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ZAPPING 0313, 24-may-2008
¿Corre el tiempo hacia atrás en otros universos?
por Sean M. Carroll. Traducido por Graciela Lorenzo Tillard

Una de las verdades más básicas de la vida es que el futuro se ve diferente del pasado. Pero a una gran escala cosmológica, podrían verse iguales

Las leyes básicas de la física funcionan de igual manera hacia adelante o hacia atrás en el tiempo; sin embargo percibimos que el tiempo se mueve en una única dirección, hacia adelante, hacia el futuro. ¿Por qué? Para explicarlo, tenemos que ahondar en la prehistoria del universo, en un tiempo anterior al Big Bang. Nuestro universo podría ser parte de un multiverso mucho más grande, que en conjunto es simétrico con respecto al tiempo. El tiempo puede correr hacia atrás en otros universos.

El universo no se ve bien. Decirlo podría parecer algo extraño, considerando que los cosmólogos tienen muy poco para comparar. ¿Cómo sabemos de qué forma tiene que verse el universo? Sin embargo, con el paso de los años hemos desarrollado una fuerte intuición de lo que significa "natural", y el universo que vemos no califica.

No se confunda: los cosmólogos han armado una imagen increíblemente exitosa de lo que forma el universo y cómo ha evolucionado. Hace unos 14 mil millones de años el cosmos era más caliente y más denso que el interior de una estrella, y desde entonces ha estado enfriándose y adelgazando a medida que la trama del espacio se expande. Esta imagen explica exactamente cada observación que hemos hecho, pero varias características desusadas, especialmente en el universo temprano, sugieren que hay más en la historia que lo que comprendemos.

Entre los aspectos antinaturales del universo se destaca uno: la asimetría del tiempo. Las leyes microscópicas de la física que subyacen el comportamiento del universo no distinguen entre pasado y futuro, sin embargo el universo temprano —caliente, denso, homogéneo— es totalmente diferente al de hoy: fresco, diluido, lleno de grumos. El universo empezó ordenado y se ha estado volviendo cada vez más desordenado desde entonces. La asimetría del tiempo, la flecha que apunta desde el pasado hacia el futuro, tiene un inconfundible papel en la vida diaria: explica por qué no podemos convertir una tortilla en huevos, por qué los cubitos de hielo nunca se forman espontáneamente en un vaso de agua, y por qué recordamos el pasado pero no el futuro. Y el origen de la asimetría que experimentamos puede ser rastreado hasta el orden del universo, cerca del Big Bang. Cada vez que uno rompe un huevo, está haciendo cosmología de observación.

La flecha del tiempo posiblemente sea el rasgo más flagrante del universo que los cosmólogos no pueden explicar en la actualidad. Sin embargo, este enigma sobre el universo que observamos insinúa cada vez más la existencia de un espacio-tiempo mucho más grande y que no observamos. Agrega soporte a la idea de que somos parte de un multiverso cuya dinámica ayuda a explicar los rasgos aparentemente antinaturales de nuestro entorno local.


El enigma de la entropía

Los físicos encierran el concepto de la asimetría del tiempo en la célebre Segunda Ley de la Termodinámica: la entropía en un sistema cerrado nunca disminuye. En resumen, la entropía es una medida del desorden de un sistema. En el siglo XIX, el físico austriaco Ludwig Boltzmann explicó la entropía en términos de la diferencia entre el microestado de un objeto y su macroestado. Si a usted le piden que describa una taza de café, probablemente haría referencia a su macroestado: su temperatura, presión y otras características en conjunto. El microestado, por otro lado, especifica la precisa posición y la velocidad de cada átomo en el líquido. Muchos microestados diferentes corresponden a un único macroestado en particular: podríamos cambiar de lugar un átomo aquí y allá, y nadie que mirara a escala macroscópica se daría cuenta.

