceso es la región interior del cono de luz futuro de P. Es el conjunto de todos los sucesos que pueden en principio ser afectados por lo que sucede en P. Sucesos fuera del cono de luz de P no pueden ser alcanzados por señales provenientes de P, porque ninguna de ellas puede viajar más rápido que la luz.

Estos sucesos no pueden, por tanto, ser influidos por lo que sucede en P. El pasado absoluto de P es la región interna del cono de luz pasado. Es el conjunto de todos los sucesos desde los que las señales que viajan con velocidades iguales o menores que la de la luz, pueden alcanzar P. Es, por consiguiente, el conjunto de todos los sucesos que en un principio pueden afectar a lo que sucede en P

C2-132
Por ejemplo, si el Sol cesara de alumbrar en este mismo instante, ello no afectaría a las cosas de la Tierra en el tiempo presente porque estaría en la región del resto del suceso correspondiente a apagarse el Sol.

Sólo nos enteraríamos ocho minutos después, que es el tiempo que tarda la luz en alcanzarnos desde el Sol. Únicamente entonces estarían los sucesos de la Tierra en el cono de luz futuro del suceso en el que el Sol se apagó. De modo similar, no sabemos qué está sucediendo lejos de nosotros en el universo, en este instante: la luz que vemos de las galaxias distantes partió de ellas hace millones de años, y en el caso de los objetos más distantes observados, la luz partió hace unos ocho mil millones de años. Así, cuando miramos al universo, lo vemos tal como fue en el pasado.

C2-P136
La teoría de la relatividad especial tuvo un gran éxito al explicar por qué la velocidad de la luz era la misma para todos los observadores y al describir adecuadamente lo que sucede cuando los objetos se mueven con velocidades cercanas a la de la luz. Sin embargo, la teoría era inconsistente con la teoría de la gravitación de Newton, que decía que los objetos se atraían mutuamente con una fuerza dependiente de la distancia entre ellos. Esto significaba que si uno movía uno de los objetos, la fuerza sobre el otro cambiaría instantáneamente, o en otras palabras, los efectos gravitatorios deberían viajar con velocidad infinita, en vez de con una velocidad igual o menor que la de la luz, como la teoría de la relatividad especial requería.

C2-P137
En la teoría de la relatividad general Einstein 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

C2-P147
La desviación de la luz ha sido, no obstante, confirmada con precisión por numerosas observaciones posteriores.

Otra predicción de la relatividad general es que el tiempo debería transcurrir más lentamente cerca de un cuerpo de gran masa como la Tierra. Ello se debe a que hay una relación entre la energía de la luz y su frecuencia (es decir, el número de ondas de luz por segundo): cuanto mayor es la energía, mayor es la frecuencia. Cuando la luz viaja hacia arriba en el campo gravitatorio terrestre, pierde energía y, por lo tanto, su frecuencia disminuye. (Esto significa que el período de tiempo entre una cresta de la onda y la siguiente aumenta.) A alguien situado arriba le parecería que todo lo que pasara abajo, en la Tierra, transcurriría más lentamente. Esta predicción fue comprobada en 1962, usándose un par de relojes muy precisos instalados en la parte superior e inferior de un depósito de agua. Se encontró que el de abajo, que estaba más cerca de la Tierra, iba más lento, de acuerdo exactamente con la relatividad general. La diferencia entre relojes a diferentes alturas de la Tierra es, hoy en día, de considerable importancia práctica debido al uso de sistemas de navegación muy precisos, basados en señales provenientes de satélites. Si se ignoraran las predicciones de la relatividad general, ¡la posición que uno calcularía tendría un error de varios kilómetros!

C2-P149-150
Las leyes de Newton del movimiento acabaron con la idea de una posición absoluta en el espacio. La teoría de la relatividad elimina el concepto de un tiempo absoluto.

Consideremos un par de gemelos. Supongamos que uno de ellos se va a vivir a la cima de una montaña, mientras que el otro permanece al nivel del mar. El primer gemelo envejecerá más rápidamente que el segundo. Así, si volvieran a encontrarse, uno sería más viejo que el otro. En este caso, la diferencia de edad seria muy pequeña, pero sería mucho mayor si uno de los gemelos se fuera de viaje en una nave espacial a una velocidad cercana a la de la luz. Cuando volviera, sería mucho más joven que el que se quedó en la Tierra. Esto se conoce como la paradoja de los gemelos, pero es sólo una paradoja si uno tiene siempre metida en la cabeza la idea de un tiempo absoluto.

En la teoría de la relatividad no existe un tiempo absoluto único, sino que cada individuo posee su propia medida personal del tiempo, medida que depende de dónde está y de cómo se mueve

C3-P156
La estrella más cercana, llamada Próxima Centauri, se encuentra a unos cuatro años luz de nosotros (la luz proveniente de ella tarda unos cuatro años en llegar a la Tierra) o a unos treinta y siete billones de kilómetros.

C3-P162
Vivimos en una galaxia que tiene un diámetro aproximado de cien mil años luz, y que está girando lentamente. Las estrellas en los brazos de la espiral giran alrededor del centro con un período de varios cientos de millones de años. Nuestro Sol no es más que una estrella amarilla ordinaria, de tamaño medio, situada cerca del centro de uno de los brazos de la espiral.

