La partícula divina (72 page)

Los teóricos matemáticos nos aseguran a los demás que la teoría, pese a su indecente proliferación de partículas, tiene una simetría espléndida. Susy promete además que nos conducirá a una verdadera teoría cuántica de la gravedad. Los intentos de cuantizar la teoría de la relatividad general —nuestra teoría de la gravedad— están plagados de infinitos hasta el cuello y de una manera que no se puede renormalizar. Susy promete que nos conducirá a una bella teoría cuántica de la gravedad.

Susy civiliza, además, la partícula de Higgs, que, sin esa simetría, no podría hacer la tarea para la que fue concebida. La partícula de Higgs, al ser un bosón escalar (de espín cero), es particularmente sensible al bullicioso vacío que la rodea. En su masa influyen las partículas virtuales de la masa que sea que pasajeramente ocupan el espacio, y cada una contribuiría con energía y, por lo tanto, con masa hasta que el pobre Higgs se hiciera tan, tan obeso que no podría ya salvar a la teoría electrodébil. Lo que pasa con la supersimetría es que los compañeros que pone Susy influyen en la masa del Higgs con sus signos opuestos. Es decir, la partícula W hace al Higgs más pesado, mientras que el wino anula el efecto, con lo que la teoría le permite al Higgs tener una masa útil. Pero todo esto no prueba que Susy tenga razón. Sólo es bella.

El problema dista de estar zanjado. Salen palabras con gancho: supergravedad, la geometría del superespacio; unas matemáticas elegantes, cuya complejidad arredra. Pero una consecuencia experimentalmente apasionante es que Susy ofrece, presta, generosamente, candidatos para la materia oscura, unas partículas neutras estables que podrían tener la suficiente masa para explicar ese material ubicuo que abarrota el universo observable. Las partículas de Susy se hicieron presumiblemente en la era del big bang, y las más ligeras de las partículas predichas —el fotino, el higgsino o el gravitino quizás— podrían sobrevivir como residuos estables que constituyesen la materia oscura y satisficiesen a los astrónomos. La generación siguiente de máquinas debe o confirmar o negar a Susy… pero ¡oh!, ¡oh!, ¡oh!, ¡qué belleza!

Creo que fue la revista
Time
la que adornó para siempre el léxico de la física de partículas al proclamar esto a los cuatro vientos como la teoría de todo. Un libro reciente lo dice aún mejor:
Las supercuerdas, ¿la teoría de todo?
(Se lee con una inflexión ascendente.) La teoría de las cuerdas promete una descripción unificada de todas las fuerzas, hasta la gravedad, todas las partículas, el espacio y el tiempo, libre de parámetros e infinitos. O sea: todo. La premisa básica reemplaza las partículas puntuales por segmentos cortos de cuerda. La teoría de cuerdas se caracteriza por una estructura que empuja las fronteras de las matemáticas (como la física ya ha hecho en alguna ocasión en el pasado) y las limitaciones conceptuales de la imaginación humana hasta el extremo. La creación de esta teoría tiene su propia historia y sus propios héroes: Gabrielle Veneziano, John Schwartz, André Neveu, Pierre Ramond, Jeff Harvey, Joel Sherk, Michael Green, David Gross y un dotado flautista de Hamelín que responde al nombre de Edward Witten. Cuatro de los teóricos más destacados trabajaban juntos en una oscura institución de Nueva Jersey y se les ha venido a conocer como el Cuarteto de Cuerdas de Princeton.

La teoría de cuerdas es una teoría acerca de un lugar muy distante, casi tan lejano como Oz o la Atlántida. Hablamos del dominio de Planck, y si ha existido alguna vez (como Oz), tuvo que ser en el primerísimo abrir y cerrar de ojos de la cosmología del big bang. No hay forma de que podamos imaginar datos experimentales de esa época. Eso no quiere decir que no debamos perseverar. Suponed que hallamos una teoría matemáticamente coherente (sin infinitos) que describa de alguna manera Oz y tenga como consecuencia de muy, muy baja energía nuestro modelo estándar. Si además es única —es decir, no tiene competidoras que hagan lo mismo—, tendremos entonces toda la alegría del mundo y guardaremos nuestros lapiceros y nuestras palas. No es de unicidad de lo que disfrutan las supercuerdas. Dentro de sus supuestos principales, hay un número enorme de caminos posibles hacia el mundo de los datos. Veamos qué más caracteriza esta historia, pero sin pretender explicarla. ¡Ah, sí!, como mencioné en el capítulo 8, requiere diez dimensiones: nueve el espacio y una el tiempo.