La entropía es la cantidad de microestados diferentes que corresponden al mismo macroestado. Técnicamente, es el número de dígitos, o logaritmo, de esa cantidad. Por lo tanto, hay más maneras de organizar una cantidad dada de átomos en una configuración de alta entropía que en una de baja entropía. Imagine que vierte leche en su café. Hay muchísimas maneras de distribuir las moléculas de modo que la leche y el café estén totalmente mezclados, pero relativamente pocas maneras de organizarlas para que la leche quede separada del café circundante. De modo que la mezcla tiene una entropía más alta.

De este punto de vista, no es sorprendente que la entropía tienda a aumentar con el tiempo. Los estados de alta entropía superan enormemente en número a los de baja entropía; casi cualquier cambio en el sistema hará que termine en un estado de más alta entropía, simplemente por cuestión de suerte. Es por eso que la leche se mezcla con el café pero nunca se separa. Aunque es físicamente posible que todas las moléculas de leche conspiren y se organicen espontáneamente unas junto a otras, es estadísticamente muy improbable. Si esperara a que ocurra por propia voluntad mientras las moléculas se mueven al azar, tendría que esperar mucho más tiempo que la edad actual del universo observable. La flecha del tiempo es simplemente la tendencia de los sistemas a evolucionar hacia uno de los estados numerosos, naturales y de alta entropía.

Pero explicar por qué los estados de baja entropía evolucionan en estados de alta entropía es diferente de explicar por qué la entropía está aumentando en nuestro universo. La pregunta permanece: ¿Por qué empezar con baja entropía? Parece muy antinatural, ya que los estados de baja entropía son muy raros. Incluso si admitimos que nuestro universo hoy tiene entropía mediana, no explica por qué la entropía solía ser aún más baja. De todas las posibles condiciones iniciales que pueden haber evolucionado en un universo como el nuestro, una enorme mayoría tiene una entropía mucho más alta, no más baja.

En otras palabras, el real desafío no es explicar por qué la entropía del universo será más alta mañana que hoy, sino explicar por qué la entropía era más baja ayer y aún más baja anteayer. Podemos rastrear esta lógica hasta el origen del tiempo en nuestro universo observable. En última instancia, la asimetría del tiempo es una pregunta que deberá responder la cosmología.


El desorden del vacío

El universo temprano era un lugar notable. Todas las partículas que forman el universo, y que actualmente observamos, estaban comprimidas en un volumen extraordinariamente caliente y denso. Más importante aún, estaban distribuidas de forma casi uniforme en todo ese diminuto volumen. En término medio, la densidad era diferente de un lugar a otro sólo en una parte en 100.000. Gradualmente, a medida que el universo se expandía y enfriaba, la atracción de la gravedad aumentó esas diferencias. Las regiones que tenían algo más de partículas formaron estrellas y galaxias, y las regiones con un poco menos de partículas se vaciaron para formar vacíos.

Evidentemente, la gravedad ha sido crucial en la evolución del universo. Por desgracia, no comprendemos por completo la entropía cuando se involucra la gravedad. La gravedad surge de la forma del espacio-tiempo, pero no tenemos una teoría exhaustiva del espacio-tiempo; ése es el objetivo de una teoría cuántica de la gravedad. Mientras podemos relacionar la entropía de un fluido con el comportamiento de las moléculas que lo constituyen, no sabemos qué constituye el espacio, de modo que no sabemos qué microestados gravitacionales corresponden a cualquier macroestado en particular.


Entropía de un gas

Lo que la gravedad le hace a la entropía: Lo que califica como baja o alta entropía depende del escenario. Los físicos identifican el estado de alta entropía de un sistema sobre la base de cómo tal sistema evoluciona a lo largo del tiempo. Por ejemplo, si un gas lo bastante frío y difuso siente la atracción de la gravedad, evoluciona en un grumo. La ley del incremento de la entropía implica entonces que el grumo tiene una alta entropía, aunque a primera vista pueda parecer ordenado (baja entropía).



