En la última entrada de la serie Esas maravillosas partículas hablamos acerca del neutralino, principal candidato a WIMP y, como tal, una de las explicaciones posibles más favorecidas por los físicos para dar cuenta de la materia oscura. Ni qué decir tiene que nos encontramos ya muy lejos de los artículos de la serie en los que hablábamos de “viejas conocidas”, partículas observadas y bien explicadas por el Modelo Estándar de la física de partículas. Hoy seguimos hablando de partículas hipotéticas, de materia oscura y de candidatos a explicarla, aunque “atacando” un problema diferente al principio.

Eso sí, un par de avisos al respecto: antes de nada, si no has leído la serie desde el principio te recomiendo encarecidamente que lo hagas. Utilizaré términos a los que los “habituales” ya están acostumbrados, y si no los conoces esta entrada (ya de por sí abstracta) te va a resultar infumable: si no sabes lo que es un gluón o lo que es la interacción fuerte, hala, a empezar la serie. Además, ya que estamos hablando de algo hipotético, tendré que decir muchas veces “si existe”, “su existencia explicaría…”, pero ni sabemos si la partícula de hoy existe (y muchos piensan que no), ni siquiera sabemos muchas de las propiedades que podría tener, sólo algunas.

De modo que ésta no será una entrada larga. ¿Por qué escribirla entonces, si no voy a decir mucho? Por un lado, porque escribir una serie sobre partículas subatómicas sin mencionar algunas como la de hoy sería dejarla incompleta; y por otro, porque si alguno de los experimentos que se están realizando ahora mismo (y los hay, ¡unos cuantos!) detecta la partícula de hoy, como las hipotéticas de artículos anteriores, al menos (¡espero!) recordarás haber oído hablar de ella antes e incluso, tal vez, recordarás algunas cosas básicas sobre ella. Y en último caso, al menos podrás dirigirte a este artículo o similares para conocer más sobre ella. Dicho esto, hablemos sobre la susodicha partícula hipotética de hoy: el axión.

Curiosamente, Ciencia Kanija acaba de publicar hoy mismo una noticia sobre axiones… el mismo día que publicamos aquí este artículo, y sin que ninguno de los dos hablásemos con el otro sobre el asunto. Desde luego, recomendada lectura: http://www.cienciakanija.com/2009/02/03/los-axiones-apuntan-a-su-retorno/

Como hemos mencionado muchas veces a lo largo de la serie, hay dos cosas muy claras acerca del Modelo Estándar de física de partículas: no tenemos una teoría que explique de manera más exacta que él las partículas que conocemos, ni de lejos… y estamos absolutamente seguros de que el Modelo no funciona sin extenderlo de algún modo. Aunque todavía no hemos observado ninguna partícula que no esté predicha por el Modelo Estándar (y de hecho aún estamos buscando una de ellas, el bosón de Higgs), sabemos que hay condiciones en las que el Modelo no se cumple (como para muy altas energías), y también que hay “agujeros”: cosas que son de una determinada manera, pero no sabemos por qué, aunque tienen pinta de tener una razón de ser que aún no hemos podido ver. Me explico.

De entre las muchas ecuaciones que describen matemáticamente el Modelo Estándar, algunas se refieren a la cromodinámica cuántica, es decir, la parte de la física cuántica que estudia la interacción fuerte. Ya hemos hablado de ella en esta serie, especialmente al estudiar los piones y los gluones. El comportamiento de estas partículas, la interacción fuerte entre los quarks en general y todo lo relacionado con ellos está muy bien descrito por esta parte del Modelo; de ahí que los físicos estén tan contentos con él.

Ahora bien, una ecuación fundamental de la cromodinámica cuántica contiene un término cuyo valor no está determinado por ninguna otra cosa en el modelo, de modo que, en principio, podría tener cualquier valor posible (dentro de un orden). Dependiendo del valor de ese término (que voy a llamar “término fantasma”), algunas cosas que observamos en las partículas subatómicas serían de una manera u otra. Por ejemplo, la simetría carga-paridad (hablamos sobre estas simetrías al estudiar el positrón en esta misma serie) sólo se conserva en las interacciones fuertes si ese término tiene exactamente el valor cero.

Ya sé que a ti y a mí que se conserve esa simetría o no nos trae al fresco, pero la violación de la simetría paridad-carga en las interacciones fuertes sí tiene consecuencias que se pueden medir. Una de las más importantes es que, si se viola esa simetría, el neutrón debe tener un momento dipolar eléctrico, y al revés (si el neutrón no tiene momento, no puede violarse la simetría). “¡Pero si el neutrón es neutro!”, puede que exclames tú. “¡Ah, eso es que no te has leído la serie desde el principio!”, responderé yo. Al hablar del neutrón explicamos que el neutrón no es neutro porque no haya cargas en él, sino porque la suma de las cargas que lo componen es nula. Sin embargo, nada impide en principio (y nada en absoluto si la simetría carga-paridad puede violarse) que las cargas del neutrón estén colocadas de modo que tenga un momento dipolar eléctrico, es decir, que si lo miramos por un extremo o por el otro notemos que uno tiene carga positiva y otro negativa.

Sin embargo, todas las medidas que se han realizado sobre el momento dipolar eléctrico del neutrón han dado el mismo resultado: es nulo, con un margen de error minúsculo. Nadie ha medido nunca un valor que, teniendo en cuenta el error en la medida, no sea compatible con un momento dipolar nulo. Por lo tanto, estamos bastante seguros de que el neutrón no tiene momento dipolar eléctrico.

Pero, puesto que simetría carga-paridad y momento del neutrón van “de la mano”, estamos bastante seguros de que en la interacción fuerte sí se mantiene la simetría carga-paridad o, dicho en términos matemáticos de las ecuaciones de la cromodinámica cuántica, el término “fantasma” en la ecuación que he mencionado antes debe valer exactamente cero, aunque no hay absolutamente nada en la teoría que obligue a que así sea.

Desde luego, es posible simplemente encoger los hombros. “Ah, pues así será, el equilibrio de la Naturaleza”, podemos decir. Pero también es posible preguntarse si hay algo que no hemos visto aún, o algo en lo que no hemos pensado aún, que obligue a ese factor a tener necesariamente un valor nulo. Esto es lo que hicieron dos físicos en 1977, la australiana Helen Quinn y el italiano Roberto Peccei, trabajando por entonces ambos en los Estados Unidos. Por cierto, aunque se salga del tema, cuando Quinn se doctoró sólo el 2% de los físicos eran mujeres. La proporción ha mejorado, pero no lo suficiente. ¡Cambiemos esto, señoritas!

Roberto Peccei y Helen Quinn.

El caso es que ambos físicos, trabajando en equipo, desarrollaron la que hoy se llama teoría Peccei-Quinn. Según esta teoría, ese término no es simplemente una constante, sino que se corresponde con un nuevo campo de fuerzas. Dependiendo del potencial de este campo, el factor “fantasma” tiene un valor u otro — existe, por lo tanto, una forma determinada del nuevo campo para la que el factor desaparece, ¡toma exactamente el valor cero! Con lo que, en la teoría de Peccei y Quinn, existe un campo nuevo que cumple las condiciones adecuadas para que el término sea precisamente nulo.

Pero claro, en la teoría cuántica de campos, a cada campo le corresponde un bosón asociado (el gluón a la interacción fuerte, el fotón a la electromagnética, etc.), de modo que debe haber una partícula subatómica nueva asociada a este campo de Peccei-Quinn. Frank Wilczek, uno de los físicos más involucrados en el estudio de la interacción fuerte (y ganador reciente de un Nobel en este campo, por cierto), trabajó sobre las propiedades de esta nueva partícula hipotética poco después de la publicación de la teoría de Peccei-Quinn, y le dio el nombre de axión: una marca de detergente de la época (Axion, del grupo Colgate-Palmolive), ya que esta partícula “limpiaba” el problema de la simetría carga-paridad. Sí, yo tampoco tengo palabras.

Una vez predicho el axión, de ser cierta la teoría Peccei-Quinn, ¿cómo es esa partícula? Y, lo que es más importante, ¿por qué demonios nadie la ha visto nunca?

La respuesta a la primera pregunta es que sólo lo sabemos en parte. De existir, sabemos que el axión debe ser un bosón (con espín 0), y que no puede tener carga eléctrica, o lo hubiéramos detectado hace mucho tiempo salvo que no fuera estable, y debe serlo de acuerdo con las características del campo que cuantiza. La respuesta a la segunda tiene que ver con la primera: pensamos que su masa es minúscula, millones o hasta miles de millones de veces más ligero que un electrón. Puesto que no tiene carga no es susceptible a la fuerza electromagnética, y sólo muy débilmente a las nucleares fuerte y débil, con lo que apenas interacciona con la materia “normal”. Recuerda que cada segundo atraviesan tu cuerpo unos doscientos billones de neutrinos y tú, tan fresco. ¡Pero los neutrinos están ávidos y deseosos de interaccionar con la materia normal comparados con los axiones!

Con todo esto, comprenderás que es muy difícil estar seguros de si los axiones existen o no. Una de las formas de tratar de buscarlos es utilizar campos magnéticos muy intensos, ya que es posible, de acuerdo con las ecuaciones que los describen, que los axiones aparezcan, aunque sea fugazmente, a partir de fotones en el seno de un campo magnético muy fuerte. También es posible tratar de detectar axiones de origen externo a la Tierra, pero es aún más difícil, claro está, que detectar neutrinos.

En la actualidad hay varios experimentos en marcha para tratar de detectar axiones:

• El PVLAS (Polarizzazione del Vuoto con LASer, Polarización del Vacío con Láser) italiano anunció hace algún tiempo que sus observaciones parecían indicar la detección de axiones. Sin embargo, otros equipos internacionales han comprobado las condiciones de sus experimentos y no han estado de acuerdo y, recientemente, el propio equipo del PVLAS ha anunciado que, tras mejorar la sensibilidad y protección del sistema, su anterior interpretación de los resultados experimentales no es coherente y que no tienen pruebas de la detección de ningún axión.

• El ADMX (Axion Dark Matter Experiment, Experimento de Materia Oscura de Axiones) estadounidense trata de detectar axiones cósmicos, procedentes del halo de la Vía Láctea, a través de una cavidad resonante con un intenso campo magnético. Hasta ahora no ha detectado axiones con éxito.

• El CAST (CERN Solar Telescope, Telescopio Solar del CERN) europeo, del CERN, en la frontera franco-suiza, trata de detectar axiones procedentes del Sol. No ha detectado ningún axión, aunque sí ha estrechado bastante el cerco: ha ido limitando los intervalos posibles para algunas propiedades de los axiones, como su masa, a través de sus propios fracasos.

CAST. Crédito: CERN.

De detectarse los axiones, la noticia sería la repanocha por dos razones: por un lado, desde luego, por la verificación de la teoría Peccei-Quinn y la explicación de la conservación “forzosa” de la simetría carga-paridad en cromodinámica cuántica. Por otro (tal vez más importante, en mi opinión sí) porque, si has seguido la serie hasta ahora, eres consciente de qué bien explicarían los axiones la materia oscura: son estables, apenas interaccionan con la materia normal, pero tienen masa (aunque sea poca, con lo que harían falta muchísimos para dar cuenta de toda la masa que falta)… algunos cosmólogos piensan que nuestro Universo puede estar “nadando” en una especie de “sopa de axiones lentos”, un condensado de Bose-Einstein de estas tenues partículas con poca masa y poca energía cinética cada una, pero una masa total pasmosa. De ser así, la cosa huele a Premio Nobel — la materia oscura, como bien sabes si has seguido la serie, es uno de los problemas cosmológicos más acuciantes que tenemos.

El problema para esta interpretación es que, según los experimentos que he mencionado arriba y otros van aumentando su sensibilidad y, sin embargo, siguen sin detectar axiones, el límite superior para la masa del axión sigue disminuyendo. Es posible que llegue un momento en el que el único axión posible compatible con nuestros experimentos tenga una masa tan ridícula que no tenga sentido seguir hablando de él… o es posible que, uno de estos días, alguien haga un anuncio que nos deje a todos con la boca abierta. Ya veremos.

Para saber más:

• Los experimentos tienen cada uno su enlace en la descripción.
• Axión (en español, muy escasito).
• Axion (en inglés, más completo).
• Violación CP (en español, escasísimo).
• Strong CP Problem (en inglés, mucho mejor).

