Resumen de La teoría del todo
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La Teoría del Todo Resumen | Stephen Hawking

El origen y el destino del universo

Resumen de 1 frase

La teoría del todo by Stephen Hawking offers a concise yet profound exploration of the universe’s mysteries, from the Big Bang to black holes—could the answers within these pages redefine our very existence?

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La perspectiva de Stephen Hawking

Stephen Hawking fue considerado uno de los físicos teóricos más brillantes de la historia. Desde el Big Bang hasta los agujeros negros, sus trabajos sobre los orígenes y la estructura del universo revolucionaron este campo. Hawking nació en Oxford en el seno de una familia de médicos. Comenzó sus estudios universitarios en el University College de Oxford en 1959. Obtuvo una licenciatura de primera clase en Física. Hawking comenzó sus estudios de posgrado en Trinity Hall, Cambridge, en 1962. En marzo de 1966 se doctoró en matemáticas aplicadas y física teórica, especializándose en relatividad general y cosmología. Al igual que Isaac Newton, fue Catedrático Lucasiano de Matemáticas en la Universidad de Cambridge entre 1979 y 2009. A los 21 años, mientras estudiaba cosmología en la Universidad de Cambridge, le diagnosticaron esclerosis lateral amiotrófica (ELA). Parte de la historia de su vida fue retratada en la película de 2014 La teoría del todo.

Introducción

La teoría del todo es una serie de conferencias impartidas por Stephen Hawking. El objetivo de estas conferencias es esbozar lo que los científicos creen que es la historia del universo. Como resultado, ofrece una historia de la comprensión del universo por parte de la ciencia. Además, explica claramente los acontecimientos que se desarrollaron inmediatamente después del Big Bang. Hawking también aborda el campo cosmológico por el que es más famoso: el estudio de los agujeros negros.

StoryShot #1: Las cuatro ideas originales sobre el universo

Aristóteles

Aristóteles ya consideró la idea de una Tierra redonda en el año 340 a.C. En su libro Sobre los cielosescribió sobre dos teorías que sugerían que la Tierra era esférica. En primer lugar, había observado que el hecho de que la Tierra estuviera entre el Sol y la Luna provocaba los eclipses de Luna. Como la sombra de la Tierra sobre la Luna era siempre redonda, esto sugería que la Tierra era redonda. Aristóteles aprendió en sus viajes que la Estrella Polar está más baja en el cielo cuando se ve en el Sur. De nuevo, esto propondría que la Tierra es esférica y no en forma de disco. Aunque las conclusiones de Aristóteles eran correctas, sus teorías seguían siendo erróneas. Por ejemplo, creía que la Tierra era inmóvil y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas tenían órbitas circulares alrededor de la Tierra. 

Ptolomeo

Ptolomeo se basó en estas ideas en el siglo I de nuestra era. Creó un modelo cosmológico completo con la Tierra en el centro. Ocho esferas con la Luna, el Sol, las estrellas y cinco planetas rodeaban la Tierra. Los cinco planetas conocidos eran Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. De nuevo, Ptolomeo cometió aparentes errores en su teoría. Sin embargo, desarrolló las ideas de Aristóteles y proporcionó un sistema razonablemente preciso para predecir las posiciones de las estructuras visibles por la noche. La Iglesia cristiana aceptó generalmente esta teoría, en parte porque situaba a la Tierra en el centro del universo. 

Copérnico

En 1514, Nicolás Copérnico propuso un modelo mucho más simple del universo. Copérnico era un sacerdote polaco. Publicó su modelo de forma anónima por miedo a ser acusado de herejía. Copérnico sostenía que el Sol estaba inmóvil en el centro del universo. La Tierra y los planetas se movían en órbitas circulares alrededor del Sol. Nadie tomó en serio esta idea hasta aproximadamente 100 años después. En ese momento, Johannes Kepler y Galileo Galilei comenzaron a apoyar públicamente esta teoría. El recién inventado telescopio apoyó la opinión de Copérnico de que la Tierra no era el centro del universo. Galileo observó que varias lunas orbitaban alrededor de Júpiter. Esto implicaba que no era necesario que todos los cuerpos celestes orbitaran alrededor de la Tierra. Sin embargo, algunos seguían negando que la Tierra no fuera el centro del universo. Afirmaban que las lunas de Júpiter se movían en trayectorias extremadamente complicadas alrededor de la Tierra, lo que sugería que orbitaban alrededor de Júpiter. 