Arriba: Primer escenario - Gravedad nula + volumen fijo
Cuando la gravedad es insignificante, un gas es una caja que tiene baja entropía si permanece
claramente en una esquina y alta entropía si se expande. Por lo tanto, la expansión la ocasiona.

Sin embargo, tenemos una idea aproximada de cómo evoluciona la entropía. En situaciones donde la gravedad es insignificante, como en una taza de café, una distribución uniforme de partículas tiene una entropía alta. Esta condición es un estado de equilibrio. Incluso cuando las partículas se reorganizan, ya están tan totalmente mezcladas que no parece ocurrir mucho a nivel macroscópico. Pero si la gravedad es importante y el volumen es fijo, una distribución uniforme tiene una entropía relativamente baja. En este caso, el sistema está muy lejos del equilibrio. La gravedad provoca que las partículas se agrupen en estrellas y galaxias, y la entropía crece perceptiblemente, en coherencia con la Segunda Ley.



Arriba: Segundo escenario - Gravedad no nula + volumen fijo
Cuando la gravedad es significativa, lo contrario es verdadero: el gas lleva su entropía al máximo
al colapsar en un agujero negro. Por lo tanto, un gas con gravedad tiende a agrumarse,
no a dispersarse. El agujero puede sobrevivir para siempre en equilibrio con su entorno.

Efectivamente, si queremos llevar al máximo la entropía de un volumen cuando la gravedad no es nula, sabemos lo que obtenemos: un agujero negro. En los '70, Stephen Hawking de la Universidad de Cambridge, confirmó una provocativa sugerencia de Jacob Bekenstein, ahora en la Hebrew University de Jerusalén, de que los agujeros negros encajaban muy bien en la Segunda Ley. Como los objetos calientes, para los cuales la Segunda Ley fue originalmente formulada, los agujeros negros emiten radiación y tienen entropía, mucha entropía. Un único agujero negro de una masa de un millón de soles, como el que vive en el centro de nuestra galaxia, tiene 100 veces la entropía de todas las partículas comunes del universo observable.



Arriba: Tercer escenario - Gravedad no nula + volumen en expansión
Si la caja crece de tamaño, el gas inicialmente se agruma y forma el agujero negro, pero entonces éste se evapora. El gas que deja continúa incrementando su entropía para siempre al expandirse en una densidad cada vez menor.

Al final, incluso los agujeros negros desaparecen emitiendo radiación Hawking. Un agujero negro no tiene la entropía más alta posible, sino apenas la entropía más alta que puede estar contenida en cierto volumen. El volumen de espacio en el universo, sin embargo, parece estar creciendo sin límites. En 1998 los astrónomos descubrieron que la expansión cósmica se está acelerando. La explicación más sencilla es la existencia de energía oscura, una forma de energía que existe incluso en el espacio y que parece que no se diluye a medida que el universo se expande. No es la única explicación para la aceleración cósmica, pero los intentos de proponer una mejor idea han quedado cortos hasta ahora.

Si la energía oscura no se diluye, el universo se expandirá para siempre. Las galaxias distantes desaparecerán de la vista. Aquellas que no colapsen en agujeros negros desaparecerán a su vez en la penumbra circundante, tan seguro como que un charco se seca en un día caluroso. Lo que quedará será un universo que será, a todos los efectos, vacío. Entonces, y sólo entonces, el universo realmente habrá alcanzado el máximo de su entropía. El universo estará en equilibrio, y nada más ocurrirá jamás.

Podría parecer extraño que el espacio tenga una entropía tan enorme. Suena como decir que el escritorio más desorganizado del mundo es un escritorio completamente vacío. La entropía necesita de microestados, y a primera vista el espacio no tiene ninguno. En realidad, sin embargo, el espacio vacío tiene abundancia de microestados, estados gravitacionales cuánticos incorporados en la trama del espacio. Todavía no sabemos qué son exactamente, no más de lo que sabemos cuáles microestados explican la entropía de un agujero negro, pero sí sabemos que en un universo en aceleración la entropía dentro del volumen observable se acerca a un valor constante, proporcional al área de sus bordes. Es realmente una cantidad enorme de entropía, mucho más grande que la de la materia dentro de ese volumen.