Hace ya unas cuantas entradas que la serie Esas maravillosas partículas ha dejado atrás todas las partículas subatómicas confirmadas, e incluso el propio Modelo Estándar de física de partículas. En el último artículo de la serie hablamos acerca de los WIMPs, esas elusivas partículas hipotéticas que podrían dar cuenta de la existencia de la materia oscura que tantos quebraderos de cabeza da a los cosmólogos.

Sin embargo, al igual que –como vimos– el término materia oscura es una forma un tanto pedante de decir “cosas que no vemos ni sabemos lo que son”, los WIMPs son “partículas que tienen la masa que nos falta por ver pero que casi no interaccionan con nada”. La postulación de su existencia es interesante, pero parte de las consecuencias de esa existencia, es decir, de la aparición en el Universo de una masa que no hemos logrado ver. Ahora bien, de existir los WIMPs y tener esas características, ¿por qué son así? ¿dónde encajan con todas las demás partículas? ¿qué mecanismo teórico exige su existencia?

Responder a estas preguntas nos llevará a hablar de la supersimetría, brevemente del reciente Premio Nobel de Física 2008 y la ruptura espontánea de la simetría, del tan en boga LHC y del máximo candidato a WIMP, cuya confirmación supondría una noticia bastante más importante que la del bosón de Higgs: el neutralino.

Antes de seguir, un par de avisos recurrentes: en primer lugar, esta entrada aborda problemas bastante complejos, de modo que, si sabes del asunto, las simplificaciones y explicaciones burdas que voy a hacer pueden ponerte la carne de gallina o los ojos llorosos. Si destruyes tu ordenador en un ataque de furia, El Tamiz no se hace responsable: no esperes que me ponga a hablar de grupos de Poincaré o nada parecido, porque eso no va a pasar.

En segundo lugar, el grado de abstracción de artículos como éste es bastante grande: es posible que, por mucho que intente explicarlo de forma llana, te resulte un ladrillo infumable, o tengas que dejar de leer un rato y volver a él en otro momento, o que te haga falta una aspirina a medio camino. Trato de utilizar ejemplos cercanos a nuestra intuición para hacerlo más concreto, pero el problema es precisamente ése (como verás en unos cuantos párrafos): que estamos hablando de cosas tan ajenas a nuestra experiencia cotidiana que es muy difícil dejar atrás las fórmulas y ecuaciones y traducirlas a cosas que podamos, no ya calcular, sino entender y hacer nuestras. De modo que paciencia, y vamos con ello.

A lo largo de la serie hemos mencionado varias veces el hecho de que, por muy bello y sólido que sea, ningún físico duda de que el Modelo Estándar de partículas subatómicas no es el modelo teórico definitivo que describe la estructura del Universo, pues nunca ha pretendido serlo — es, desde su nacimiento, un modelo constreñido a unas condiciones determinadas y sujeto a una teoría incompleta.

Para empezar, como hemos comentado en ocasiones anteriores, la teoría en la que se basa el Modelo Estándar no incluye la gravedad, sino sólo las interacciones electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil. Puesto que la gravedad existe, todo el mundo es consciente de que hace falta una teoría más general que el modelo del que actualmente disponemos (y que se convertiría entonces en un caso especial de la teoría general).

Pero, además de las limitaciones de la teoría de la que parte, el Modelo Estándar se aplica a unas condiciones más o menos concretas: las de lo que podemos observar. Esto puede parecer una perogrullada (¿a qué otras condiciones se va a aplicar?), pero no lo es tanto. Piensa que las partículas subatómicas que observamos, la forma de comportarse que tienen y las interacciones que existen entre ellas están muy restringidas. Sería ingenuo pensar que las reglas que podamos deducir de su comportamiento en estas condiciones sean válidas para otros lugares o momentos en los que las cosas fueran muy distintas — y lo han sido, y mucho, durante la historia del Universo.

Ni siquiera hace falta salirse del Modelo Estándar para ver a lo que me refiero: en el “mundo normal”, de las energías habituales a nuestro alrededor, las fuerzas electromagnética y nuclear débil son bien diferentes. Sin embargo, cuando la energía de las partículas involucradas es muy grande, las cosas cambian: por encima de unos 100 GeV, las interacciones electromagnética y débil se unifican, y se convierten en una única fuerza indistinguible, la interacción electrodébil.

Mosquito, alias “superprotón”. Crédito: Alvesgaspar (CC 3.0).

Para que te hagas una idea, un mosquito volando tiene una energía cinética de unos 1000 GeV, de modo que un protón de 100 GeV tiene el 10% de la energía cinética de un mosquito, ¡pero concentrada en la masa de un protón! Esto significa que se mueve a una velocidad prácticamente igual que la de la luz; 100 GeV es una verdadera barbaridad, de ahí que normalmente las fuerzas electromagnética y débil sean claramente distintas, en el intervalo de energías de partículas que solemos observar. Sin embargo, tenemos pruebas experimentales de esta unificación a altas energías, y el Modelo Estándar las predice correctamente.

Hoy en día estas energías no se encuentran en prácticamente ningún sitio: nosotros logramos observar qué sucede en esas condiciones provocándolas artificialmente con aceleradores de partículas como el Tevatrón o el LHC. Sin embargo, en los inicios del Universo energías de 100 GeV no eran nada inusual — cuando las partículas se movían así de rápido y la temperatura del cosmos era de unos 10¹⁵ K (sí, quince ceros, no es ningún error) no existían una fuerza débil y otra electromagnética, sino que eran una sola. Según el Universo se fue enfriando, ambas se diferenciaron y hoy en día las vemos como cosas distintas.

Muchos físicos de partículas piensan que algo parecido sucedería con la interacción fuerte si aumentásemos aún más la energía de las partículas (o lo que es lo mismo, si nos retrajéramos aún más hacia el origen del Universo de modo que la temperatura fuese aún mayor): entonces, las tres fuerzas (electromagnética, débil y fuerte) se convertirían en una sola. Desgraciadamente, aunque no estamos seguros del valor, el umbral energético por encima del cual las tres fuerzas se unifican está muy por encima de cualquiera de los aceleradores actuales — puede tratarse de unos 10¹⁵ GeV, lo cual significa que un protón se mueva tan rápido que tenga un billón de veces la energía de un mosquito en vuelo. Por ahora, cualquier cosa que pensemos al respecto no va a tener confirmación experimental directa, pues no podemos acelerar tanto un protón… pero sigue leyendo.

Las teorías que predicen esta unificación de las tres fuerzas a esas energías inimaginables, como ya hemos mencionado en artículos anteriores de la serie, se llaman Teorías de Gran Unificación (TGUs), y son algunas de las teorías más prometedoras en física fundamental. La razón de que los físicos saliven profusamente cuando piensan en ellas es la siguiente: a principios del siglo XIX se pensaba que la electricidad y el magnetismo eran fuerzas diferentes, pero posteriormente se descubrió que se trataba de una misma interacción con “dos caras”, el electromagnetismo. Posteriormente se descubrieron otras interacciones, como la nuclear débil… pero ahora sabemos que, en realidad, la electromagnética y la débil son la misma fuerza que muestra “dos caras” cuando las condiciones son adecuadas (es decir, para pequeñas energías). Parece lógico pensar que algo parecido puede suceder con la interacción fuerte e incluso, quién sabe, con la gravedad.

La cuestión es que, para que pueda existir una unificación fuerte-débil-electromagnética, hace falta ampliar el Modelo Estándar de alguna manera, pues en su forma actual no la contempla. Las buenas noticias son que es posible hacerlo de modo que la nueva teoría tenga varias ventajas extraordinarias:

• Que prediga lo que ya vemos de un modo tan acertado como el Modelo Estándar, de modo que éste sea un caso particular de la nueva teoría.
• Que prediga el valor esperado de la masa del bosón de Higgs (recordarás del artículo correspondiente que el Modelo Estándar no la puede calcular).
• Que incluya, a altas energías, la unificación de todas las interacciones excepto la gravitatoria.

Suena muy bien, ¿verdad? Las “malas noticias” son sólo una, y seguro que te la esperas, porque cosas así vienen siendo cosa habitual en física de partículas desde su nacimiento: para que estas teorías funcionen es necesario duplicar el número de partículas existentes.

Sí, así como suena: este tipo de teorías no añaden una partícula nueva o dos, sino que predicen que todas y cada una de las partículas del Modelo Estándar tienen un “compañero fantasma”, una partícula relacionada pero que no hemos visto jamás. Es como si todas las partículas que vemos (electrones, fotones, piones, bosones W o Z, etc.) tuvieran una “imagen en un espejo” que no solemos ver. Dicho con otras palabras, es como si existiera una simetría más allá de lo que vemos, una supersimetría.

La “imagen en el espejo” de cada partícula es su compañero supersimétrico, también llamado supercompañero (ya sé que esto empieza a sonar como unos dibujos animados de superhéroes, pero qué se le va a hacer). El electrón tiene el suyo, lo mismo que el protón, lo mismo que el fotón y todas las demás partículas que hemos visto a lo largo de la serie.

Si lo piensas, es algo parecido a lo que sucede con las antipartículas: toda partícula tiene un “compañero simétrico”, la antipartícula, que tiene algunas propiedades idénticas y otras diferentes, como la carga: el electrón tiene al positrón, los neutrinos a los antineutrinos correspondientes, etc. Al tener en cuenta las antipartículas se duplicó el número de partículas conocidas con anterioridad… y con la supersimetría sucede lo mismo de nuevo.

Sin embargo, en el caso de los supercompañeros la diferencia fundamental es el espín: como espero que recuerdes de artículos anteriores de la serie, aunque no hemos hablado muy en profundidad de él, el espín de una partícula determina si se trata de un fermión (como el electrón) o un bosón (como el fotón). Los primeros tienen un espín semientero (1/2, 3/2, etc.) y se trata de partículas “individualistas” –de ahí que exista un principio de exclusión para los electrones pero no para los fotones– y, generalmente, constituyentes de la materia. Los segundos tienen un espín entero (0, 1, 2, etc.) y se trata de partículas “colectivistas” que suelen ser portadoras de interacciones fundamentales. Si lo que acabo de decir te suena a chino, es posible que te venga bien empezar esta serie por el principio.

Bien, el supercompañero de cada partícula elemental del Modelo Estándar tiene un espín que es 1/2 mayor que el de la partícula original. Por ejemplo, el archiconocido y cotidiano electrón tiene un compañero supersimétrico, el selectrón: como el electrón tiene un espín de 1/2, su supercompañero tiene un espín de 1… con lo que es un bosón. Como puedes comprender, lo mismo sucede con cualquier otro fermión: al añadir 1/2 a su espín, el supercompañero es un bosón.

Pero, claro, también pasa al contrario: cualquier bosón del Modelo Estándar, como el fotón (espín 0), tiene un supercompañero que es un fermión (en este caso, de espín 1/2, como el electrón), el fotino. La manera de nombrar a los supercompañeros es precisamente la que acabas de ver en ambos casos: el compañero bosónico de un fermión tiene el mismo nombre con una s- delante (selectrón, sprotón), mientras que el compañero fermiónico de un bosón tiene el mismo nombre con el sufijo -ino, como fotino, higgsino, etc.

Las propiedades de cada partícula supersimétrica son diferentes, y dependen de la teoría que se trate, pero como puedes imaginar, no son las mismas que la de la partícula “original” en absoluto: aparte ya de que se trate de un bosón en vez de un fermión –o al contrario–, la masa, la carga y otras propiedades son también diferentes. La supersimetría duplica la riqueza –y la complejidad– del Modelo Estándar.

Las teorías que la incluyen se denominan, por lo tanto, teorías supersimétricas. A cambio de multiplicar por dos el número de partículas teóricas, con ellas tenemos las tres ventajas que he mencionado antes (que no son moco de pavo), y otra más de la que hablaré en un momento. De hecho, casi todas las teorías modernas más prometedoras incluyen la supersimetría en sus ecuaciones. Pero esto no quiere decir que no haya problemas.

Para empezar, sucede lo mismo que con la antimateria. Hemos hablado con anterioridad del hecho sorprendente de que veamos tanta materia en el Universo y tan poca antimateria, y de los intentos teóricos de explicar este hecho con algunas Teorías de Gran Unificación: si hay una simetría entre partículas y antipartículas, ¿por qué vemos tantas partículas y tan pocas antipartículas? En el caso de la supersimetría, ¿por qué vemos tantos protones, electrones y fotones y ningún sprotón, selectrón o fotino?