Newton

En 1687, Newton publicó su Principios matemáticos de la filosofía naturaly. Hawking lo describe como, posiblemente, la obra más crucial jamás publicada en las ciencias físicas. En este libro, Newton propuso una teoría sobre el movimiento de los cuerpos en el espacio y el tiempo. Esta teoría también explicaba una nueva idea de la gravitación universal. Newton sugirió que todos los cuerpos celestes del universo eran atraídos por todos los demás cuerpos. Cuanto más grande es el cuerpo, más fuerte es la atracción gravitatoria. Newton demostró que la gravedad hace que la Luna se mueva en una órbita elíptica alrededor de la Tierra. Del mismo modo, la gravedad también hace que la Tierra y los planetas sigan trayectorias elípticas alrededor del Sol.

A pesar de estos avances, antes del siglo XX todavía no había ningún indicio de que el universo se expandiera o se contrajera. En general se aceptaba que, o bien el universo existía para siempre en un estado estable, o bien fue creado en un momento finito del pasado. Sin embargo, varios académicos cuestionaron la posibilidad de un universo infinito y estático. Por ejemplo, Heinrich Olbers argumentó que casi todas las líneas o lados terminarían en la superficie de una estrella en un universo infinito y estático. Como resultado, cabría esperar que todo el cielo fuera tan brillante como el Sol, incluso de noche. La única forma de evitar esta conclusión sería que las estrellas no brillaran eternamente. Por ejemplo, podrían haberse encendido en algún momento finito del pasado.

StoryShot #2: El universo en expansión

Galaxias múltiples

Nuestro Sol y las estrellas cercanas forman parte de la Vía Láctea. Durante mucho tiempo, hubo consenso en que la Vía Láctea era todo el universo. Sin embargo, en 1925, Edwin Hubble demostró que la Vía Láctea no era la única galaxia. Encontró muchas otras galaxias con grandes cantidades de espacio entre ellas. Para demostrar la legitimidad de su teoría, tuvo que identificar la extensión de estos espacios vacíos. 

Una forma de identificar directamente la distancia de una estrella a la Tierra se basa en el brillo. El brillo de una estrella se basa en su luminosidad y en su distancia. Por tanto, si podemos identificar la luminosidad de una estrella, podemos utilizar el brillo aparente para calcular las distancias de alejamiento. Hubble sostenía que ciertas estrellas tenían siempre la misma luminosidad cuando estaban lo suficientemente cerca como para que pudiéramos medirlas. Si encontráramos esas estrellas en otra galaxia, podríamos suponer que tenían la misma luminosidad. Así, podríamos calcular la distancia a esa galaxia. Podríamos estar razonablemente seguros de que nuestra estimación es precisa si muchas estrellas de la misma galaxia dieran la misma distancia. Hubble calculó las distancias a nueve galaxias de esta manera. Ahora sabemos que nuestra galaxia es sólo una de los cien mil millones que los telescopios modernos pueden observar. Hay unos cien mil millones de estrellas dentro de cada galaxia. 

Universo en expansión

Hubble identificó que todas las galaxias que observó parecían estar desplazadas al rojo. El desplazamiento al rojo es un concepto clave para los astrónomos. Podemos entenderlo literalmente: La longitud de onda de la luz se estira, por lo que la luz se ve como desplazado hacia la parte roja del espectro. Esto significa que cada una de estas galaxias se está alejando de nosotros. Además, la velocidad a la que cada galaxia se aleja de nosotros depende de su distancia. Cuanto más lejos estaba una galaxia, más rápido se alejaba de nosotros. Hawking describe este hallazgo como una de las tremendas revelaciones intelectuales del siglo XX. 

La relatividad general y las ecuaciones de Friedmann

Alexander Friedmann, físico y matemático soviético, desarrolló modelos de relatividad general para explicar la hipótesis del universo en expansión.

Friedmann demostró que el universo se expande tan lentamente que la atracción gravitatoria entre las distintas galaxias está frenando la expansión del universo. Como resultado, la expansión podría detenerse. Entonces, las galaxias comenzarán a acercarse unas a otras a medida que el universo se contraiga. 