Pasado versus Futuro

El rasgo sorprendente de esta historia es la pronunciada diferencia entre el pasado y el futuro. El universo comienza en un estado de muy baja entropía: partículas reunidas de manera uniforme. Evoluciona a través de un estado de entropía mediana: la distribución con bultos de estrellas y galaxias que hoy vemos a nuestro alrededor. Finalmente alcanza un estado de alta entropía: el espacio casi vacío, con apenas una ocasional partícula de baja energía.

¿Por qué son tan diferentes el pasado y el futuro? No es suficiente para postular una teoría de condiciones iniciales, una razón de por qué el universo empezó con baja entropía. Huw Price, de la Universidad de Sydney, ha señalado como filósofo que cualquier razonamiento que es aplicable a las condiciones iniciales también debe ser aplicable a las condiciones finales, o de otro modo seremos culpables de suponer lo mismo que estábamos tratando de demostrar, que el pasado era especial. O tenemos que considerar la profunda asimetría del tiempo como una característica del universo que escapa a las explicaciones, o tenemos que cavar más profundo en las condiciones del espacio y el tiempo.

Muchos cosmólogos han tratado de atribuir la asimetría de tiempo al proceso de la inflación cósmica. La inflación es una explicación atractiva para muchas características básicas del universo. De acuerdo con esta idea, el propio universo temprano (o por lo menos alguna parte de él) estaba lleno no con partículas sino con algo más cercano a una forma temporal de la energía oscura, cuya densidad era enormemente mayor que la de la energía oscura que observamos hoy. Esta energía provocó la aceleración de la expansión del universo a un ritmo fantástico, después de lo cual se descompuso en materia y radiación, dejando una diminuta nube de la energía oscura que hoy se está volviendo relevante otra vez. El resto de la historia del Big Bang, desde el uniforme gas primigenio hasta las galaxias, y más allá, simplemente sigue.

La motivación original para la inflación fue suministrar una sólida explicación para las muy afinadas condiciones del universo temprano, en particular, la densidad excepcionalmente uniforme de la materia en regiones sumamente separadas. La aceleración producida por la energía oscura temporal suaviza al universo casi a la perfección. La distribución previa de la materia y la energía es irrelevante; en cuanto empieza la inflación, ésta borra todo rastro de las condiciones preexistentes, dejándonos con un universo temprano caliente, denso y uniforme.



Desde el nacimiento del calor a su muerte - Restableciendo la simetría del tiempo.
De acuerdo con el modelo estándar de la cosmología, el universo comenzó como un gas casi uniforme y terminará como un espacio casi vacío; para decirlo en pocas palabras, va desde la baja entropía a la alta entropía, una condición final que los físicos llaman "muerte del calor". Pero este modelo no puede explicar qué provocó el estado inicial de baja entropía. El modelo del autor agrega un periodo de prehistoria. El universo comenzó vacío y terminará vacío; la apariencia de las estrellas y galaxias es una desviación temporal de su normal condición de equilibrio. La figura es esquemática; no muestra la expansión del espacio.

El paradigma de la inflación ha sido muy exitoso en muchos sentidos. Sus pronósticos de ligeras desviaciones de la uniformidad perfecta coinciden con las observaciones de las variaciones de la densidad en el universo. Como una explicación a la asimetría del tiempo, sin embargo, los cosmólogos consideran cada vez más que es un poco tramposo, por las razones que Roger Penrose, de la Universidad de Oxford, y otros, han enfatizado. Para que el proceso funcione como se desea, la ultra densa energía oscura tenía que comenzar en una configuración muy específica. De hecho, su entropía tenía que ser fantásticamente más pequeña que la entropía del gas denso y caliente en el que evolucionó. Eso implica que la inflación realmente no ha resuelto nada: "explica" un estado de entropía inusitadamente bajo (un gas caliente, denso y uniforme) por invocación de un estado previo de una entropía aún más baja (un uniforme parche del espacio dominado por la ultradensa energía oscura). Simplemente empuja el enigma un paso atrás: ¿Por qué sucedió la inflación?