Si los compañeros y supercompañeros fueran realmente simétricos, veríamos unos y otros por igual, pero esto no sucede. Es decir, la supersimetría está rota, y nadie sabe quién ha sido — mejor dicho, la supersimetría se ha roto espontáneamente, si es que en algún momento fue una simetría real. Este problema de la ruptura espontánea de la supersimetría es un verdadero quebradero de cabeza para los físicos de partículas, pero al menos tienen ejemplos similares en los que basarse, como el caso de partículas/antipartículas y también el del bosón de Higgs y la masa de las partículas.

Como espero que recuerdes del artículo sobre el bosón de Higgs (si no lo recuerdas léelo de nuevo, porque si no no vas a entender nada de lo que viene a continuación), el campo de Higgs tiene una dirección conceptual, que determina la masa de las partículas elementales –incluído el propio bosón de Higgs–. Ahora bien, ¿por qué tiene esa dirección y no otra? Una vez más, pensamos que en el origen del Universo el campo de Higgs no tenía una dirección privilegiada, y todas las partículas tenían masa nula, pues no se veían afectadas por él: existía una simetría entre ellas, en lo que a la masa se refiere.

Sin embargo, en un momento determinado, según la temperatura del Universo fue disminuyendo, el campo de Higgs se decantó por una dirección en concreto, rompiendo la simetría de manera espontánea. Es posible que el siguiente ejemplo te ayude a comprender la idea: supongamos que las posibles direcciones del campo de Higgs son todas las de una brújula en un mapa. El campo de Higgs puede “apuntar” a cualquier ángulo, de 0 a 360°, y la dirección que elija determinará la masa de todas las partículas. Imagina, para tener una imagen visual, que el campo de Higgs es un lápiz sobre el mapa, y que la punta del lápiz indica la dirección del campo de Higgs (por ejemplo, justo hacia el norte).

Ahora bien, muy poco tiempo después del Big Bang, como he dicho, el campo de Higgs no tenía una dirección privilegiada debido a las energías extremas involucradas en el Universo. En nuestro ejemplo del lápiz, es como si el lápiz tuviera tanta energía que lo levantásemos, de modo que estuviera completamente vertical, apoyado sobre su punta. Evidentemente, el lápiz se encuentra en equilibrio inestable, y se mantiene en pie porque lo estamos sujetando verticalmente.

El campo de Higgs antes y después de romperse la simetría. Crédito: Nobel Prize Foundation (PDF).

Pero, poco a poco, el Universo se va enfriando, y el campo de Higgs no se sostiene “verticalmente sobre el mapa”, sino que busca un estado de mínima energía. Puesto que estaba en equilibrio inestable, y existían pequeñas fluctuaciones en su estado (algo inevitable, al tener en cuenta la naturaleza cuántica del Universo), en un momento dado se colapsó sobre el mapa en una dirección concreta — a partir de ahí, la masa de todas las partículas y el propio bosón de Higgs quedó determinada tal y como es hoy. La simetría de la masa se había roto espontáneamente al disminuir la temperatura del joven Universo.

Yoichiro Nambu. Crédito: Betsy Devine (CC 3.0).

El estudio de las rupturas espontáneas de simetría ha valido este año el Premio Nobel de Física a tres investigadores, Yoichiro Nambu, Makoto Kobayashi y Toshihide Maskawa, y es factible pensar que, en un futuro cercano, logremos explicar la ruptura de la supersimetría de una manera similar. Hasta ahora, desde luego, no sabemos por qué las partículas que vemos y sus supercompañeros son tan diferentes.

Lo que parece –aunque no sepamos por qué– es que las versiones supersimétricas de las partículas normales tienen masas enormemente grandes comparadas con las de las partículas que vemos, y son en su mayor parte tremendamente inestables: de ahí que no las veamos por ninguna parte. Pero lo realmente interesante (y alentador) es que la más ligera de las partículas supersimétricas, de acuerdo con la mayor parte de las teorías, es estable.

El hecho es que, por suerte para nosotros, de las cuatro combinaciones posibles entre el zino (el supercompañero del bosón Z), el fotino (supercompañero del fotón) y el higgsino (supercompañero del bosón de Higgs), una de ellas resulta tener una masa relativamente pequeña (para ser una partícula supersimétrica, claro) y ser estable: esas cuatro combinaciones posibles se denominan neutralinos, aunque normalmente cuando se habla de “el neutralino” nos referimos a la más ligera y estable. Si lo encontramos habremos dejado obsoleto el Modelo Estándar y abierto las fronteras de la física de partículas — de ahí que si el LHC detecta neutralinos la importancia, en mi opinión, sea mayor aún que si detecta bosones de Higgs.

Pero es que, al ser estables, los neutralinos (los neutralinos estables, no los otros tres, claro) no sólo son detectables tras producirlos nosotros haciendo colisionar otras cosas: ahí está una cuarta ventaja de las teorías supersimétricas que los predicen, además de las tres que he mencionado antes. La cuestión está en que estas teorías predicen la posibilidad de una producción masiva de neutralinos en el Universo joven, y al tratarse de partículas neutras y que sólo interaccionan –como los neutrinos– a través de la interacción débil, pueden estar aún ahí fuera en cantidades enormes, sin que hayamos logrado detectarlos aún.

Si has seguido la serie desde sus comienzos, ya sabes dónde vamos a acabar: el neutralino interacciona débilmente con el resto de la materia pero, al contrario que el neutrino, tiene una gran masa (probablemente entre 100 GeV y 1 TeV), por pequeña que sea comparada con el resto de los supercompañeros. Es decir, de existir el neutralino, se trata indudablemente de un WIMP. Pero observa que aquí, al contrario que en el artículo sobre los WIMPs, no hemos partido de la existencia de la materia oscura y la intención de explicarla, sino al revés: hemos partido de teorías nuevas y calculado las propiedades de una de las partículas que predicen, y resulta que esa partícula, de existir, cumple todos los requisitos para convertirse en una de las principales responsables de la existencia de la materia oscura.

En el artículo acerca de los WIMPs mencionamos los distintos modos en los que tratamos de descubrirlos: si el CDMS del que hablamos allí detecta un neutralino, muchos físicos van a ponerse a dar botes de contentos (y otros no tanto), lo mismo que si lo vemos en el LHC. Pero, como siempre y afortunadamente, por ahora se trata de una hipótesis sin confirmar, de modo que tendremos que esperar hasta que tengamos alguna prueba de su existencia, o bien resultados experimentales que sean incompatibles con ella.

Dado que el proyecto actual que trata de expandir las fronteras de nuestro conocimiento en física de partículas y cosmología es el LHC, y que parece que las noticias al respecto se han calmado un poco –con lo que no estoy hasta las narices del tema–, es probable que dediquemos alguna entrada futura de la serie a hablar de él y el Tevatrón, y las distintas maneras de detectar partículas que se utilizan en ellos. Más información cuando toque el próximo artículo de la serie. Ah, y si has llegado hasta aquí (con o sin aspirina), gracias por tu tesón y paciencia, y espero que el viaje haya merecido la pena.

En la próxima entrada, otra candidata a explicar la materia oscura: el axión.

Si quieres leer más sobre la supersimetría, los neutralinos y demás, hay muchísima información en la red. Sugiero que empieces por:

• Neutralino (en español, muy escaso) o Neutralino (en inglés, más completo).

• Supersimetría (en español, escaso) o Supersymmetry (en inglés, una vez más, más completo).

• Introduction to Supersymmetry.

• 2008 Physics Nobel Prize.

Continuamos hoy nuestro recorrido por el mundo de las partículas subatómicas en la serie Esas maravillosas partículas. En el último artículo de la serie hablamos acerca de la materia oscura que, como recordarás si leíste el artículo, es la forma chic de decir “cosas que pensamos que están ahí pero no tenemos ni idea de lo que son ni las podemos ver”.

En aquella entrada decíamos que existen dos posibilidades para explicar la materia oscura, si realmente hay algo ahí fuera que no vemos: una posibilidad es la materia oscura bariónica, fundamentalmente en forma de MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects, Objetos Astrofísicos de Halo Masivos y Compactos). De esa posibilidad hablamos en el artículo anterior; es la menos interesante puesto que no requeriría de partículas subatómicas exóticas. Sin embargo, también espero que recuerdes que dijimos entonces que el nombre de MACHO era una broma debida al nombre de las partículas más representativas de la segunda posibilidad, la materia oscura no bariónica. De ellas hablaremos en la entrada de hoy: los WIMPs.

La mayor parte de las entradas de esta serie son bastante abstractas, de modo que estás avisado; además, parto de la base de que sabes lo que es un neutrino, las diferencias entre ellos y los neutrones, el concepto de vida media, etc. En resumen, si no has leído esta serie hasta ahora mi consejo es que empieces por el principio. Dicho esto, vamos con los WIMPs.

Aunque las partículas responsables de la materia oscura no bariónica –si ésta existe– sean desconocidas, de lo que nadie tiene la menor duda es de que deben tener propiedades bastante concretas para que representen un porcentaje tan grande de la masa del Universo pero no consigamos verlas. La más importante de estas propiedades es que no deben interaccionar mediante la fuerza electromagnética: deben ser neutras.

Si no lo fueran, emitirían radiación electromagnética en cuanto sufrieran aceleración, y además reflejarían parte de ella, la absorberían y emitirían de nuevo, etc. Es muy difícil para una partícula cargada permanecer “invisible”, y menos aún para una cantidad tan grande de ellas como hace falta para explicar el defecto de masa del Universo visible. Además, estas partículas hipotéticas deben tener masa — puesto que precisamente eso es lo que nos falta por ver al mirar a nuestro alrededor. Finalmente, estas partículas no deben interaccionar con la materia “normal” en la mayor parte de los casos, o hubiéramos notado su presencia hace mucho tiempo.

¿Qué opciones tenemos en el Modelo Estándar de partículas subatómicas, al que dedicamos la primera parte de esta serie? La verdad es que solamente una: ya sé que lo primero en lo que probablemente vas a pensar es en el neutrón (tiene masa y es neutro), pero recuerda que los neutrones libres son inestables, y en unos quince minutos se desintegran. Por algo se habla de materia oscura no bariónica — los neutrones son bariones, y cuando se asocian a otros bariones, como los protones, forman materia “normal”, y ya hablamos de los problemas que eso supone para explicar la materia oscura en el artículo anterior.

Existen algunas otras partículas más en el modelo estándar que no tienen carga, como algunos mesones, pero no son estables, de modo que tampoco pueden explicar la existencia de esta materia o hubiera desaparecido (convirtiéndose en materia visible y fotones) hace muchísimo tiempo. Algo parecido sucede con el bosón de Higgs: es neutro y tiene masa, pero su vida media es minúscula, con lo que no puede ser el responsable de toda la masa que falta. No, el único candidato serio del Modelo Estándar es el “neutrón pequeñito”, el neutrino.

El neutrino tiene masa, es estable, es neutro y apenas interacciona con nada: de hecho, como espero que recuerdes si leíste el capítulo dedicado a él, nos costó bastante detectarlo a pesar de que una cantidad inimaginable atraviesa la Tierra y nuestros cuerpos cada segundo. En principio, la enorme cantidad de materia que no vemos podría estar simplemente compuesta de neutrinos.

El problema es que los neutrinos tienen una masa muy, muy pequeña: por lo tanto se mueven muy, muy rápido. De ser los responsables de la materia oscura, ésta sería materia oscura caliente, es decir, compuesta por partículas que se mueven a gran velocidad. Y los modelos cosmológicos nos indican que si hubiera habido siempre tal cantidad de materia en forma de neutrinos el Universo debería ser algo mucho más homogéneo de lo que es: sin embargo, la materia (incluida la materia oscura) se encuentra “apelotonada” en galaxias y cúmulos de galaxias, algo que –según nuestros modelos actuales, que podrían estar errados– es incompatible con la materia oscura caliente.

La única solución sería la materia oscura fría no bariónica: partículas neutras, estables, que apenas interaccionen con nada y además con bastante más masa que los neutrinos, de modo que se muevan mucho más despacio y permitan la existencia de acumulaciones de materia como vemos en el Universo a nuestro alrededor. No hay ninguna partícula así en el Modelo Estándar, de modo que aceptar su existencia significa automáticamente ampliar el Modelo. Estas partículas hipotéticas serían una suerte de “súper-neutrinos”: Partículas Masivas de Interacción Débil; en inglés, Weakly Interacting Massive Particles, es decir, WIMPs.