Ahora bien, todos sabemos que hay sólo tres dimensiones espaciales, aunque ya hemos calentado motores para este asunto imaginándonos que vivíamos en un mundo de dos dimensiones. ¿Por qué no nueve? «¿Dónde están?», preguntaréis con razón. Enrolladas. ¿Enrolladas? Bueno, la teoría arranca de la gravedad, que se basa en la geometría, así que cabe visualizar que seis de las dimensiones se enrollen y hagan una bola minúscula. El tamaño de la bola es el característico del régimen de Planck, 10
⁻³³
centímetros, que viene a ser el tamaño de la cuerda que reemplaza a la partícula puntual. Las partículas que conocemos surgen en la forma de vibraciones de esas cuerdas. Una cuerda tensada (o un alambre) tiene un número infinito de modos de vibración. Ese es el fundamento del violín —o del laúd, si os acordáis de cuando hace mucho conocimos al viejo de Galileo—. Las vibraciones de las cuerdas reales se clasifican a partir de la nota fundamental y de sus armónicos o modos de frecuencia. Las matemáticas de las microcuerdas son similares. Nuestras partículas salen de los modos de frecuencia menor.

No hay manera de que pueda describir lo que ha apasionado a los líderes de estas teorías. Ed Witten dio una conferencia fantástica, subyugante acerca de todo esto en el Fermilab hace unos años. Cuando concluyó, hubo casi —yo no había visto nada parecido— diez segundos de silencio (¡es mucho!) antes de los aplausos. Corrí a mi laboratorio para explicar lo que había aprendido a mis colegas que estaban de turno, pero cuando llegué allí, me di cuenta de que se me había ido casi todo. El ladino conferenciante te hace creer que entiendes.

A medida que la teoría fue topándose con unas matemáticas cada vez más difíciles y una proliferación de direcciones posibles, el progreso y la intensidad que rodeaban a las supercuerdas disminuyeron hasta un nivel más sensato, y ahora sólo podemos esperar. Sigue habiendo interés por parte de teóricos muy capaces, pero sospecho que pasará mucho tiempo antes de que la teoría de todo llegue hasta el modelo estándar.

A la espera de que la teoría venga a rescatarlo, el big bang aún presenta dificultades. Dejadme que seleccione un problema más, que ha confundido a los físicos, si bien nos ha llevado —a los experimentadores y a los teóricos por igual— a ciertas nociones apasionantes sobre el Principio Mismo. Se lo conoce como el problema de la planitud, y tiene un contenido muy humano: el interés morboso por saber si el universo seguirá expandiéndose para siempre o si se frenará y su evolución se invertirá, entrando en un periodo de contracción universal. El problema es cuánta masa gravitatoria hay en el universo. Si hay bastante, la expansión se invertirá y tendremos el big crunch. A eso es a lo que se llama un universo cerrado. Si no la hay, seguirá expandiéndose para siempre y enfriándose. Un universo abierto. Entre esos dos regímenes hay un universo de «masa crítica», que tiene justo la suficiente para que la expansión se frene, pero no la suficiente para invertirla; se le llama universo plano.

Es el momento de una metáfora. Pensad en el lanzamiento de un cohete. Si le damos una velocidad demasiado pequeña, caerá de nuevo a tierra (universo cerrado). La gravitación de la Tierra es demasiado fuerte. Si le damos una velocidad enorme, escapará de la atracción de la Tierra y se alejará por el sistema solar (universo abierto). Claro está, hay una velocidad crítica tal que con una un poquito menor el cohete cae y con una un poquito mayor escapa. La planitud se da cuando la velocidad es la correcta. El cohete escapa, pero con una velocidad que no deja de disminuir. En nuestra Tierra, la velocidad crítica es 11,2 kilómetros por segundo. Ahora, siguiendo con el ejemplo, pensad en un cohete de velocidad fija (el big bang) y preguntad lo pesado que ha de ser un planeta (la densidad de masa total del universo) para que caiga o se escape.

Se puede evaluar la masa gravitatoria del universo contando las estrellas. Se ha hecho, y, por sí solo, el número que sale es demasiado pequeño para detener la expansión; predice un universo abierto, y por un margen muy amplio. Sin embargo, hay pruebas muy fuertes de la existencia de una distribución de materia no radiante, la «materia oscura», que invade el universo. Cuando se combinan la materia observada y la materia oscura calculada, las mediciones indican que la masa del universo está cerca —no menos que el 10 por 100 o no más del doble— de la masa crítica. Por lo tanto, es aún una cuestión abierta si el universo va a seguir expandiéndose o si acabará contrayéndose.

Se hacen muchas conjeturas sobre qué pueda ser la materia oscura. La mayoría son partículas de nombres, cómo no, fantásticos —axiones, fotinos— que les han sido dados por sus inventores-teóricos. Una de las posibilidades más fascinantes es que la materia oscura esté hecha de uno o más de los neutrinos del modelo estándar. La era del big bang ha tenido que dejar una densidad enorme de estos objetos huidizos. Serían los candidatos ideales si…, si su masa en reposo fuese finita. Ya sabemos que el neutrino electrónico es demasiado ligero, así que quedan dos candidatos, de los cuales el favorito es el
tau
. Por dos razones: 1) existe, y 2) no sabemos casi nada de su masa.