Friedmann también sugirió que el universo podría estar expandiéndose tan rápidamente que la atracción gravitatoria no detendrá esta expansión. Puede que se ralentice un poco, pero las galaxias acabarán llegando a un estado en el que se separen a una velocidad constante. 

Finalmente, Friedmann ofreció una solución según la cual el universo se expande lo suficientemente rápido como para evitar la contracción. Con esta solución, la velocidad a la que se separan las galaxias será cada vez menor. Nunca llegará a cero, sino que alcanzará un estadio en el que el movimiento sea prácticamente nulo.

Actualmente conocemos la expansión de las galaxias porque el universo se expande entre un cinco y un diez por ciento cada mil millones de años. Sin embargo, no estamos seguros de cuál de las soluciones de Friedmann es la correcta, ya que no estamos seguros de la masa de las galaxias. Es un reto identificar la masa de las galaxias, ya que la materia oscura está presente en todas las galaxias. La materia oscura está compuesta por partículas que no absorben, reflejan o emiten luz, por lo que no pueden ser detectadas mediante la observación de la radiación electromagnética. No podemos ver la materia oscura directamente. Sabemos que la materia oscura existe por su efecto sobre los objetos que podemos observar directamente. Asimismo, no podemos identificar fácilmente la masa de la materia oscura.

El Big Bang 

Las soluciones de Friedmann afirman que la distancia entre galaxias vecinas debió ser nula hace entre diez y veinte mil millones de años. En ese momento, que llamamos el big bang, la densidad del universo y la curvatura del espacio-tiempo habrían sido infinitas. Esto significa que la teoría general de la relatividad predice un punto singular en el universo.

El problema con un punto singular en el universo es que esto apoya una perspectiva bíblica. Por lo tanto, la Iglesia adoptó el Big Bang como una intervención divina. Así, hubo varios intentos de evitar la conclusión del Big Bang. La alternativa fue la teoría del estado estacionario. La teoría del estado estacionario fue sugerida en 1948 y argumentaba que las galaxias se alejan unas de otras. Sin embargo, en los espacios intermedios se formaban continuamente nuevas galaxias. Estas nuevas galaxias se forman a partir de nueva materia que se crea constantemente. De ahí que el universo tenga un aspecto más o menos igual en todo momento y en todos los puntos del espacio.

StoryShot #3: El concepto de agujero negro

El término "agujero negro" es relativamente reciente. Fue acuñado en 1969 por John Wheeler, pero su concepto tiene al menos doscientos años. Hace dos siglos, había dos teorías sobre la luz. Una sostenía que la luz está compuesta por partículas. La otra teoría sostenía que la luz está compuesta por ondas. En realidad, ambas teorías son correctas. Los que creían en la teoría de las partículas argumentaban que esto podía afectar a nuestra comprensión de las estrellas. Pensaban que las estrellas eran lo suficientemente masivas y compactas como para que su gravedad arrastrara cualquier luz emitida desde la superficie de la estrella. La estrella podría no emitir luz lo suficientemente lejos como para que pudiéramos observarla, pero seguiríamos sintiendo su atracción gravitatoria. Hoy en día, conocemos estas estrellas como agujeros negros. 

El ciclo vital de una estrella

Para entender la formación de los agujeros negros, debemos comprender el ciclo de vida de una estrella. Las estrellas se forman cuando grandes cantidades de hidrógeno colapsan sobre sí mismas debido a la gravedad. La contracción hace que el gas colisione con mayor frecuencia. A medida que el gas se mueve a mayor velocidad, se calienta. Cuando las estrellas alcanzan una temperatura crítica, los átomos de hidrógeno dejan de chocar entre sí. En su lugar, se fusionan, formando átomos de helio. El calor de una estrella es lo que la hace brillar, y seguirá ardiendo hasta que se le acabe el combustible (es decir, el hidrógeno). 

Cuanto más combustible tenga una estrella, antes se agotará. Esto se debe al tamaño de la estrella, que requiere más calor para equilibrar su atracción gravitatoria. Los calores más altos necesitan más hidrógeno. Nuestro Sol tiene probablemente suficiente energía para otros cinco mil millones de años más o menos.