De ahí, como dijimos en el anterior artículo, el nombre de MACHOs: en inglés, “wimp” significa “enclenque, calzonazos”. Puesto que los objetos astronómicos hechos de materia bariónica son la alternativa fundamental a los WIMPs, se les dio el nombre de MACHOs en broma, como “alternativa a los enclenques”. Pero ahora en serio, si existen, ¿cómo diablos detectar los WIMPs?

Al igual que en el caso de los neutrinos, la cosa no es sencilla. Estamos postulando la existencia de una o más partículas subatómicas que son, por definición, muy difíciles de detectar: ¡si no, ya lo habríamos hecho hace mucho tiempo y no estaríamos hablando de “materia oscura”! La única manera de detectar un WIMP es si, por pura chiripa, impacta de lleno sobre el núcleo de algún átomo, aunque esto es altamente improbable — la sección eficaz de estos impactos es minúscula.

Por otra parte, si los WIMPs realmente representan un porcentaje muy grande de la masa del Universo, probablemente están por todas partes. De hecho, los modelos actuales que proponen su existencia predicen que hasta miles de billones de ellos (10¹⁵) atraviesan cada kilogramo de tu cuerpo cada segundo: en estos modelos nuestra Galaxia (como todas las demás) está inmersa en una especie de halo de WIMPs, una niebla invisible que lo envuelve todo. Aunque la probabilidad de que choquen con algún núcleo sea minúscula, al igual que sucede con los neutrinos, hay tal cantidad de ellos que es prácticamente inevitable que alguno choque de vez en cuando.

La posible nube de WIMPs envolviendo la Galaxia. Crédito: Davison E. Soper/University of Oregon.

El problema, por supuesto, es detectar el choque. Existen diversos experimentos que tratan de hacerlo, y básicamente son de tres tipos. Por un lado, un número ingente de estos WIMPs (si existen, claro) atraviesan el Sol cada segundo, y la masa de nuestra estrella es gigantesca, de modo que muchos de ellos están impactando contra núcleos de átomos del Sol en este momento. Utilizando modelos podemos predecir el tipo de partículas que se producirían en esos choques, y entre ellas deben estar neutrinos muy energéticos. El detector de neutrinos Super-Kamiokande trata de detectar estos neutrinos procedentes de impactos de WIMPs según hablamos, aunque hasta ahora no ha tenido éxito.

El segundo modo de detectar estos WIMPs es de manera similar a la que se utiliza para detectar neutrinos: cuando el WIMP choca con el núcleo atómico y éste es empujado, se mueve bruscamente y emite radiación electromagnética, es decir, fotones. Detectando estos fotones podemos saber que se ha producido ese choque: desde luego, hacen falta las mismas precauciones que para detectar neutrinos, de modo que no confundamos fotones que no tengan nada que ver con los que queremos observar.

El principal experimento de este tipo fue el DAMA/NaI se desarrolló entre 1996 y 2002 en el Laboratori Nazionali del Gran Sasso, en Italia. En él se utilizaron cristales de yoduro de sodio (NaI) de unos 10 kg cada uno, rodeados de tubos fotomultiplicadores como los del Super-Kamiokande. A partir de los fotones detectados y eliminando las detecciones que se corresponden con otras causas “explicadas”, se trató de determinar la existencia de WIMPs y alguna de sus características, además de comprobar si la época del año modifica la frecuencia de detección.

No, no es que en invierno haya “lluvias de WIMPs“, pero casi: el Sol se mueve respecto al centro de la Vía Láctea a una velocidad de unos 800.000 km/h, y la Tierra con él. Si la Galaxia está envuelta en WIMPs y éstos no giran con la misma velocidad que nuestra estrella, nos movemos como un coche en la lluvia, recibiendo impactos de gotas continuos en el parabrisas (sólo que las gotas son los WIMPs, claro). Sin embargo, la Tierra gira alrededor del Sol, de modo que a veces nos movemos más rápido contra la “lluvia de WIMPs” y a veces más lentamente. Como consecuencia, es posible que la frecuencia de choques de estas partículas varíen con la época del año.

De hecho, el experimento DAMA/NaI detectó impactos contra los átomos del cristal que son compatibles con las características de los WIMPs, y verificó una variación estacional de los sucesos de detección. Sin embargo, muchos científicos no están demasiado convencidos: por un lado, no se han verificado los resultados en ningún otro detector (hay unos cuantos), y además el argumento principal del DAMA/NaI es precisamente la variación estacional, que podría tener otras razones que no fueran la “lluvia de WIMPs“, y tal vez en este experimento no se hayan descartado realmente todas las otras partículas que pueden haber producido los impactos.

Los científicos del mismo laboratorio Gran Sasso ya tienen algún detector más sensible, y están diseñando otros aún mejores, para comprobar si las detecciones del DAMA/NaI fueron engañosas o realmente hay algo detrás. Hasta ahora, los sucesores del DAMA/NaI no han encontrado nada.

Finalmente, el tercer modo de detectar estos WIMPs es notando el choque entre la partícula y el núcleo contra el que impacta como una vibración del material. Esto es, como puedes comprender, muy complicado: los átomos de cualquier material se están moviendo todo el tiempo, vibrando alrededor de sus posiciones de equilibrio e incluso “revoloteando” libremente según la fase en la que esté la materia. Notar el movimiento brusco de un átomo cuando es empujado por un WIMP no es tarea fácil pero, aunque resulte sorprendente, tampoco es imposible.

Criostato del CDMS.

El experimento CDMS (Cryogenic Dark Matter Search, Búsqueda Criogénica de Materia Oscura) se desarrolla actualmente en la mina de Soudan, en los Estados Unidos. Allí, los científicos tienen discos semiconductores de silicio y germanio, enfriados hasta temperaturas de prácticamente el cero absoluto (tan sólo unos 0,05 K) para que sus átomos estén prácticamente quietos. Cuando una partícula penetra en el material se producen movimientos bruscos de los electrones (si la partícula está cargada), y si el impacto es contra el núcleo se produce una onda de sonido producida por ese átomo al desplazar a los que tiene alrededor en su vibración.

Sí, es exactamente lo que piensas que es: los científicos están tratando de oír a los WIMPs, aunque lo hacen midiendo las diferencias en la resistencia eléctrica del material cuando pasa la onda sonora y lo calienta levemente. Analizando los movimientos de los electrones y los núcleos, pueden determinar qué tipo de partícula ha impactado. Hasta ahora no han detectado ni el más mínimo murmullo procedente del impacto de una de estas partículas hipotéticas, pero siguen aumentando la sensibilidad del aparato todo el tiempo de modo que veremos qué pasa.

Disco detector del CDMS. Crédito: Fermilab.

En este vídeo puedes disfrutar de una visión “acelerada” del proceso de construcción del CDMS:

Crédito del vídeo: CDMS Collaboration. Enlace de descarga directa.

Desde luego, es perfectamente posible que, según estos instrumentos aumenten su sensibilidad, lleguemos a una conclusión negativa. Los modelos de WIMPs les dan unos intervalos de valores para la masa y la sección eficaz de sus interacciones con los núcleos de los átomos ordinarios. Cada vez que el CDMS y otros como él aumentan su sensibilidad y no detectan nada, disminuyen como consecuencia la máxima sección eficaz. Es posible que llegue un momento en el que sus resultados invaliden los modelos de WIMPs de que disponemos, en cuyo caso probablemente habrá que buscar otra explicación a la materia oscura.

Si, por el contrario, confirmamos la existencia de estos WIMPs, ¿cuál sería su naturaleza y dónde encajarían con las otras partículas? Hay varias partículas hipotéticas cuyas características teóricas son compatibles con las de los WIMPs, pero el candidato teórico a WIMP más aceptado de todos será el objetivo de la siguiente entrada de la serie (en la que también hablaremos del concepto de supersimetría): el neutralino.

Para saber más:

• WIMPs. Una vez más, la entrada en español es brevísima. Lo digo para los wikipedistas que frecuentáis El Tamiz.
• CDMS
• DAMA/NaI

¿Por qué ir más allá del Modelo Estándar, si funciona tan bien y ha predicho tantas partículas observadas? Existen varias razones para hacerlo, pero de lo que pocos dudan es de que el Modelo Estándar es sólo una parte de una teoría más completa que aún está por llegar. Entraremos en eso dentro de un momento. Sin embargo, la cuestión es que una gran parte de las teorías que pretenden ir más allá del Modelo Estándar tienen algo en común: predicen, al contrario que este modelo, que el protón no es una partícula estable.

De acuerdo con muchas de esas teorías, la desintegración de un protón requiere la existencia de bosones nuevos, que no existen en el Modelo Estándar (y que, desde luego, no han sido observados). El artículo de hoy nos llevará desde los primeros tientos para ir más allá del Modelo hasta la propia desintegración del protón y los bosones X e Y.

La primera razón por la que es muy posible que el Modelo Estándar no sea la “teoría última” en física de partículas es la propia naturaleza de cualquier modelo teórico: observamos el mundo a nuestro alrededor, creamos teorías que tratan de explicar lo que vemos y predecir cosas que no podríamos sin esas teorías y, finalmente, tratamos de observar lo que la teoría predice. De modo que un modelo depende mucho de lo que somos capaces de ver cuando lo creamos.

Aunque actualmente estamos trabajando en aceleradores de partículas más poderosos que cualquier cosa que hayamos construido hasta ahora, como el LHC, y hay planes para construir detectores más sensibles que lo que hubiéramos podido imaginar, como el Hyper-Kamiokandé, nuestras teorías actuales han sido creadas a partir de lo que hemos podido ver hasta ahora: las partículas provenientes de los rayos cósmicos (y sus desintegraciones en la atmósfera) y fuentes estelares, y las partículas que existen en la materia que observamos y podemos crear en aceleradores. Pero todo esto tiene un límite de energías.

Por ejemplo, el acelerador de partículas más potente del que disponemos ahora mismo es el Tevatrón del Fermilab, capaz de acelerar protones hasta una energía de 1 TeV (un billón de electronvoltios). Esto quiere decir que cualquier fenómeno que aparezca, por ejemplo, cuando la energía de las partículas es de 100 Tev, es algo desconocido para nosotros. No sólo probablemente no lo hemos tenido en cuenta al crear nuestras teorías actuales: sería imposible comprobar si esas teorías lo predicen correctamente o no, porque no podemos observarlo.

LHC superpuesto con la superficie.

El LHC será capaz de acelerar protones y antiprotones hasta unos 7 TeV, y se cree que a esas energías podremos llegar a detectar el bosón de Higgs, pero aún no sabemos qué sucederá a energías mayores. Por ejemplo, varias teorías predicen que para energías enormes (casi un billón de TeV) las fuerzas débil, electromagnética y fuerte se combinan para formar un único campo (algo que no predice el Modelo Estándar). E incluso muchas de esas teorías no tienen idea de qué puede sucederle a la fuerza gravitatoria a esas energías.

Pero si el LHC acelera partículas a energías inconcebibles para nosotros, y estos nuevos fenómenos se producirían a energías casi un billón de veces superiores, ¿por qué preocuparnos de ello? ¿No es algo tan lejano a lo que existe en el Universo que no tiene importancia?

En absoluto. Si queremos entender realmente cómo es el Universo, tiene toda la importancia del mundo.

La cuestión es que esas energías son gigantescas ahora, pero no lo fueron muy cerca del Big Bang: y todo lo que vemos ahora proviene de lo que sucedió entonces. De modo que muchas de las explicaciones sobre por qué las cosas son como son ahora requieren entender cómo fueron las cosas cuando la propia naturaleza de las interacciones fundamentales era totalmente distinta de la que es ahora.

Además, el Modelo Estándar no explica (ni trata de hacerlo, pues es hijo de la cromodinámica cuántica y la teoría electrodébil, que se restringen a las fuerzas débil, electromagnética y fuerte) la gravedad. Es decir, somos plenamente conscientes de que no tenemos una teoría cuántica de la gravedad, y de que las formulaciones actuales de ambas teorías no encajan matemáticamente, de modo que nadie duda de que nos falta mucho por hacer — y para hacerlo hace falta ir más allá del Modelo Estándar.