No hace mucho, realizamos en el Fermilab un experimento ingenioso y sutil diseñado para detectar si el neutrino
tau
tiene una masa finita que valga para cerrar el universo. (En este caso fueron las necesidades de la cosmología las que motivaron el experimento, lo que es una indicación de la unión de la física de partículas y de la cosmología.)

Imaginaos un estudiante graduado de turno en una sombría noche de invierno, encerrado en una pequeña caseta electrónica en la pradera de Illinois, barrida por el viento. Los datos se han estado acumulando durante ocho meses. Comprueba el progreso del experimento, y parte de esa rutina es el examen de los datos sobre el efecto de masa de los neutrinos. (No se mide la masa directamente, sino la influencia que tendría en algunas reacciones.) Somete todo el conjunto de datos a cálculo.

«¿Qué es esto?» Se pone alerta en el acto. No puede creer a la pantalla. «¡Oh, Dios mío!» Efectúa comprobaciones de ordenador. Todas son positivas. Ahí está: ¡la masa! Bastante para cerrar el universo. Ese estudiante graduado de veintidós años experimenta la increíble seguridad que le deja sin respiración de que sólo él en el planeta, entre los casi seis millones de sapiens compañeros, conoce el futuro del universo. ¡Y hablan de un momento de Eureka!

Este es un cuento bueno para pensar en él. La parte que habla del estudiante graduado era cierta, pero el experimento no fue capaz de detectar masa alguna. Ese experimento en concreto no fue lo bastante bueno, pero podría haberlo sido, y… quizá algún día lo sea. ¡Colega lector, léele, por favor, esto a tu incierto quinceañero con brío! Dile que 1) los experimentos a menudo fallan, y 2) que no siempre fallan.

Pero incluso aunque no entendamos cómo contiene el universo la masa crítica necesaria para que sea plano, estamos muy seguros de que la contiene. Veamos por qué. De todas las masas que la naturaleza podría haber escogido para Su universo (digamos 10
⁶
veces la masa crítica o 10
⁻¹⁶
veces), escogió la que lo hacía casi plano. En realidad es peor que eso. Parece un milagro que el universo haya sobrevivido a dos destinos opuestos —la expansión desbocada o el estrujamiento inmediato— durante 15.000 millones de años. Resulta que la planitud a la edad de un segundo tenía que ser casi perfecta. A poco que se hubiese desviado de ella, si hubiera sido hacia un lado habríamos tenido el big crunch aún antes de que se hiciera un solo núcleo; si hubiese sido hacia el otro, la expansión del universo habría progresado a estas horas (amo, que no sería todo sino un lugar muerto, con la frialdad de la piedra. ¡Otro milagro! Por mucho que los científicos se imaginen al Sabio,
der alte
, como un tipo a lo Charlton Heston con una larga barba flotante de charlatán y un extraño resplandor generado con un láser, o (así lo veo yo) como un tipo de deidad a lo Margaret Mead o Golda Meir o Margaret Thatcher, el contrato dice claramente que las leyes de la naturaleza no se pueden modificar, que son lo que son. El problema de la planitud, pues, es un milagro excesivo y hay que buscar unas causas que hagan que la planitud sea «natural». Por eso se estaba pelando de frío mi estudiante graduado mientras intentaba determinar si los neutrinos son la materia oscura o no. La expansión infinita o el big crunch. Quería saberlo. Y nosotros.

El problema de la planitud, el de la radiación a tres grados uniforme y varios otros del modelo del big bang fueron resueltos, al menos teóricamente, por Alan Guth en 1980, un teórico de partículas del MIT. Su mejora de la teoría recibe el nombre de «modelo inflacionario del big bang».

En esta breve historia de los últimos 15.000 millones de años se me ha olvidado mencionar que la evolución del universo está en muy buen medida contenida en las ecuaciones de la relatividad general de Einstein. En cuanto el universo se enfría hasta una temperatura de 10³² grados Kelvin, la relatividad clásica (no cuántica) prevalece y los acontecimientos siguientes son consecuencia de la teoría de Einstein. Por desgracia, el gran poder de la teoría de la relatividad no lo descubrió el maestro, sino sus seguidores. En 1916, antes de Hubble y Knubble, se creía que el universo era un objeto mucho más tranquilo, estático, y Einstein añadió, en su «mayor pifia», como él mismo diría, un término a su ecuación que impedía la expansión que la teoría predecía. Como este no es un libro de cosmología (y hay algunos excelentes por ahí), apenas si haremos justicia a las ideas que siguen, muchas de las cuales están por encima de mi nivel salarial.

Lo que Guth descubrió fue un proceso, permitido por las ecuaciones de Einstein, que generaba una fuerza explosiva tan enorme, que ponía en marcha una expansión desbocada; el universo se infló desde un tamaño mucho menor que un protón (10
⁻¹⁵
metros) hasta el de una bola de golf en un intervalo de tiempo de 10
⁻³³
segundos o así. Esta fase inflacionaria surgió por la influencia de un campo nuevo, un campo no direccional (escalar), un campo que parece y actúa y huele como… ¡el Higgs!