El límite de Chandrasekhar

Subrahmanyan Chandrasekhar, astrofísico indio-estadounidense, utilizó la teoría de la relatividad para demostrar cómo las diferencias de velocidad de las partículas estelares son limitadas. Las partículas no pueden moverse más rápido que la velocidad de la luz.

Un establo enana blanca La estrella tiene una masa máxima. Cuando alcanza esta masa, la atracción de la gravedad es tan fuerte que la hace colapsar sobre sí misma. El límite de Chandrasekhar es aproximadamente 1,4 veces la masa de nuestro Sol. 

Otro estado potencial de las estrellas es el neutrón estado estelar. Estas estrellas son mucho más pequeñas que una enana blanca. Se sustentan en la repulsión de exclusión entre neutrones y protones, en contraste con la relación habitual entre electrones. Estas estrellas de neutrones sólo tienen un radio de unos 15 kilómetros. 

Por último, cualquier estrella que supere el límite puede explotar cuando se le acabe el combustible. Muchos científicos, incluido Einstein, escribieron artículos explicando que esto era imposible. A pesar de estas objeciones, Chandrasekhar recibió el Premio Nobel en 1983 por sus primeros trabajos sobre la masa límite de las estrellas frías. 

Esquema de la formación de un agujero negro

  1. El campo gravitatorio de la estrella modifica la trayectoria de los rayos de luz en el espacio-tiempo.
  2. Los conos de luz muestran las trayectorias seguidas en el espacio y el tiempo por los destellos de luz. Se curvan hacia el interior cerca de la superficie de la estrella.
  3. A medida que la estrella se contrae, el campo gravitatorio se hace más fuerte en su superficie. Los conos de luz se curvan más.
  4. Esta curvatura dificulta la salida de la luz de la estrella. Como resultado, la luz aparece más tenue y roja para los observadores. 
  5. Cuando se ha producido una contracción suficiente, el campo gravitatorio en la superficie es tan fuerte que la luz ya no puede escapar. 
  6. Nada puede viajar más rápido que la luz, así que nada puede escapar de este campo gravitatorio.

Este límite de los agujeros negros forma el horizonte de sucesos. Coincide con las trayectorias de los rayos de luz que no logran escapar del agujero negro.

Los descubrimientos de Hawking

"El trabajo que Roger Penrose y yo hicimos entre 1965 y 1970 demostró que, según la relatividad general, debe haber una singularidad de densidad infinita dentro del agujero negro. Esto es más bien como el big bang al principio del tiempo, sólo que sería el fin del tiempo para el cuerpo que colapsa y el astronauta. En la singularidad, las leyes de la ciencia y nuestra capacidad de predecir el futuro se romperían. Sin embargo, cualquier observador que permaneciera fuera del agujero negro no se vería afectado por este fracaso de la predictibilidad, porque ni la luz ni ninguna otra señal pueden llegar a ellos desde la singularidad."

- Stephen Hawking, La teoría del todo

Esta cita sugiere que hay soluciones a la relatividad general. Un astronauta podría ver una singularidad, lo que le permitiría evitar chocar con ella. Podrían caer a través del agujero de gusano, transportándolos a otra región del universo en forma de viaje espacial y temporal. Sin embargo, Hawking admite que estas soluciones a la ecuación de la relatividad general son inestables. La presencia de un astronauta podría causar una perturbación que cambiaría el resultado. Además, es posible que no vean la singularidad hasta que la alcancen, y entonces morirían. La singularidad siempre está en su futuro y nunca en su pasado.

Los agujeros negros son ejemplos de teorías científicas desarrolladas como modelos matemáticos antes de cualquier evidencia observacional. 

Otros términos notables

Quasar: Un cuásar es un núcleo galáctico activo (AGN) extremadamente luminoso. Es un agujero negro supermasivo con una masa que oscila entre millones y miles de millones de veces la del Sol. Un disco de acreción gaseoso lo rodea.

Pulsares: Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación. Emite pulsos de ondas de radio debido a la indirección entre sus campos magnéticos y la materia circundante. 

StoryShot #4: El origen y el destino del universo

En los años 80, el Vaticano invitó a Hawking a una conferencia sobre cosmología. La Iglesia Católica había aprendido, tras silenciar a Galileo, que no debía impedir los descubrimientos científicos. Por ello, decidieron que un mejor enfoque sería invitar a muchos expertos para que les asesoraran sobre cosmología. El Papa le dijo a Stephen Hawking que no debía estudiar el big bang a pesar de ello. El Papa consideraba el big bang como el momento de la creación. Hawking no quiso escuchar esta petición. 

