La partícula divina (71 page)

Un segundo éxito de gran importancia del modelo del big bang tiene que ver con la composición de nuestro universo. Creeréis que el mundo está hecho de aire, tierra, agua (dejaré fuera el fuego) y bolas de billar. Pero si echamos un vistazo arriba y medimos con nuestros telescopios espectroscópicos, apenas si encontraremos algo más que hidrógeno, y luego helio. Entre ambos suman el 98 por 100 del universo. El resto se compone de los otros noventa elementos. Sabemos gracias a nuestros telescopios espectroscópicos las cantidades relativas de los elementos ligeros, y hete aquí que los teóricos del big bang dicen que esas abundancias son precisamente las que cabría esperar. Lo sabemos así.

El universo prenatal tenía en sí toda la materia del universo que hoy observamos, es decir, unos cien mil millones de galaxias, cada una con cien mil millones de soles (¿no estáis oyendo a Carl Sagan?). Todo lo que hoy podemos ver estaba comprimido en un volumen muchísimo menor que la cabeza de un alfiler. ¡Y habláis de superpoblación! La temperatura era alta, unos 10³² grados Kelvin, mucho más caliente que nuestros 3 grados o así actuales. Y en consecuencia la materia estaba descompuesta en sus componentes primordiales. Una imagen aceptable es la de una «sopa caliente», o plasma, de quarks y leptones (o lo que haya dentro, si es que hay algo) en la que chocan unos con otros con energías del orden de 10 GeV, o un billón de veces la energía del mayor colisionador que un físico post-SSC pueda imaginar construir. La gravedad era rugiente, con su poderoso (pero aún mal conocido) influjo en esta escala microscópica.

Tras este Comienzo fantástico, vinieron la expansión y el enfriamiento. A medida que el universo se enfrió, las colisiones fueron siendo menos violentas. Los quarks, en contacto íntimo los unos con los otros como partes del denso grumo que era el universo infantil, empezaron a coagularse en protones, neutrones y los demás hadrones. Antes, esas uniones se habrían descompuesto en las inmediatas y violentas colisiones, pero el enfriamiento no cesaba y las colisiones eran cada vez más suaves. A los tres minutos de edad, las temperaturas habían caído lo bastante para que pudiesen combinarse los protones y los neutrones y, donde antes se hubiesen descompuesto rápidamente, se formaron núcleos estables. Este fue el periodo de la nucleosíntesis, y como sabemos un montón de física nuclear podemos calcular las abundancias relativas de los elementos químicos que se formaron. Son los núcleos de elementos muy ligeros; los más pesados requieren una «cocción» lenta en las estrellas. Claro está, los átomos (núcleos más electrones) no se formaron hasta que la temperatura no cayó lo suficiente para que los electrones se organizasen alrededor de los núcleos. Se llegó a la temperatura correcta a los 300.000 años más o menos. Antes de ese momento no teníamos átomos, y no nos hacían falta químicos. En cuanto se formaron los átomos neutros, los fotones pudieron moverse libremente, y esta es la razón de que tengamos una información de fotones de microondas tardía.

La nucleosíntesis fue un éxito: las abundancias calculadas y las medidas coincidían. ¡Guau! Como los cálculos son una mezcla íntima de física nuclear, reacciones de interacción débil y condiciones del universo primitivo, esa coincidencia es un apoyo muy fuerte para la teoría del big bang.

En el transcurso de esta historia he explicado, además, la conexión espacio interior/espacio exterior. El universo primitivo no era más que un laboratorio de acelerador con un presupuesto absolutamente ilimitado. Nuestros astrofísicos tenían que saberlo todo acerca de los quarks y los leptones y las fuerzas para construir un modelo de la evolución del universo. Y, como señalé en el capítulo 6, los físicos de partículas reciben datos de Su Experimento Grande y único. Por supuesto, para los tiempos anteriores a los 10
⁻¹³
segundos, estamos mucho menos seguros de las leyes de la física.

Sin embargo, seguimos haciendo progresos en nuestro conocimiento del dominio del big bang y de la evolución del universo. Hacemos nuestras observaciones 15.000 millones de años después de los hechos. De vez en cuando llega hasta nuestros observatorios una información que lleva casi todo ese tiempo vagando por el universo. Nos ayudan, además, el modelo estándar y los datos de los aceleradores que lo apoyan e intentan extenderlo. Pero los teóricos son impacientes; deja de haber datos de acelerador firmes a las energías propias de un universo que haya vivido sólo 10
⁻¹³
segundos. Los astrofísicos han de conocer las leyes operativas en tiempos muy anteriores, así que azuzan a los teóricos de partículas para que se remanguen y contribuyan al torrente de artículos: Higgs, unificación, compuestos (qué hay dentro del quark) y un enjambre de teorías especulativas que se aventuran más allá del modelo estándar para construir un puente que lleve a una descripción más perfecta de la naturaleza y a un camino hacia el big bang.