Una de las razones por la que muchos cosmólogos invocan a la inflación como una explicación de la asimetría del tiempo es que la configuración inicial de la energía oscura no parece tan improbable. En el momento de la inflación, nuestro universo observable tenía menos de un centímetro de ancho. Intuitivamente, una región tan diminuta no tiene muchos microestados, de modo que no es tan improbable que el universo cayera accidentalmente en el microestado que corresponde a la inflación.

Por desgracia, esta intuición es engañosa. El universo temprano, incluso si sólo tiene un centímetro de ancho, tiene exactamente la misma cantidad de microestados que todo el universo observable de hoy. De acuerdo con las reglas de la mecánica cuántica, la cantidad total de microestados en un sistema nunca cambia. La entropía aumenta, no porque aumente la cantidad de microestados sino porque el sistema se levanta naturalmente en el más posible macroestado genérico. De hecho, el universo temprano es el mismo sistema físico que el último. Uno evoluciona hacia el otro, después de todo.

Entre todas las maneras diferentes en que los microestados del universo pueden organizarse, sólo una increíblemente diminuta fracción corresponde a una configuración de energía oscura, uniforme y ultra densa contenida en un volumen diminuto. Las condiciones necesarias para que comience la inflación son extremadamente especializadas, y por lo tanto describen una configuración de muy baja entropía. Si uno fuera a escoger al azar configuraciones del universo, sería muy poco probable dar con las condiciones correctas para empezar la inflación. Por sí misma, la inflación no explica por qué el universo temprano tiene una baja entropía; simplemente supone que la tiene desde el comienzo.


Un universo de tiempo simétrico

Por lo tanto, la inflación no es de ninguna ayuda para explicar por qué el futuro es diferente del pasado. Una estrategia audaz pero simple es decir: quizás el pasado muy lejano no es diferente del futuro, después de todo. Quizás el pasado distante, como el futuro, es en realidad un estado de alta entropía. Si es así, el estado caliente y denso que hemos estado llamando "el universo temprano" no es en realidad el verdadero comienzo del universo sino más bien un estado de transición entre etapas de su historia.

Algunos cosmólogos imaginan que el universo sufrió un "rebote". Antes de este evento, el espacio se estaba contrayendo, pero en lugar de simplemente colapsar en un punto de densidad infinita, los nuevos principios físicos —gravedad cuántica, dimensiones adicionales, teoría de cuerdas, u otros fenómenos exóticos— hicieron irrupción para salvar la situación a última hora, y el universo salió del otro lado en lo que ahora percibimos como el Big Bang. Aunque intrigantes, las cosmologías del rebote no explican la flecha del tiempo. O la entropía estaba aumentando mientras el universo previo se acercaba al colapso —en cuyo caso la flecha del tiempo se extiende infinitamente hacia el pasado— o la entropía estaba disminuyendo, en cuyo caso una condición antinatural de baja entropía existía en medio de la historia del universo (en el rebote). De ambas maneras, otra vez hemos eludido el bulto de la pregunta de por qué era pequeña la entropía cerca de lo que llamamos el Big Bang.

En cambio, supongamos que el universo empezó en un estado de alta entropía, que es su estado más natural. Un buen candidato para tal estado es el espacio vacío. Como cualquier buen estado de alta entropía, la tendencia del espacio vacío es a sólo estar allí, inalterable. De modo que el problema es: ¿Cómo obtenemos nuestro actual universo de un espacio-tiempo desierto e inmóvil? El secreto podría estar en la existencia de la energía oscura.