No sólo esto: existen cosas que sí hemos observado ya y que son difíciles de explicar mediante el Modelo Estándar. Una de ellas es la abundancia de materia respecto a la antimateria en el Universo. Sí, hay algo de antimateria, pero muy, muy poca. De acuerdo con el Modelo Estándar, una de las leyes de conservación en el Universo es la del número bariónico, que es igual al número de quarks menos el número de antiquarks, dividido por tres:

Al dividir por tres, el número bariónico del protón es B = 1, mientras que el del antiprotón es -1. De este modo, es posible hacer chocar un protón con un antiprotón (B total = 1 – 1 = 0) y obtener partículas con B = 0, como electrones o fotones. Pero un solo protón, al tener B = 1, nunca podrá desintegrarse en “cosas que no sean bariones”, pues B tiene que seguir siendo 1. Dicho en términos más simples: un barión no puede convertirse únicamente en cosas que no son bariones ni al revés.

De modo que si hubo un tiempo en el que no había bariones, es lógico pensar que en el Universo en total, si sumamos todos los números bariónicos deberíamos obtener un 0 como una catedral. Por ejemplo, si hay una barbaridad de protones, debe haber una barbaridad exactamente igual de antiprotones, para que B total = 0. Pero esto no es así ni en broma.

De hecho, apenas hay antimateria en el Universo comparada con la materia –salvo que, por supuesto, no hayamos podido detectarla por alguna razón–. Por cierto, esto no requiere que en el instante inicial hubiera muchos protones y muy pocos antiprotones, con un poquito de desequilibrio basta: si los pares protón-antiprotón generados se aniquilasen al principio, el pequeño exceso de materia “normal” que quedaría podría haberse convertido en toda la materia que vemos hoy en día.

Sólo hace falta que existieran 10.000.000.001 protones por cada 10.000.000.000 antiprotones para que la relación materia/antimateria/radiación que observamos hoy sea como es. Pero 10.000.000.001 ≠ 10.000.000.000, y las leyes de conservación en física no son “más o menos”.

Esta asimetría inicial entre materia y antimateria, que posiblemente produjo los bariones que vemos hoy (y que haya tan pocos antibariones) se denomina bariogénesis, y es muy difícil de explicar si se acepta la conservación del número bariónico. Es decir, hay dos opciones:

• El número inicial de bariones y antibariones no era el mismo en el origen del Universo. B ≠ 0 desde el principio.

• El número bariónico no se conserva. B = 0 al principio, pero ahora B ≠ 0.

Lo mismo sucede con el número leptónico L, que se define de manera parecida a B, como la resta del número de leptones menos el número de antileptones:

Así, un fotón (L = 0) puede dar lugar a un par electrón/positrón (L = 1 y L = -1, luego L total = 1 – 1 = 0). Pero, una vez más, si L = 0 en el Big Bang, ¿por qué hay tantos electrones y tan pocos positrones? Y si L ≠ 0 en el Big Bang, ¿por qué no se conserva L desde antes del Big Bang, cuando no había leptones ni antileptones?

Existen muchas posibles explicaciones de la bariogénesis/leptogénesis, unas más esotéricas que otras. Algunas de las más sólidas son las que he mencionado antes, las que predicen una unificación de las fuerzas electromagnética-débil-fuerte para altas energías. Estas teorías suelen denominarse Teorías de Gran Unificación, TGUs o GUTs (en inglés). Algunas de las TGUs más populares son el Modelo de Georgi-Glashow, el de Pati-Salam, la Teoría de Heim, el modelo 331, la Trinificación (sí, sí, menudo nombrecito), etc.

En muchas TGUs no se conservan ni B ni L, sino que se conserva un número combinado de los dos: B-L, es decir, la resta de B menos L. Lo más importante de esto es que, según estas teorías, es posible convertir bariones en leptones y viceversa: un protón (B = 1, L = 0) podría convertirse, por ejemplo, en un pión (B = 0, L = 0) y un positrón (B = 0, L = -1), de modo que al principio B-L = 1, y al final B-L = -(-1) = 1, de modo que se conserva B-L pero no se conservan ni el número bariónico ni el leptónico.

El problema que tienen todas estas teorías es que son dificilísimas de comprobar experimentalmente precisamente por lo que he mencionado al principio sobre el Modelo Estándar: a energías “normales” son indistinguibles experimentalmente de él en prácticamente nada, y aún no hemos llegado a disponer de partículas tan energéticas que muestren si se comportan según alguna de estas teorías o no.

¡Ah! Pero la no conservación de B ni L hace que la mayor parte de estas teorías predigan un hecho experimental comprobable “en el Universo normal” que el Modelo Estándar prohibe terminantemente: la desintegración del protón.

En efecto, según muchas de las TGUs el protón no es una partícula estable. Como recordarás de la entrada sobre el neutrón, el Modelo Estándar le da una vida media de unos minutos cuando es libre, pero dentro del átomo es estable. Sin embargo, el protón es estable de ambas formas. Bien, según estas TGUs ninguno de esos dos bariones es estable de ninguna manera: el neutrón libre tiene, como en el Modelo Estándar, una vida media de unos minutos, pero tanto el protón libre como el que está en un átomo como el neutrón en el átomo, al cabo del tiempo, se desintegran.

¿Por qué no vemos entonces los protones y neutrones de los átomos a nuestro alrededor desintegrándose? ¡Fueron creados hace unos catorce mil millones de años! Han tenido tiempo de sobra para haber desaparecido ya, convertidos por ejemplo en piones y positrones, ¿no?

Pues no. Ninguna de esas teorías predice una vida media para el protón de unos minutos, ni de unas horas, ni de unos años, ni siquiera de unos cuantos millones de años. Aunque el número concreto varía, se trata de vidas medias de unos 10³⁶ años. Y se estima que el Universo lleva existiendo “tan sólo” unos 1,4·10¹⁰ años. Según estas teorías, un protón podría existir sin desintegrarse desde el Big Bang hasta hoy, volver a hacerlo de nuevo, y de nuevo, y de nuevo, viviendo toda la vida del Universo una y otra vez… y así 10²⁷ veces antes de desintegrarse. Es apabullante.

Dicho de otra manera, es posible que todos los protones y neutrones sean inestables pero que aún no les haya dado tiempo a desintegrarse. Suena raro, pero así es: y, una vez más, hace difícil comprobar si esas teorías son ciertas, salvo que nos sentemos mirando a un protón durante 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 años. Los físicos tienen paciencia, pero no tanta.

Las buenas noticias son que 10³⁶ años es la vida media. Siempre existe la posibilidad de que un protón se desintegre a los diez minutos de existir, aunque es una probabilidad casi nula. Y la cosa mejora si no miramos un protón, sino dos: entonces la probabilidad de que uno se desintegre al cabo de cierto tiempo es el doble que si sólo miramos uno. Si son diez protones, la probabilidad es diez veces mayor, etc.

De modo que los científicos han hecho justo eso: observar cantidades ingentes de protones durante mucho tiempo. De ese modo se aumenta la probabilidad de que alguno de ellos se desintegre mientras lo miramos y comprobemos si esas teorías son ciertas o no. El mayor intento de este tipo es el detector de partículas Super-Kamiokandé, del que hemos hablado con anterioridad. El Super-Kamiokandé no ha observado una sola desintegración de un protón, y de hecho ahora mismo ni siquiera se utiliza para eso, sino para estudiar neutrinos, pero eso no quiere decir que los protones no se desintegren.

¿Cómo ver a un protón desintegrarse? Mirando muchos protones durante mucho tiempo.

El Super-Kamiokandé, con su enorme piscina de agua (que los físicos que lo utilizan ven como “piscina de tropecientos protones”) habría detectado la desintegración de los protones a partir de la radiación de Cherenkov: tiene una multitud de fotodetectores que hubieran determinado la intensidad y la dirección de la radiación de Cherenkov producida por las partículas muy energéticas en las que se hubiera desintegrado el protón, y a partir de las medidas de esos fotodetectores se hubiera podido confirmar la desintegración incluso de un único protón.

Cada uno de los fotodetectores del Super-Kamiokandé es como un ojo de una extraordinaria sensibilidad, observando sin descanso el agua de la gigantesca piscina durante años, esperando el leve destello de la radiación de Cherenkov producida por la desintegración de algún protón. Observando año tras año, sin que ese destello se produzca.

El hecho de que no se haya detectado ninguno establece un límite inferior para la vida media del protón de 10³⁵ años. Es decir, ni confirma ni elimina las TGUs que predicen 10³⁶ años. Hace falta un detector con más protones (es decir, más agua) y mejores fotodetectores para ir más allá: si logramos, por ejemplo, fijar el mínimo de vida media en 10⁴⁰ años, la mayor parte de las TGUs actuales se van al garete, mientras que si se detecta la desintegración de un protón, el Modelo Estándar queda obsoleto y la cosa se pone realmente interesante.

Existen planes para construir un detector diez veces mayor que el Super-Kamiokandé, el Hyper-Kamiokandé. Si finalmente se construye, esperamos que pueda hacer que nos decantemos por una u otra opción respecto a la bariogénesis.

De confirmarse la desintegración del protón y estas TGUs, harían falta nuevas partículas en nuestros modelos: hasta ahora, las únicas dos maneras en las que un leptón (por ejemplo, un electrón) y un barión (por ejemplo, un protón) podían interaccionar era mediante la gravitación (que no aparece en el Modelo Estándar) o mediante la fuerza electromagnética. Cuando un barión se desintegraba, como en el caso de un neutrón libre, lo hacía –entre otras cosas– en otros bariones, y las partículas intermediarias eran las responsables de la interacción débil, los bosones W y Z.

Pero si un protón o un neutrón pueden desintegrarse en cosas que no son bariones –como predicen estas TGUs– hacen falta partículas nuevas que intermedien en la desintegración de bariones en leptones, en vez de bariones en bariones: algo así como los “bosones W y Z” pero de un nuevo tipo de interacción fuera del Modelo Estándar. Estos nuevos bosones son los bosones X e Y. ¿Quién ha dicho que los físicos siempre son originales nombrando cosas?

Estas partículas, desde luego, son hipotéticas. Su existencia depende básicamente de si el protón se desintegra o no. Y algunas de sus propiedades dependen de la vida media del protón; bueno, mejor dicho, la vida media del protón puede ser deducida en parte de las propiedades de los bosones X e Y, de modo que si medimos esa vida media podemos inferir algunas de ellas.

De lo que no cabe duda es de que, de existir, son partículas de una masa gigantesca (más o menos un trillón de veces la masa del electrón), muy inestables y de un alcance minúsculo. Si no fuera así, las veríamos y los protones se desintegrarían a un ritmo que podríamos detectar sin ningún problema. Pero, de existir, permitirían que el Universo que vemos tenga tanta materia y tan poca antimateria — lo cual supone, por ejemplo, que existamos nosotros, pues si hubiera un equilibrio absoluto entre ambas, el Universo sería probablemente sólo radiación y no habría átomos ni, evidentemente, nadie que escribiese ni leyese este artículo.

Vamos, que de ser las TGUs ciertas, si los bosones X e Y no existieran no estarías ahí leyendo esto, pues la materia y la antimateria se habrían aniquilado mutuamente hace mucho tiempo. Pero si los bosones X e Y fueran menos pesados de lo que son, los protones y neutrones se habrían desintegrado hace mucho tiempo y tampoco estarías aquí.

Es decir, que es posible que la razón de que estés leyendo esto ahora mismo sea la existencia de los bosones X e Y con las propiedades que tienen. Irónicamente, de existir suponen que, inevitablemente, todos y cada uno de los protones y neutrones del Universo mueran algún día. De una manera o de otra, existimos en un lugar y un momento efímeros y afortunados en el Universo. Visto así, el Principio Antrópico no parece ninguna tontería.

En la próxima entrega de la serie, la materia oscura.

Continuamos hoy nuestro viaje por el mundo de las partículas subatómicas en la serie Esas maravillosas partículas. Hace ya un par de entregas de la serie que estamos hablando de partículas hipotéticas, y de hecho hemos abandonado ya incluso el Modelo Estándar de partículas subatómicas (del cual, como sabes si has seguido la serie, la única partícula no observada hasta ahora es el bosón de Higgs).