En mi estudio es la una y cuarto de la madrugada. A varios cientos de metros, la máquina del Fermilab hace que choquen protones contra antiprotones. Dos grandes detectores reciben los datos. El grupo de 342 científicos y estudiantes del CDF, endurecido en la batalla, se atarea en comprobar las piezas nuevas de su detector de 5.000 toneladas de peso. No todos, claro. En promedio, a esa hora, habrá una docena de personas en la sala de control. Se está sintonizando el nuevo detector D-Cero, alrededor parcialmente del anillo y con 321 colaboradores. La sesión, que lleva ya un mes, tuvo el vacilante principio usual, pero la toma de datos seguirá durante unos dieciséis meses, con una pausa en la que se le añadirá al acelerador una nueva pieza, diseñada para aumentar el ritmo de las colisiones. Aunque el incentivo principal es hallar el quark
top
, la contrastación y extensión del modelo estándar es una parte esencial de la empresa.

A unos 8.000 kilómetros de distancia, nuestros colegas del CERN también trabajan duro para contrastar una variedad de ideas teóricas acerca de la extensión del modelo estándar. Pero mientras sigue adelante este trabajo, bueno, limpio, trabajan también los físicos teóricos, y me propongo dar aquí una versión muy simple, tosca de tres de las teorías más apasionantes: las GUT, la supersimetría y las supercuerdas. Será un tratamiento superficial. Algunas de estas especulaciones son verdaderamente profundas y sólo las pueden apreciar sus creadores y unos pocos amigos íntimos.

Pero he de hacer primero un comentario sobre la palabra «teoría», que se presta a malentendidos muy comunes. «Esa es
tu
teoría» es una expresión despreciativa corriente. O «Eso es sólo una teoría». Es culpa nuestra, por usarla con torpeza. La teoría cuántica y la newtoniana son componentes bien sentados y verificados de nuestra concepción del mundo. No están en duda. Se trata de una derivación. En algún momento fue la «teoría» (no verificada aún) de Newton. Fue verificada, pero el nombre quedó. Será siempre la «teoría de Newton». Por otra parte, las supercuerdas y las GUT son esfuerzos conjeturales que intentan extender el conocimiento actual a partir de lo que conocemos. Las mejores teorías son verificables. Hubo una vez en que este era el
sine qua non
de toda teoría. Actualmente, al encarar lo que sucedió en el big bang, nos enfrentamos, quizá por vez primera, a una situación en la que puede que la teoría no se contraste nunca experimentalmente.

He descrito la unificación de las fuerzas débiles y electromagnéticas en la fuerza electrodébil, llevada por un cuarteto de partículas:
W
⁺
,
W
⁻
,
Z°
y el fotón. He descrito también la QCD —la cromodinámica cuántica—, que trata del comportamiento de los quarks, en tres colores, y de los gluones. Ambas fuerzas están ahora descritas por teorías cuánticas de campos que obedecen la simetría gauge.

Los intentos de unir la QCD con la fuerza electrodébil reciben en conjunto el nombre de teorías de gran unificación (las GUT). La unificación electrodébil se manifiesta en un mundo cuya temperatura sobrepase los 100 GeV (más o menos la masa del W, o 10
¹⁵
grados K). Como se comentó en el capítulo 8, podemos lograr una temperatura así en el laboratorio. La unificación propia de las GUT, por su parte, requiere una temperatura de 10
¹⁵
GeV, lo que la pone fuera del alcance aun del más megalómano de los constructores de aceleradores. Se llega a esa estimación fijándose en los parámetros que miden las intensidades de las interacciones débil, electromagnética y fuerte. Hay indicios de que esos tres parámetros cambian realmente con la energía; las interacciones fuertes se debilitan y las electrodébiles se hacen más fuertes. Los tres números se igualan a una energía de 10
¹⁵
GeV. Ese es el régimen de la gran unificación, donde la simetría de las leyes de la naturaleza ocurre a su mayor nivel. También es esta una teoría que ha de ser verificada aún, pero la tendencia de las intensidades medidas indica una convergencia hacia esa energía.

Hay un número de teorías de gran unificación, un gran número, y todas tienen sus pros y sus contras. Por ejemplo, una participante de primera hora en el concurso de las GUT predecía que el protón era inestable y se desintegraría en un pión neutro y un positrón. La vida media de un protón es en esta teoría de l0
³⁰
años. Como la edad del universo es mucho menor —algo por encima de los 10
¹⁰
años—, no podrían haberse desintegrado demasiados protones. La desintegración de un protón sería un suceso espectacular. Recordad que considerábamos que era un hadrón estable, lo que viene muy bien, además; un protón razonablemente estable es muy importante para el futuro del universo y de la economía. Pero a pesar de que se espere un ritmo de desintegración tan lento, el experimento es factible. Por ejemplo, si la vida media es en efecto de 10
³⁰
años, y observamos un solo protón durante un año, tenemos una probabilidad de ver la desintegración de sólo 1 dividido por 10
³⁰
, 10
⁻³⁰
. Pero lo que se puede hacer es observar muchos protones. En 10.000 toneladas de agua hay unos 10³³ protones (fiaos de mí). Esto quiere decir que deberían desintegrarse 1.000 protones en un año.