El modelo del Big Bang caliente

  • Este modelo asume que el modelo de Friedmann describe el universo.
  • El universo se expande, reduciendo la temperatura de la materia y la radiación. La temperatura es una medida de la energía media de las partículas. Por eso, a altas temperaturas, las partículas se mueven tan rápido que no se atraen entre sí. Sin embargo, al enfriarse, las partículas comienzan a agruparse.
  • El big bang se produjo cuando el universo no tenía tamaño, lo que significa que debía estar infinitamente caliente. A medida que el universo se expandió, la temperatura de la radiación habría disminuido.
  • A pesar de ello, el big bang habría ocurrido a unos diez mil millones de grados. Esta es la temperatura de las explosiones de bombas H.
  • El mundo estaba formado por fotones, electrones, neutrinos y algunos protones y neutrones.
  • El universo siguió expandiéndose y la temperatura descendió. La tasa de producción de pares de electrones habría caído por debajo de la velocidad a la que la aniquilación los destruía.
  • Después de cien segundos, la temperatura habría descendido a mil millones de grados. Esta es la temperatura de las estrellas más calientes. A esta temperatura, los protones y los neutrones no tendrían la energía necesaria para escapar de la fuerte atracción de las fuerzas nucleares.
  • Estos protones y neutrones se combinaron. Produjeron los núcleos de los átomos pesados de hidrógeno y helio y pequeñas cantidades de elementos como el litio y el berilio. 
  • A las pocas horas del big bang, la producción de helio y otros elementos se habría detenido. Durante el siguiente millón de años, más o menos, el universo siguió expandiéndose.
  • Finalmente, la temperatura descendió a unos pocos miles de grados. Los electrones y los núcleos ya no pudieron superar su atracción electromagnética. Habrían empezado a combinarse para formar átomos.
  • El universo siguió expandiéndose y enfriándose. Las zonas ligeramente más densas se vieron frenadas por la atracción gravitatoria adicional. Esta atracción detuvo la expansión y condujo a un recolapso. La atracción gravitatoria de la materia fuera de estas regiones hizo que los átomos giraran al colapsar.
  • A medida que las zonas de colapso se hacían más pequeñas, empezaban a girar más rápido. Finalmente, abarcan lo suficientemente rápido como para equilibrar la atracción de la gravedad. Esta es una posible explicación del inicio de las galaxias giratorias en forma de disco que vemos hoy en día.

StoryShot #5: ¿Qué es la teoría del todo?

"Si descubrimos una teoría completa, con el tiempo debería ser comprensible en principio para todos, no sólo para unos pocos científicos. Entonces, todos podremos participar en la discusión de por qué existe el universo. Si encontramos la respuesta a eso, sería el triunfo definitivo de la razón humana. Porque entonces conoceríamos la mente de Dios".

- Stephen Hawking, La teoría del todo

La física ha podido describir los inicios de nuestro universo con algunas teorías parciales. Estas teorías describen una gama limitada de observaciones. No tienen en cuenta otros efectos que aún no se comprenden. El objetivo de la cosmología y la física es encontrar una teoría completa, coherente y unificada del mundo. Stephen Hawking lo describe como la unificación de la física.

Einstein pasó la mayor parte de sus últimos años buscando esta teoría unificada. Ahora estamos en una posición mucho más fuerte que Einstein para desarrollar una visión unificada. 

Stephen Hawking es cautelosamente optimista en cuanto a que descubriremos las leyes definitivas de la naturaleza. Confía en que algún día encontraremos una teoría unificada completa si somos lo suficientemente inteligentes. Esta teoría unificada no es una teoría definitiva. En su lugar, tenemos una secuencia infinita de teorías que describen cada vez con más precisión el universo.

Nuestros puntos de vista actuales sobre la física cuántica nos han llevado a descubrir todos los secretos del universo. El libro de Steven Hawking es un gran punto de partida para entender cómo funciona el universo y la importancia de las estrellas en él.

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Nota del editor: Publicado por primera vez el 24/1/2022. Actualizado el 26/2/2022

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