En cualquier caso, el artículo de hoy no está dedicado a una partícula en concreto, sino a un fenómeno que se utiliza de manera habitual para detectar partículas subatómicas. De hecho, al principio íbamos a publicar hoy un artículo sobre un par de partículas hipotéticas, pero la manera en la que estamos tratando de encontrarlas es precisamente utilizando este fenómeno físico, de modo que era necesario explicarlo, y… bueno, la verdad es que es tan fascinante que merece su propio artículo: hablaremos acerca de la radiación de Cherenkov.

En 1934, el físico soviético Pavel Alekseevič Čerenkov (que a veces se escribe Cherenkov, Cherenkhov o incluso Cerenkhov) se encontraba realizando experimentos relacionados con la radiactividad cuando observó un fenómeno curioso: cuando se bombardeaba una botella llena de agua con radiación alfa o beta muy energética (partículas cargadas, como núcleos de helio o electrones que se mueven muy rápido), la botella brillaba con una luz azulada. Este efecto se denominó, en su honor, efecto Čerenkov, y la radiación suele llamarse radiación de Čerenkov. Es más, el científico recibió el Premio Nobel de Física en 1958 por este descubrimiento.

Para entender a qué se debe este interesante fenómeno –que, como he dicho antes, se utiliza muy a menudo en física de partículas– es necesario antes hablar de otro que, al principio, no parece relacionado con él. Sin embargo, quiero intentar convencerte de que, si entiendes uno de ellos, el otro no es demasiado difícil de aceptar. De modo que permite, querido lector, que haga un inciso y hablemos brevemente acerca de los estampidos sónicos y la barrera del sonido.

Como probablemente sabes, cuando un objeto se mueve más deprisa que el sonido en un medio determinado, como el aire, se dice que ha sobrepasado la “barrera del sonido”, y en ese momento se produce un fuerte estampido que se denomina estampido sónico. Algún día tenemos que dedicar un artículo detallado sobre este asunto y ese nombre tan engañoso de “barrera del sonido” pero, en cualquier caso, estoy seguro de que estás familiarizado con su existencia.

Dicho mal y pronto, lo que sucede es lo siguiente: cuando un objeto se mueve en el aire, el objeto aparta el aire que hay delante de él, y el aire “rellena” el espacio que el objeto deja por detrás. La presión justo delante del objeto aumenta un poquito, y disminuye un poco por detrás. Se genera por lo tanto una pequeña onda de presión: el aire aumenta de presión y luego disminuye según pasa el objeto. Si observases una molécula del aire según pasa el objeto, realizaría una especie de movimiento de vaivén — se apartaría hacia un lado y luego volvería más o menos a su posición inicial. Cuanto más rápido se mueve el objeto, más rápido debe apartarse el aire.

Normalmente, la única manera de notar esto es estar muy cerca del objeto (seguro que, si conduces, has notado esto cuando pasas al lado de un camión grande), pero cuando el objeto se mueve más rápido que el sonido, las cosas se complican — en ese momento las pequeñas “crestas” de presión generadas según avanza el objeto no tienen tiempo de alejarse de él antes de que se produzca la siguiente cresta: se acumulan realizando una interferencia constructiva que genera una “súper-cresta” de presión, es decir, una onda de choque. Cuando esta onda de choque te alcanza oyes el estampido; hay otros fenómenos curiosos asociados a este brusco cambio de presión de los que hemos hablado con anterioridad:

F/A-18 “Hornet” rompiendo la barrera del sonido sobre el Pacífico.

La idea básica es la siguiente: si te mueves más rápido que el sonido en un determinado medio, generas una onda de choque en el medio porque las “mini-ondas de presión” que vas generando en tu movimiento no tienen tiempo de alejarse unas de otras antes de interferir constructivamente. Es como si creases pequeñas crestas de ola en el agua, pero las generaras tan deprisa que se fueran acumulando unas sobre otras, creando una ola enorme.

Si hasta aquí estamos de acuerdo, imagina conmigo aunque al principio suene raro o imposible: ¿qué pasaría si en el párrafo anterior sustituimos la palabra “sonido” por la palabra “luz”? ¿Qué sucede si te mueves más rápido que la luz en un determinado medio, de modo que las “mini-ondas luminosas” que creas a tu paso –si pudieras crearlas– no tengan tiempo de alejarse antes de interferir constructivamente?

La respuesta, querido y paciente lector, es naturalmente que se produce una “onda de choque luminosa” (sí, el término “onda de choque” no es realmente aplicable en este caso, pero bueno). El medio que te rodea no produce un fuerte estampido, sino una onda electromagnética — eso es la radiación de Čerenkov.

Estoy bastante seguro de que tu primera pregunta tras leer esto va a ser algo así como Pero ¿cómo diablos puedes decir “si te mueves más rápido que la luz”? ¡Eso es imposible! Al menos, ésa fue la pregunta que me hice yo la primera vez que me contaron esto. La clave es sutil pero importante: la luz no se mueve igual de rápido en todas partes. La imposibilidad de alcanzar la velocidad de la luz, de acuerdo con la Teoría Especial de la Relatividad, se refiere a la velocidad de la luz en el vacío, es decir, 300.000 km/s.

Sin embargo, por ejemplo en el agua la luz no se mueve a 300.000 km/s, sino a 225.000 km/s. De modo que, aunque es imposible que, por ejemplo, un electrón se mueva más rápido que la luz en el vacío, es perfectamente plausible que se mueva más rápido que la luz en el agua. De modo que un electrón que viaja por el agua a 250.000 km/s puede producir fenómenos tan extraños como el estampido sónico, pero relacionados con la luz, no con el sonido.

El proceso, en este caso, es el siguiente: cuando un electrón, o cualquier otra partícula cargada, se mueve por el interior de un aislante, modifica el campo eléctrico a su alrededor. Por ejemplo, según pasa el electrón, los electrones más externos de los átomos cercanos son repelidos por él, de modo que se alejan de él, pero cuando ha pasado, vuelven a su posición inicial, pues el átomo los sigue atrayendo igual que antes. Según pasa el electrón, se crea un movimiento de vaivén en los electrones circundantes. Algo parecido sucede si se trata de una partícula alfa cargada positivamente, aunque al revés.

Sin embargo, cualquier carga acelerada emite radiación electromagnética: este movimiento de ir y venir de los electrones al paso de una partícula cargada genera una serie de ondas electromagnéticas al paso del electrón, algo parecido a las ondas de presión generadas cuando un cuerpo se mueve en el aire y las moléculas se apartan y luego vuelven. De igual manera que en aquel caso, estas mini-ondas electromagnéticas interfieren entre ellas de manera destructiva y no se notan “desde fuera”.

Ah, pero ¿qué sucede si el electrón va más rápido que la luz en el agua? Entonces estas ondas electromagnéticas no tienen tiempo de alejarse antes de que se genere la siguiente y se “suben unas encima de otras” como las pequeñas olas del ejemplo anterior. Al paso del electrón, el agua emite una onda electromagnética perfectamente detectable desde fuera, el equivalente del estampido sónico… pero de radiación. La radiación de Čerenkov.

Un par de aclaraciones: en primer lugar, este fenómeno sólo se produce cuando las partículas cargadas se mueven a través de un medio aislante. En los conductores, los electrones más externos de los átomos se mueven libremente por todo el cuerpo, de modo que no se pueden producir estos movimientos bruscos de vaivén de los electrones. En segundo lugar, moverse más rápido que la luz en el agua es posible, pero no sencillo: hace falta que las partículas cargadas tengan velocidades realmente altas, de modo que no esperes ver este fenómeno en la vida cotidiana.

Finalmente, la radiación de Čerenkov no es solamente luz: es radiación electromagnética de distintas frecuencias, fundamentalmente ultravioleta. Eso sí, cuando es realmente intensa, una fracción razonable tiene una frecuencia suficientemente baja como para ser radiación visible (es decir, luz), de modo que es posible ver el medio brillar con nuestros ojos, aunque con una luz muy cercana al violeta: de ahí que la radiación de Čerenkov sea de color azulado.

De hecho, si ves un medio aislante –como el agua– brillar con una luz azulada que parece no tener explicación, eso quiere decir que hay un gran número de partículas cargadas que se mueven muy rápido por su interior y, de hecho, la mayor parte de la radiación ni siquiera la estás viendo, porque es de una frecuencia mayor que la que pueden detectar nuestros ojos. Ésta es la razón de que las piscinas de los reactores nucleares brillen con luz azul:

Radiación de Čerenkov en la piscina del Advanced Test Reactor del Idaho National Laboratory.

Ésta es una de las dos razones también por las que mucha gente piensa que cuando algo es radiactivo, brilla, algo que es totalmente falso.

Aunque parezca un fenómeno tan extraordinario que raramente pueda detectarse, el efecto Čerenkov tiene multitud de usos. Se emplea, por ejemplo, para estimar el ritmo de la fisión en reactores como el de la foto: a mayor número de núcleos fisionados por segundo, mayor cantidad de partículas emitidas y mayor intensidad en la radiación de Čerenkov. Si aquello empieza a brillar más de la cuenta, ¡ojito!

Lo mismo sucede en observaciones de astrofísica: cuando la atmósfera recibe, por ejemplo, radiación gamma procedente del espacio, se producen verdaderas cascadas de partículas inestables muy energéticas. Muchas de estas partículas están cargadas y se mueven rapidísimo: a velocidades de hasta el 99,997% de la de la luz en el vacío. Tan rápido que producen radiación de Čerenkov. Es posible, por lo tanto, analizar las características de esta radiación para conocer qué partículas se produjeron. Esta técnica se conoce como IACT (Imaging Atmospheric Čerenkov Technique), y es empleada por telescopios como el VERITAS estadounidense o el MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Čerenkov Telescope) de las Islas Canarias.

Pero la cosa no acaba ahí: es posible utilizar la radiación de Čerenkov para detectar e identificar partículas subatómicas en los aceleradores de partículas, e incluso medir su velocidad dependiendo del ángulo que forma la radiación emitida con la trayectoria de la partícula. El tan esperado LHC dispondrá de detectores de este tipo.

El caso es que la radiación de Čerenkov no sólo es un fenómeno interesante que nos enseña lo extraño que puede ser el Universo cuando lo miramos en condiciones diferentes de aquéllas a las que estamos acostumbrados en la vida cotidiana. Se emplea frecuentemente en la investigación científica, y muy particularmente en física de partículas, como veremos en el próximo artículo de esta serie, acerca de los bosones X e Y.

Por otro lado, estar fuera del Modelo Estándar no tiene por qué significar que la partícula en cuestión sea una frívola suposición ni nada por el estilo: no es vergonzoso para una partícula estar fuera de él; para empezar, los físicos saben que el Modelo Estándar no es una teoría completa del Universo y las partículas que en él existen, pues no explica todo lo que hemos observado hasta ahora. Algunas de las partículas de las que hablaremos a partir de hoy serán, en efecto, apuestas arriesgadas por parte de los físicos teóricos que las han propuesto, pero otras son posibilidades muy reales y estamos ahora mismo buscándolas. De hecho, hoy verás cómo puedes poner un granito de arena en esta búsqueda desde tu propia casa.

En cualquier caso, la primera partícula más allá del Modelo Estándar de la que vamos a hablar es, aunque hipotética, nombrada con relativa frecuencia. En gran parte esto se debe a que, como veremos, todo sería tan bonito y simétrico si esta partícula existiese… hablaremos del gravitón.

Como suelo decir, si sabes del asunto puede que sufras, te muerdas las uñas y rechines los dientes al ver las simplificaciones y la manera de hablar con la que me propongo atacar el asunto (puede que más que “atacar” a ti te parezca “destruir”). Si sufres, lo siento, pero la filosofía de El Tamiz es “antes simplista que incomprensible”. Hay muchos textos muy técnicos y completos por ahí, y si este estilo no te gusta, mejor dejas de leer esta entrada.

Dicho esto –y soy consciente de que me repito, pero es inevitable–, recordemos algunas de las partículas de las que hemos hablado en la serie. Si la has seguido desde el principio, tienes un conocimiento básico pero espero que sólido sobre las partículas fundamentales que son responsables de casi todas las interacciones que conocemos. Espero que recuerdes cómo el fotón era el responsable de la interacción electromagnética, el gluón de la interacción nuclear fuerte (y los piones de la interacción nuclear fuerte residual), y los bosones W y Z los que se encargaban de la interacción nuclear débil.