Así que unos físicos emprendedores se fueron al subsuelo, a una mina de sal que está bajo el lago Erie, en Ohio, a una mina de plomo bajo el monte Toyama, en Japón, y al túnel del Mont Blanc que conecta Franca e Italia, para blindarse contra el fondo de la radiación cósmica. En esos túneles y minas profundas han colocado unos enormes contenedores de plástico transparentes llenos de agua pura, unas 10.000 toneladas, lo que viene a ser un cubo de veintiún metros y pico de lado. Escrutaban el agua cientos de grandes y sensibles tubos fotomultiplicadores, que detectarían las erupciones de energía que liberaría la desintegración del protón. Hasta ahora no se ha observado la desintegración de ningún protón. Esto no quiere decir que esos ambiciosos experimentos no hayan sido valiosos, pues han establecido una nueva medida de la vida media del protón. Dejando un hueco a las ineficiencias, la vida media del protón, si es que la partícula es realmente inestable, tiene que ser
mayor
que 10³² años.

Es interesante que la larga e infructuosa espera de la desintegración de los protones se viera avivada por una emoción pasajera. Ya he hablado de la explosión de una supernova en febrero de 1987. A la vez, los detectores subterráneos del lago Erie y del monte Toyama vieron una erupción de sucesos neutrínicos. La combinación de la luz y los neutrinos concordaba ofensivamente bien con los modelos de la explosión estelar. ¡Tendríais que haber visto cómo se pavoneaban los astrónomos! Pero los protones no se desintegran.

Las GUT lo están pasando mal, pero, tenaces, sus teóricos siguen siendo entusiastas. No hay que construir un acelerador de régimen GUT para contrastar la teoría. Las teorías GUT tienen consecuencias comprobables aparte de la desintegración del protón. Por ejemplo, SU(5), una de las teorías de gran unificación, hace la posdicción de que la carga eléctrica de las partículas está cuantizada y debe ser un múltiplo de un tercio de la carga. (¿Os acordáis de las cargas de los quarks?) Muy satisfactorio. Otra consecuencia es la unión de los quarks y de los leptones en una sola familia. En esta teoría, los quarks (dentro de los protones) se pueden convertir en leptones y viceversa.

Las GUT predicen la existencia de partículas de una masa extraordinaria (los bosones X), que son mil billones de veces más pesados que los protones. La mera posibilidad de que existan y puedan aparecer como partículas virtuales tiene unas consecuencias muy, muy minúsculas, como la rara desintegración de los protones. Dicho sea de paso, la predicción de esa desintegración tiene unas consecuencias prácticas, si bien muy remotas. Si, por ejemplo, se pudiera convertir el núcleo del hidrógeno (un solo protón) en radiación pura, proporcionaría una fuente de energía cien veces más eficaz que la energía de fusión. Unas pocas toneladas de agua podrían proporcionar toda la energía que necesitan los Estados Unidos en un día. Por supuesto, tendríamos que calentar el agua hasta temperaturas de GUT, pero quizás algún chico al que esté ahora inclinando a las ciencias alguna insensata maestra de jardín de infancia podría tener la idea que hiciese de esto algo más práctico. Así que ¡ayudad a la maestra!

A las temperaturas de la escala de las GUT (10
²⁸
grados Kelvin), la simetría y la simplicidad han alcanzado el punto donde hay sólo un tipo de materia (¿leptoquark?) y una fuerza, con una ristra de partículas que llevan la fuerza y, ¡oh, sí!, la gravedad, por su cuenta.

La supersimetría, o Susy, es la favorita de los teóricos que apuestan fuerte. Ya nos han presentado a Susy. Esta teoría unifica las partículas de la materia (los quarks y los leptones) y los vehículos de la fuerza (los gluones, los W…). Hace un número enorme de predicciones experimentales, ninguna de las cuales se ha observado (todavía). Pero ¿y lo divertido que es?

Tenemos gravitinos y winos y gluinos y fotinos, los compañeros materiales de los gravitones, los W y demás. Tenemos compañeros supersimétricos de los quarks y los leptones: los squarks y los sleptones, respectivamente. Le corresponde a la teoría mostrar por qué esos compañeros, uno por cada partícula, no se han visto todavía. ¡Ah dice el teórico, acordaos de la antimateria! Hasta los años treinta nadie soñó que cada partícula tuviera su antipartícula simétrica. Y acordaos de que las simetrías se crean para romperlas (¿como espejos?). No se han visto las partículas compañeras porque son pesadas. Construid una máquina lo bastante grande y aparecerán.