En presencia de la energía oscura, el espacio no está totalmente vacío. Las fluctuaciones de los campos cuánticos dan origen a una temperatura muy baja, enormemente más baja que la temperatura del universo de hoy pero no obstante no un cero absoluto. Todos los campos cuánticos experimentan fluctuaciones térmicas ocasionales en un universo así. Eso quiere decir que no está perfectamente inmóvil; si esperamos el tiempo suficiente, nacerán partículas individuales e incluso sustanciales colecciones de partículas, sólo para dispersarse otra vez en el vacío. Éstas son partículas reales, a diferencia de las efímeras partículas "virtuales" que contiene el espacio vacío, incluso en ausencia de la energía oscura.

Entre las cosas que pueden nacer están los pequeños parches de energía oscura ultra densa. Si las condiciones son las correctas, esos parches pueden experimentar una inflación y separarse para formar un universo propio, un bebé universo. Nuestro universo podría ser el vástago de algún otro universo.

Superficialmente, esta situación contiene alguna semejanza con la explicación estándar de la inflación. Allí, también, postulamos que un parche de energía oscura ultra densa aparece por casualidad, provocando la inflación. La diferencia es la naturaleza de las condiciones de inicio. En la explicación estándar, el parche apareció en un universo que fluctuaba desenfrenadamente, en el cual la inmensa parte de las fluctuaciones no causaban nada parecido a la inflación. Parecería ser mucho más probable que el universo fluctuara directo hacia un Big Bang caliente, saltando la etapa inflacionaria totalmente. Efectivamente, hasta donde afecta a la entropía, sería incluso más probable que el universo fluctúe directo hacia la configuración que vemos hoy, saltando los pasados 14 mil millones de años de evolución cósmica.

En nuestro nuevo escenario, el universo preexistente nunca estaba fluctuando al azar; estaba en un estado muy específico: espacio vacío. Lo que esta teoría afirma —algo que debe ser demostrado— es que la manera más probable de crear universos como el nuestro, desde un estado preexistente como ése, es pasar un período de inflación, más que fluctuar hacia allí directamente. Nuestro universo, en otras palabras, es una fluctuación pero no una fluctuación aleatoria.


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Este escenario, propuesto en 2004 por Jennifer Chen de la University of Chicago y por mí, provee una provocativa solución al origen de la asimetría del tiempo en nuestro universo observable: sólo vemos una parte diminuta del total, y este campo más grande es completamente asimétrico en el tiempo. La entropía puede aumentar sin límites a través de la creación de nuevos universos bebé.

Lo mejor de todo es que esta historia puede ser contada hacia atrás y hacia adelante en el tiempo. Imagine que empezamos con espacio vacío en algún momento particular y observamos cómo evoluciona hacia el futuro y hacia el pasado. Evoluciona en ambos sentidos porque no estamos presuponiendo una flecha de tiempo unidireccional.

Los universos bebé nacen de fluctuaciones en ambas direcciones del tiempo, al final se vacían y dan a luz a sus propios bebés. En una escala ultra grande, un multiverso así se vería estadísticamente simétrico con respecto al tiempo; ambos, pasado y futuro, tendrían nuevos universos naciendo de fluctuaciones y proliferando sin límites. Cada uno de ellos experimentaría una flecha de tiempo, pero la mitad tendría una flecha invertida con respecto a la de los otros.

La idea de un universo con una flecha de tiempo hacia atrás podría parecer alarmante. Si conociéramos a alguien de ese universo, ¿recordaría el futuro? Felizmente, no hay peligro de un encuentro como ése. En el escenario que estamos describiendo, los únicos lugares donde el tiempo parece correr hacia atrás están enormemente lejos en el pasado, mucho tiempo antes de nuestro Big Bang. Entre ambos hay una amplia extensión de universo en la que el tiempo parece no correr en absoluto; no existe casi nada de materia, y la entropía no evoluciona. Cualquier ser que viva en una de estas regiones de tiempo invertido no nacería anciano y moriría joven, ni nada fuera de lo ordinario. Para ellos, el tiempo fluiría de un modo totalmente convencional. Sólo cuando se compara su universo con el nuestro algo parece fuera de lo ordinario, nuestro pasado es su futuro, y viceversa. Pero tal comparación es puramente hipotética, porque no podemos llegar allí y ellos no pueden venir aquí.