Es decir, cada una de estas interacciones puede ser modelada teóricamente mediante el intercambio de partículas virtuales (en todos los casos, como también espero que recuerdes, bosones). Esto es consecuencia de que el Modelo Estándar es el hijo de la teoría cuántica de campos. Todas esas interacciones pueden producir ondas, y los bosones que las transmiten (como el fotón) no son más que la cuantización de esas ondas. Si has seguido la serie de Cuántica sin fórmulas hasta el momento, deberías estar ya familiarizado con este concepto para el caso de la radiación electromagnética y el fotón.

Hasta aquí, todo correcto. Pero, ¿y qué hay de la gravedad? Es la única interacción fundamental que no hemos mencionado en el párrafo anterior. ¿Es que la pobre gravedad no tiene una partícula asociada que es intercambiada y cuantiza sus ondas? La fuerza gravitatoria tiene un comportamiento extraordinariamente similar, en algunos aspectos, a la electromagnética, aunque en otros es muy distinta. ¿No puede regirse por leyes físicas similares y tener su propia partícula?

Este razonamiento, aunque a un nivel y con una abstracción mucho mayores, lo han realizado muchos físicos fundamentales, y el resultado ha sido una partícula hipotética que sería para la gravedad lo mismo que el gluón es para la interacción fuerte, o el fotón para la electromagnética. No es muy original, pero el nombre que se ha dado tradicionalmente a esta partícula es el de gravitón. Algunos físicos juran y perjuran que debe existir, mientras que otros los miran arqueando las cejas con desdén. Sólo los experimentos darán la razón a unos o a otros.

Como digo, el gravitón es una posible partícula fundamental, pero eso no quiere decir que no tengamos ni idea de cómo puede ser. De existir, es probable que siga los mismos patrones que los otros bosones que hemos mencionado antes. Por ejemplo, el gluón tiene masa y es inestable, con lo que la interacción nuclear fuerte tiene un alcance muy corto. Sin embargo, el fotón tiene masa nula y es estable, por lo que la interacción electromagnética, y por lo tanto la luz, tienen un alcance infinito.

Tú mismo, querido lector, puedes estimar entonces algunas de las características del gravitón, si es que existe, sin usar una sola ecuación. Para empezar, notamos la fuerza gravitatoria de objetos extraordinariamente lejanos, como vemos continuamente en astronomía: por ejemplo, el Sol orbita el centro de la Vía Láctea, y las galaxias forman cúmulos globulares alrededor de su centro de gravedad común. De modo que la gravedad tiene un alcance gigantesco — de hecho, pensamos que tiene un alcance infinito, aunque no estamos completamente seguros.

De modo que el gravitón probablemente no tiene masa, y si la tiene será minúscula. Los cálculos a partir del alcance medido de la interacción gravitatoria dan un máximo posible de masa al gravitón de unos 10^-69 kg: es decir, que como mucho es cien billones de cuatrillones de veces más ligero que un electrón. Pero vamos, la mayor parte de los físicos apuestan por un alcance infinito y una masa nula, lo mismo que en el caso del fotón.

Además, puesto que sería el responsable de una interacción, el gravitón sería un bosón — tendría un espín entero. Es posible que recuerdes que el fotón tenía un espín de 1, debido a la naturaleza de la interacción electromagnética. Los físicos predicen que el gravitón tendría un espín de 2 porque la gravedad es un campo tensorial de segundo orden, pero esa razón tan rimbombante es lo de menos: lo importante es que sería un bosón, como el fotón.

No sólo eso: de tener masa nula, como creemos que la tiene, el gravitón se movería a la velocidad de la luz, igual que el fotón. La fuerza gravitatoria tendría pues (como creemos que tiene) un alcance infinito y se transmitiría a 300.000 km/s. De modo que un gravitón sería muy parecido a un fotón en varios aspectos… pero muy diferente en otros.

Esto no debería ser sorprendente: para empezar, la fuerza electromagnética y la gravitatoria son de una intensidad totalmente distinta. Por ejemplo, amable y paciente lector, ahora mismo tú estás notando la interacción electromagnética en multitud de fenómenos: la luz que llega a tus ojos con las letras que lees, el contacto de la silla y el suelo, los sonidos que oyes (pues la vibración se produce por la repulsión eléctrica entre capas electrónicas)… estás interaccionando electromagnéticamente con docenas de otros objetos.

Pero sólo notas la fuerza gravitatoria de un objeto: la Tierra. La gravedad es muy, muy débil, de modo que hacen falta masas gigantescas para que puedas notarla. Sí, también eres atraído por otros objetos, pero prácticamente no notas nada — desde luego, no con los sentidos, al contrario que en el caso de la interacción electromagnética.

¿A dónde quiero llegar con esto? A que el gravitón transporta una energía muchísimo más pequeña que el fotón y, por lo tanto, es muchísimo más difícil de detectar que el fotón. Para poder detectar uno haría falta producir un gravitón de mucha energía — por ejemplo, en un acelerador de partículas como el LHC en construcción.

Sin embargo, existe otra diferencia aún más importante entre ambas fuerzas, y esa diferencia es la clave del asunto: la gravedad modifica el espacio-tiempo a su alrededor, la fuerza electromagnética no.

Claro, de acuerdo con la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein, las masas curvan el espacio-tiempo a su alrededor. Seguro que has visto las imágenes de la Tierra en una especie de sábana curvada por nuestro planeta. Es decir, aunque no vamos a entrar a discutir el asunto en profundidad, la gravedad define qué forma tiene nuestro Universo, al completo o partes pequeñas de él. Por lo tanto, cualquier cosa relacionada con la gravedad es más complicada que en el caso de las otras fuerzas. Piénsalo así: un gravitón se mueve por el espacio a la velocidad de la luz, al mismo tiempo que determina la forma de ese espacio. La cosa se vuelve rara.

De hecho, se vuelve tan rara que no la entendemos aún, al menos para todas las energías. Haría falta una teoría que combinase la cuántica con la relatividad general para poder tener una teoría cuántica del campo gravitatorio, y eso, como hemos comentado hace tiempo aquí mismo, es muy difícil. Pero algunas de las teorías propuestas en esa línea utilizan los gravitones como cuantización del campo gravitatorio.

El problema teórico es grande, pero el experimental no lo es menos: ¿cómo “ver” un gravitón? La solución no es conceptualmente complicada, pero llevarla a la práctica es más complejo. El mejor indicio de que los gravitones podrían existir es que las ondas gravitacionales existen, y tal vez podríamos observar una. No las hemos visto nunca directamente, pero las observaciones de un sistema binario por Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor Jr. demostraron indirectamente que estas ondas existen (de hecho, Hulse y Taylor recibieron el Premio Nobel de Física en 1993 por esas observaciones).

Onda gravitacional creada por un sistema binario. Crédito: K. Thorne (Caltech), T. Carnahan (NASA GSFC).

Si pudiéramos observar y medir una onda gravitacional directamente, a partir de sus características sería posible determinar las del gravitón y tal vez observar uno como partícula. El problema es que, al tener una energía tan minúscula, las ondas gravitacionales son muy difíciles de detectar. Para que te hagas una idea, el sistema Sol-Tierra en su movimiento emite ondas gravitacionales: ambos cuerpos se mueven alrededor del centro de gravedad, y si estás por ejemplo en un punto alejado de ellos, la gravedad ahí cambia rítmicamente dependiendo de la posición del Sol y la Tierra (pasa por un máximo y un mínimo con un período constante, como una onda de otro tipo). No somos un sistema binario, pero la figura de arriba te puede ayudar a entender lo que trato de decir.

De modo que podría ponerse un pequeño anillo de partículas flotando en el espacio y, según la onda gravitacional pasara, las partículas se acercarían y alejarían unas de otras rítmicamente, algo parecido a esto:

Pero claro, en la figura el movimiento está exagerado. Pero muy, muy exagerado: las partículas se moverían una distancia máxima de unos 10^-24 metros…¡menos de un billón de veces el tamaño de un átomo! Las ondas gravitacionales son diminutas, y ésa es la razón de que aún no hayamos detectado ninguna directamente. Piensa que la potencia total emitida por el sistema Tierra-Sol en forma de ondas gravitatorias es de unos 300 watios — cinco bombillas de 60 w cada una. La potencia total emitida por el Sol en forma de ondas electromagnéticas es de unos 3·10²⁶ watios. Ahí tienes la diferencia.

Detectar estas ondas, y a partir de ellas los gravitones (si es que existen) es, como digo, muy difícil, pero no imposible. Aparte del futuro LHC, existen varios proyectos funcionando ahora mismo que tratan de detectar y medir las propiedades de estas ondas: el problema es que no basta con tener aparatos muy precisos (suelen utilizarse interferómetros láser de una precisión tremenda). Las perturbaciones de estas ondas son tan minúsculas que hace falta, para empezar, ser consciente de todos los otros efectos que pueden alterar el aparato, calcularlos, restarlos de las medidas… para al final quedarse con lo que sí es la onda gravitacional, si es que está ahí. Cualquier otro efecto (gravitatorio pero no ondulatorio, de vibración del propio aparato, electromagnético…) debe ser descartado cuidadosamente.

Los observadores más prometedores para tratar de detectar ondas gravitacionales son el LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, Observatorio de Ondas Gravitacionales por Interferómetro Láser), una colaboración del MIT y de Caltech, y el GEO alemán, situado en Hannover. Pero todo esto no es el reducto de los observatorios y universidades lejanos: puedes colaborar en este proyecto desde tu propia casa. Si eres un habitual de El Tamiz conoces probablemente el programa BOINC de computación compartida, del que hemos hablado antes aquí. Bien, utilizando BOINC puedes añadir el proyecto Einstein@Home al programa y así donar parte del tiempo de proceso de tu ordenador a realizar los cálculos necesarios para detectar ondas gravitacionales a partir de los datos de LIGO y GEO. Si tienes un procesador pasadísimo de vueltas con refrigeración líquida para jugar a los últimos juegos que han salido este año, ¿se te ocurre algo mejor que hacer con ese maquinón mientras no lo usas que encontrar un gravitón?

Hoy terminamos con la última partícula interesante del Modelo Estándar que nos queda por ver en la serie Esas maravillosas partículas (esto no quiere decir que la serie acabe, por cierto). Ya dijimos en el artículo anterior de la serie, el del gluón, que habíamos acabado de recorrer todas las partículas que hemos observado — la que nos queda por ver hoy es parte del Modelo Estándar, pero nunca ha sido detectada. Hablaremos de la que a veces se llama Partícula de Dios, el bosón de Higgs.

Antes de empezar, un par de avisos pertinentes. En primer lugar, como digo de manera algo repetitiva, si eres físico como yo puedes sufrir intensos deseos de golpear la pantalla de tu ordenador según lees este artículo, debido a las atroces simplificaciones que voy a hacer. Si sucumbes a la tentación y destruyes tu ordenador, El Tamiz no se hace responsable — si quieres leer textos más técnicos, hay muchísimos por la red.

El Universo según Higgs. No, en serio. Sigue leyendo.

En segundo lugar, querido lector, te pido que tengas paciencia: voy a empezar con algo que no parece tener que ver directamente con esta misteriosa partícula fundamental, pero te aseguro que llegaremos a ella a su debido tiempo, y de manera que entiendas por qué los físicos piensan que puede existir, y por qué algunos rezan secretamente por que exista (y otros por que no exista). La cuestión es que éste es un asunto complejo, y no puedo ir deprisa ni escribir un artículo breve. Por cierto, si no has leído los anteriores artículos de la serie puede que te cueste algo más entender algunos conceptos: tal vez deberías empezar por el principio.

¿Preparado? Vamos allá.

A lo largo de esta serie de artículos hemos descubierto juntos multitud de partículas subatómicas, desde las más cotidianas, como el electrón, hasta las más extrañas como los hiperones. Desde el momento en el que los físicos empezaron a darse cuenta de la gran cantidad de partículas que había, trataron de explicar por qué existen ésas y no otras, a qué se deben las características que tienen, qué simetrías existen (como el hecho de que el electrón tenga carga negativa y el positrón positiva), etc.

Entre 1970 y 1973 se desarrolló lo que denominamos Modelo Estándar de física de partículas. Muchos físicos participaron en el desarrollo, basándose además en numerosas teorías anteriores. El Modelo Estándar es una teoría cuántica de campos, que combina la mecánica cuántica con la teoría especial de la relatividad. Es una teoría compleja, pero que establece una serie de ecuaciones matemáticas que predicen la existencia de un gran número de partículas subatómicas con distintas características y las interacciones entre ellas: analizando las ecuaciones puede concluirse qué partículas existen y cuáles no, y cómo son las que existen.