C3-p168
Effecto Doppler

Imaginemos entonces una fuente luminosa, tal como una estrella, a una distancia fija de nosotros, que emite ondas de luz con una frecuencia constante. Supongamos ahora que la fuente empieza a moverse hacia nosotros. Cada vez que la fuente emita la siguiente cresta de onda, estará más cerca de nosotros, por lo que el tiempo que cada nueva cresta tarde en alcanzarnos será menor que cuando la estrella estaba estacionaria. Esto significa que el tiempo entre cada dos crestas que llegan a nosotros es más corto que antes y, por lo tanto, que el número de ondas que recibimos por segundo (es decir, la frecuencia) es mayor que cuando la estrella estaba estacionaria. Igualmente, si la fuente se aleja de nosotros, la frecuencia de las ondas que recibimos será menor que en el supuesto estacionario.

Así pues, en el caso de la luz, esto significa que las estrellas que se estén alejando de nosotros tendrán sus espectros desplazados hacia el extremo rojo del espectro (corrimiento hacia el rojo) y las estrellas que se estén acercando tendrán espectros con un corrimiento hacia el azul. Esta relación entre frecuencia y velocidad, que se conoce como efecto Doppler.

Si escuchamos un coche al pasar por la carretera notamos que, cuando se nos aproxima, su motor suena con un tono más agudo de lo normal (lo que corresponde a una frecuencia más alta de las ondas sonoras), mientras que cuando se aleja produce un sonido más grave. El comportamiento de la luz o de las ondas de radio es similar. De hecho, la policía hace uso del efecto Doppler para medir la velocidad de los coches a partir de la frecuencia de los pulsos de ondas de radio reflejados por los vehículos.

C3-P171
Ni siquiera el corrimiento de las galaxias hacia el rojo es aleatorio, sino que es directamente proporcional a la distancia que nos separa de ellas. O, dicho con otras palabras, ¡cuanto más lejos está una galaxia, a mayor velocidad se aleja de nosotros!

C3-P183
Sin embargo, la expansión del universo implicaría que esta luz debería estar tan tremendamente desplazada hacia el rojo que nos llegaría hoy en día como radiación de microondas

C3-p184
El universo parece el mismo en cualquier dirección desde la que miremos sugeriría que hay algo especial en cuanto a nuestra posición en el universo. Una explicación alternativa: el universo podría ser también igual en todas las direcciones si lo observáramos desde cualquier otra galaxia (no prueba, solo suposición).

C3-P192
3 modelos de Friedmann donde galaxias se alejan unas de otras

Expandiéndose infinitamente a alta velocidad, expandiéndose infitnitamente pero muy poco, o punto limite finito y big crunch.

La idea de que se podría ir en línea recta alrededor del universo y acabar donde se empezó… pues puede verse que el universo se colapsaría de nuevo a tamaño cero antes de que se pudiera completar una vuelta entera. Uno tendría que viajar más rápido que la luz, para poder regresar al punto de partida antes de que el universo tuviera un final -¡y esto no está permitido!

Crunch? Si la densidad es menor que un cierto valor crítico, determinado por el ritmo de expansión, la atracción gravitatoria será demasiado débil para poder detener la expansión. Si la densidad es mayor que el valor crítico, la gravedad parará la expansión en algún tiempo futuro y hará que el universo vuelva a colapsarse.

Cuando sumamos toda materia incluso esta materia oscura, obtenemos tan sólo la décima parte, aproximadamente, de la cantidad requerida para detener la expansión. No obstante, no podemos excluir la posibilidad de que pudiera existir alguna otra forma de materia, distribuida casi uniformemente a lo largo y ancho del universo, que aún no hayamos detectado y que podría elevar la densidad media del universo por encima del valor crítico necesario para detener la expansión

La evidencia presente sugiere, por lo tanto, que el universo se expandirá probablemente por siempre, pero que de lo único que podemos estar verdaderamente seguros es de que si el universo se fuera a colapsar, no lo haría como mínimo en otros diez mil millones de años, ya que se ha estado expandiendo por lo menos esa cantidad de tiempo. Esto no nos debería preocupar indebidamente: para entonces, al menos que hayamos colonizado más allá del sistema solar, ¡la humanidad hará tiempo que habrá desaparecido, extinguida junto con nuestro Sol!

C3-P211
El trabajo de Lifshitz y Khalatnikov fue muy valioso porque demostró que el universo podría haber tenido una singularidad, un big bang, si la teoría de la relatividad general era correcta. Sin embargo, no resolvió la cuestión fundamental: ¿predice la teoría de la relatividad general que nuestro universo debería haber tenido un big bang, un principio del tiempo?

C3-P217-218
Penrose demostró que cuando una estrella se colapsa bajo su propia gravedad se obtiene una singularidad contenida dentro de una región del espacio-tiempo llamada agujero negro. Definir un agujero negro como el conjunto de sucesos desde los que no es posible escapar a una gran distancia.

El resultado final fue un artículo conjunto entre Penrose y yo, en 1970, que al final probó que debe haber habido una singularidad como la del big bang, con la única condición de que la relatividad general sea correcta y que el universo contenga tanta materia como observamos... N trabajo llegó a ser generalmente aceptado y, hoy en día, casi todo el mundo supone que el universo comenzó con una singularidad como la del big bang. Resulta por eso irónico que, al haber cambiado mis ideas, esté tratando ahora de convencer a los otros físicos de que no hubo en realidad singularidad al principio del universo. Como veremos más adelante, ésta puede desaparecer una vez que los efectos cuánticos se tienen en cuenta

C3-p220
“Mi trabajo” demostró que la relatividad general es sólo una teoría incompleta: no puede decirnos cómo empezó el universo, porque predice que todas las teorías físicas, incluida ella misma, fallan al principio del universo. No obstante, 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.


Hasta aquí la primera parte, si ya se que es mucho texto, pero la idea es leerlo como tal, es un resumen de un libro denso, no se puede hacer más.

Estoy preparando otras entradas con la continuación, así que estad atentos!

Un saludo!