En este momento, el juicio está en nuestro modelo. Los cosmólogos han considerado la idea de universos bebé durante años, pero no comprendemos el proceso de nacimiento. Si las fluctuaciones cuánticas pudieran crear nuevos universos, también podían crear muchas otras cosas, por ejemplo, una galaxia entera. Para un escenario como el nuestro, para explicar el universo que vemos, tiene que predecir que la mayoría de las galaxias surgen en el período subsiguiente de los eventos del Big Bang; como eventos y no como solitarias fluctuaciones en un universo de otra manera vacío. Si no, nuestro universo se vería muy antinatural.

Pero la lección conocida no es ningún escenario particular para la estructura del espacio-tiempo a una escala ultra grande. Lo es la idea de que una sorprendente característica de nuestro cosmos observable —la flecha del tiempo que surge de las condiciones de muy baja entropía en el universo temprano— puede proveernos de pistas sobre la naturaleza del universo no-observable.

Como mencioné al principio de este artículo, es bueno tener una imagen que se ajuste a los datos, pero los cosmólogos quieren más que eso: buscamos comprensión de las leyes de la naturaleza y de nuestro particular universo en el que todo tenga sentido. No queremos quedar reducidos a aceptar las características extrañas de nuestro universo como hechos forzados. La dramática asimetría del tiempo de nuestro cosmos observable parece estar ofreciéndonos una pista de algo más profundo: una pista del esencial funcionamiento del espacio y el tiempo. Nuestra tarea como físicos es usarla y a las otras para montar una imagen convincente.

Si el universo observable fuera todo lo que existe, sería casi imposible explicar la flecha del tiempo de una manera natural. Pero si el universo a nuestro alrededor es una diminuta parte de una imagen mucho más grande, las nuevas posibilidades se presentan solas. Podemos concebir nuestro trocito de universo apenas como una pieza del rompecabezas, parte de la tendencia del sistema más grande para incrementar su entropía sin límites en el pasado muy lejano y en el futuro muy lejano. Para citar al físico Edward Tryon, el Big Bang es más fácil de comprender si no es el origen de todo sino apenas una de esas cosas que ocurren de vez en cuando.

Otros investigadores están trabajando en ideas relacionadas, mientras más y más cosmólogos están tomando seriamente el problema planteado por la flecha del tiempo. Es bastante fácil observar la flecha: todo lo que uno tiene que hacer es mezclar un poco de leche con el café. Mientras lo toma, puede contemplar cómo ese simple acto puede ser rastreado hasta el origen de nuestro universo observable y quizás más allá.

Esta historia fue impresa originalmente con el título de "Los Orígenes Cósmicos de la Flecha del Tiempo".


Sobre el autor

Sean M. Carroll es un investigador superior asociado en física en el California Institute of Technology. Su investigación abarca cosmología, física de partículas y teoría general de la relatividad de Einstein, con un conocimiento especial en energía oscura. Ha recibido becas de las fundaciones Sloan y Packard, y también del M.I.T. Premio del Graduate Student Council Teaching y Medalla de Alumno de la Villanova University Arts and Sciences. Fuera de lo académico, Carroll es bien conocido como colaborador del blog Cosmic Variance, que no sólo es uno de los blogs científicos más serios sino también la manera en que conoció a su esposa, la escritora de ciencia Jennifer Ouellette.


Artículo original

Scientific American, Mayo 2008: Does Time Run Backward in Other Universes?

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