Todas las partículas que hemos descrito en esta serie hasta hoy son consecuencias inevitables de esta teoría, de ahí que se diga que son partículas “del Modelo Estándar”, y que estemos tan satisfechos con el modelo. Fíjate además en que hemos hablado del fotón, los bosones W y Z y los gluones, de modo que el Modelo Estándar predice la existencia y propiedades de las interacciones fundamentales correspondientes – la eléctromagnética, la nuclear fuerte y la nuclear débil. Es decir, es un modelo muy completo y que describe muy bien el Universo que vemos.

Desde luego, sabemos perfectamente que el Modelo Estándar no es la “teoría final”. Para empezar, en esta serie no hemos hablado una sola vez acerca de la gravedad, ya que el Modelo Estándar no la incluye. Además, aunque no está claro dónde están los límites, parece probable que para energías muy grandes (mucho mayores que las que experimentamos en la vida cotidiana) el Modelo Estándar no es válido. Sin embargo, estas limitaciones son conocidas desde el principio, y el Modelo Estándar es, conscientemente, una teoría parcial.

Sin embargo, antes incluso de que existiera el modelo formalmente, ya se vio un problema teórico bastante irritante. La forma más sencilla del Modelo Estándar que podía proponerse, la que tenía el menor número de suposiciones posibles y la mayor sencillez matemática, era de una gran belleza y coherencia, salvo por un pequeño problema: según la forma sencilla del modelo, todas las partículas deberían tener masa nula y moverse, siempre, a la velocidad de la luz.

Por supuesto, nadie supuso que la “forma simple” del Modelo fuera la correcta. Es evidente que hay muchas partículas que sí tienen masa, y que nunca se mueven a la velocidad de la luz. De hecho, sólo algunas no tienen masa, y son justo ésas las que sí se mueven siempre a la velocidad de la luz. La pregunta inmediata que se hicieron los científicos, naturalmente, fue ¿por qué? Si la versión simple del modelo no funcionaba, es que faltaba algo más: una extensión al modelo, algún tipo de mecanismo por el que pudiera deducirse la existencia de la masa.

La respuesta a este problema fue dada por varios físicos casi al mismo tiempo, en varios equipos y de manera independiente, en 1964. Entre ellos se encuentran Robert Brout, Francois Englert, Gerald Guralnik, C. R. Hagen, Tom Kibble y Peter Higgs. Sin embargo, en 1971 Gerardus ‘t Hooft denominó al proceso por el que se deduce la existencia de la masa mecanismo de Higgs, y así seguimos llamándolo. No olvidemos, por otro lado, que hubo muchos otros físicos involucrados en el proceso y no es justo olvidarlos, aunque Higgs fuera un paso más allá que los demás (en breve veremos cómo) y por eso su nombre sea el que ha perdurado.

Peter Higgs.

La idea de Higgs y los otros físicos que resolvieron el problema de forma similar fue la siguiente (planteada, por supuesto, sin utilizar fórmulas y de forma simple): supongamos que existe un campo nuevo, como el eléctrico o el magnético pero de una naturaleza diferente, que llena el Universo completo. Da igual que haya cargas, masas o que no las haya — el vacío absoluto no sería realmente vacío, pues este campo hipotético (que llamamos hoy campo de Higgs) estaría en todas partes.

Explicar la naturaleza de este nuevo campo no es fácil. De hecho en 1993 William Waldegrave, Ministro de Ciencia del Reino Unido, lanzó un desafío a los físicos británicos para que tratasen de explicar, en una sola página de texto, qué es el bosón de Higgs y por qué queremos encontrarlo: los cinco ganadores recibirían una botella de champán. El ganador fue David J. Miller, cuya explicación puedes leer aquí.

De modo que voy a realizar una analogía que te ayude a entender de forma relativamente intuitiva cómo es este campo de Higgs: una especie de “traducción” de las ecuaciones que lo definen a una imagen mental, basada en varias de las explicaciones ganadoras del desafío. Eso sí, el concepto es muy abstracto, de modo que te pido que lo pienses despacio y teniendo en cuenta que es una analogía.

El espacio del Universo, según las ecuaciones establecidas por Higgs, es algo así como un campo de hierba alta. Esta “hierba alta” existe en todos y cada uno de sus puntos, y es la “representación mental” del campo de Higgs. Todas las hojas de hierba están dirigidas en la misma dirección, sólo que esta “dirección” no es realmente una dirección en el espacio, sino una dirección conceptual. Digamos, para seguir con nuestra analogía, que la dirección en la que crece esta hierba es “hacia arriba”.

De acuerdo con la mecánica cuántica, no existe distinción entre ondas y partículas: toda onda es partícula y toda partícula es onda. La cuestión es que cada una de las ondas asociadas a las partículas oscilan en una dirección determinada. Una vez más, esta “dirección” no es una dirección física en el espacio tridimensional que vemos, es una “dirección” en ese espacio conceptual que hemos definido antes. Distintos tipos de partículas tienen ondas que oscilan en diferentes direcciones en este espacio imaginario.

Y aquí llega la clave de la cuestión — si la entiendes, comprendes la enorme importancia de este campo de Higgs (si existe, claro): Las partículas cuyas ondas asociadas oscilan en la misma dirección que las “hojas de hierba” pasan a través de la hierba sin notarla en absoluto. Esas partículas se mueven a la máxima velocidad posible: la velocidad de la luz. De acuerdo con la teoría de Higgs, nosotros llamamos a esas partículas “partículas sin masa”. Dicho en términos algo más técnicos, esas partículas no interaccionan con el campo de Higgs, de modo que no lo notan. Es decir, el fotón (por ejemplo) oscila “hacia arriba”, la dirección de la hierba, de modo que se mueve a la velocidad de la luz y no tiene masa.

Otras partículas tienen ondas que oscilan casi en la dirección de la hierba, pero cuando se mueven tienen que apartar algunas de las hojas de hierba (aunque no muchas) al estar ligeramente inclinadas. Al hacerlo, reducen su velocidad: les cuesta más moverse a través del “campo de hierba” que a las partículas anteriores, aunque no mucho más. Estas partículas son las que, en nuestro lenguaje, “tienen poca masa”. Observa cómo, en términos del campo de Higgs, estas partículas tienen masa como consecuencia de interaccionar con el campo de Higgs. Como consecuencia adicional, no pueden moverse a la velocidad de la luz: la hierba se lo impide.

Finalmente, una partícula con mucha masa tiene una onda que oscila en una dirección casi perpendicular a la de las hojas de hierba: al moverse por el espacio, debe apartar casi todas las hojas de la hierba, de modo que (vista “desde fuera”) es una partícula con mucha masa. Lo crucial del asunto es que la “masa” de todas las partículas conocidas es el nombre que damos a la intensidad de su interacción con el campo de Higgs. El propio concepto de “masa” es una forma de referirnos a algo más profundo y fundamental: la interacción mayor o menor de cada partícula con el campo de Higgs.

Cuando Peter Higgs envió su teoría a la Physical Review Letters, parece ser que fue rechazada por no cumplir uno de los requisitos básicos de cualquier nueva teoría: realizar una predicción nueva, verificable mediante la experimentación, que permitiera corroborar o rechazar su teoría. Decir que existe un campo misterioso del que se deduce la masa de forma natural está muy bien, pero es simplemente otra manera de llamar a la masa. ¿Cómo saber si este campo existe realmente o no?

Aquí es donde hace su aparición, por fin, la misteriosa partícula de hoy: puesto que la mecánica cuántica asocia a cada campo (y las ondas que se propagan en él) una partícula, debería haber una partícula asociada al campo de Higgs. Dicho de otra manera: cuando una onda recorre el “campo de hierba” de Higgs haciendo oscilar las hojas de hierba, debe haber una partícula asociada a esa onda, de igual manera que cualquier onda tiene asociada una partícula. Esa partícula asociada al campo de Higgs, que representa la ondulación de las hojas de hierba de igual manera que el fotón representa la ondulación del campo electromagnético, es el bosón de Higgs, propuesto por el físico para cumplir el requisito pedido por Physical Review Letters. Una vez propuesta la nueva partícula, la teoría de Higgs sí era comprobable experimentalmente y fue publicada.

Naturalmente, no basta con afirmar que “existe una partícula asociada al campo”: hace falta dar ciertas características de esa partícula, para poder saber si la observamos o no. Las ecuaciones de Higgs predicen ciertas propiedades de la partícula asociada a su campo, aunque no todas. Por ejemplo, su espín debe ser nulo, con lo que es un bosón (de ahí que se llame bosón de Higgs). Debe tener masa, aunque las ecuaciones no predicen cuánta. No puede tener carga y es su propia antipartícula.

Desde entonces, naturalmente, comprobar que el bosón de Higgs realmente existe ha sido una obsesión de los físicos de partículas: si se ve alguna vez, la teoría de Higgs quedará demostrada (y el Modelo Estándar, que se basa en ella, muy reforzado). Aunque aún no se ha logrado ninguna observación, sí se han realizado experimentos indirectos que nos permiten saber, al menos, en qué intervalo está su masa con cierta precisión. Los físicos están bastante seguros de que su masa debería estar entre la de un átomo de hierro y el triple de la de un átomo de uranio — es decir, es una partícula muy pesada.

Por si te lo estás preguntando, sí, el bosón de Higgs debe tener masa de acuerdo con las ecuaciones del modelo. Lo cual quiere decir que la partícula que proporciona la masa se la proporciona a sí misma: es decir, la dirección de oscilación de la onda asociada a un bosón de Higgs no es paralela a las “hojas de hierba”, contrariamente a lo que podría parecer lógico. Las cosas son así… o, al menos, parecen serlo.

La mayor esperanza de los defensores del Modelo Estándar y el bosón de Higgs se encuentra en el potentísimo LHC, el acelerador de partículas del CERN del que ya hemos hablado en varias ocasiones. El LHC puede acelerar partículas a velocidades tan gigantescas que puedan producir bosones de Higgs, por ejemplo, al chocar un quark top con uno antitop, ambos producidos por la desintegración de gluones:

Diagrama de Feynman de la posible producción de un bosón de Higgs. Crédito: JabberWok/Wikipedia (GPL).

Parte del problema es que, de acuerdo con las predicciones, el bosón de Higgs es una partícula de gran masa, de modo que hace falta una enorme cantidad de energía para producirlos (de ahí que el futuro LHC pueda conseguirlo). El segundo problema es que no es posible detectarlos directamente: entre otras cosas, se estima que tienen una vida media de unos 0,0000000000000000000001 segundos; pero sí es posible detectar las partículas en las que se desintegran.

Los físicos quieren, pues, calcular cuántas posibles combinaciones de partículas pueden producirse por la desintegración de un bosón de Higgs, y con qué probabilidad se produce cada una de esas combinaciones. Si se detectan esas combinaciones de partículas en el LHC y con una frecuencia similar a las probabilidades predichas, será muy probable que se haya “observado” un bosón de Higgs. Los sensores del LHC registrarán datos a un ritmo de unas 10.000 copias de la Enciclopedia Británica por segundo durante los experimentos, que los científicos analizarán para tratar de descubrir el bosón de Higgs escondido en ellos, si es que está ahí.

Así que puede que la noticia de la detección de esta partícula tan fascinante no sea inmediata, sino que es posible que se anuncien observaciones compatibles con ella, que los científicos vayan calculando probabilidades y combinaciones y, poco a poco, la comunidad científica se vaya convenciendo de que se ha “visto” un bosón de Higgs. También es enteramente posible que no se vea absolutamente nada, que los patrones de partículas producidas en el LHC sean completamente incompatibles con la teoría de Higgs y que haya que buscar otras alternativas (hay físicos que no creen que el campo de Higgs exista). Muy probablemente lo sepamos, en uno u otro sentido, en unos cuantos años… salvo que el LHC destruya la Tierra como dicen algunos (va a ser que no).

Todas las partículas del Modelo Estándar vistas en la serie.

Y de una partícula hipotética a otra, sólo que la siguiente ni siquiera es parte del Modelo Estándar: en la próxima entrada de la serie hablaremos del gravitón.

Para saber más: Bosón de Higgs, Higgs Boson, Explicación en viñetas del campo de Higgs.