El origen de la materia - Sigma Xi

El origen de la materiaAún no sabemos por qué la materia dominó a la antimateria en la formación del universoJames M. Cline¿De dónde proviene la materia?Quizá no deje perplejosa muchos que existamos ynos rodee la materia, queno sea el mundo un merobaño de microondas. Mas,para un cosmólogo, la existencia de materia esdesconcertante, un problema que no ha encontradosolución desde que la física teórica hubode planteárselo hace casi cuarenta años. Lasmejores teorías acerca del origen del universono ofrecen todavía una explicación.La existencia de materia es un capítulo inacabadode la teoría de la gran explosión delorigen del universo, que por lo demás aciertaa explicar casi todo lo que observamos. Se creeque la materia y la antimateria se equilibrabanexactamente entre sí en los primeros momentostras la gran explosión. Como la materia y laantimateria no pueden coexistir —se aniquilanla una a la otra—, esta situación, si hubieracontinuado, habría dejado un universo muy monótono.¿Por qué prevaleció la materia y llegóa dominar el universo?El físico y disidente político ruso Andrei Sajarovse adelantó a su tiempo al proponer ideasrelativas a la creación de la materia en 1967.Por entonces, cuando yo estaba aún aprendiendola tabla de multiplicar, el origen de la materiase daba más o menos por descontado. Sajarovvio la importancia de la cuestión. Considerandoque la creación de la materia no podía darse pordescontada, enunció las condiciones que unaexplicación plausible debería satisfacer.La materia de que estamos hechos consta sobretodo de protones y neutrones, los componentes delos núcleos atómicos. Se llama a estas partículasbariones, de la palabra griega barys, que quieredecir pesado: lo son 2000 veces más que loselectrones. Los experimentos han demostradoque se componen de partículas menores, losquarks. No faltan bariones en el universo. Sudensidad media es de unos 0,2 por metro cúbico.Pero en ese mismo volumen hay diez mil millonesde fotones, o partículas de luz. Se trata delos fotones del fondo cósmico de microondas,el remanente de la gran explosión.La razón entre la densidad de bariones y lade fotones permanece constante a lo largo deltiempo, pese a que el universo se va expandiendoy diluyendo. La asimetría bariónica del universo,el número de bariones dividido por el númerode fotones, es 6 × 10 –10 . Un número extraño,que nunca ha dejado de preocupar a los físicosteóricos. Si la razón hubiera sido más próximaa 1, hubiéramos podido imaginar que nada muyespecial sucedió en el universo primitivo, ya quetodas las partículas se comportan más o menosigual a temperaturas elevadísimas; entonces seproducen bariones y fotones en números aproximadamenteiguales. También hubiera resultadonatural que no hubiese habido ni un barión: asíhabría ocurrido si la materia y la antimateria sehubiesen aniquilado mutuamente. Al calcular laasimetría bariónica, se sustraerían los antibarionesy saldría cero.Claro que entonces no habría físicos que perdiesenel sueño por estas cosas: no habría enel universo más que fotones de microondas.Pero un universo sin bariones debe considerarseuna posibilidad natural, ya que por todas laspartes de la física encontramos principios desimetría. Un tal principio existe para la cargaeléctrica: sabemos que en el universo, por cadapartícula cargada positivamente, debe haber unanegativa.48 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005

En contraste, el universo bariónicoparece exigir que exista una asimetría.La magnitud de la mismadebería seguirse de las ecuacionesde una teoría de la bariogénesis, delorigen de la materia. Desgraciadamente,no parece que en lo que nosquede de vida vaya a resultar posiblesometer a prueba con experimentosla multitud de teorías formuladas alrespecto. No podemos esperar quelas circunstancias imperantes en losprimerísimos momentos del universo,los más calientes, vayan a reproducirseen ningún laboratorio. ¿Es estaárea de la teoría un simple juego,en el que podemos construir hábileshipótesis que sólo juzgaremos por sucoherencia y elegancia? Quizá; perolos experimentadores ya han acumuladodatos que descartan algunaspropuestas, incluida una en la queestuve trabajando cinco años. Comolas nuevas teorías siempre nacen paraser sometidas a comprobación, podemosmantener la esperanza de quelas ideas que ahora se desarrollan—incluyendo la posibilidad de quela asimetría bariónica surja de unaasimetría entre partículas más ligeras,relacionadas con los electrones— dena los experimentadores ideas paraotras pruebas. Nuevos hallazgos, onuevos enfoques, podrían dar nuevabariones+1+1+1+1 +1fotonesprotóndeuterónneutrónantibariones–1–1tritio–1–16 × 10 –10helioEMMA SKURNICK/American Scientist1. LA ASIMETRIA BARIONICA es la razónentre los números de bariones (neutronesy protones) y de fotones (arriba). A losbariones de la antimateria se les da unvalor negativo en esa relación. Se sabeque la asimetría bariónica del universo esde 6 × 10 –10 , un número que no puedeexplicarse en el marco de las teorías hoyaceptadas pese a que la observación loha dejado bien establecido. El númerode bariones se determina por la concentraciónrelativa, en el universo, de loselementos ligeros, que se formaron cuandolos bariones se unieron y crearon núcleosatómicos. Esta etapa primitiva de laevolución del universo recibe la denominaciónde nucleosíntesis de la gran explosión(medio). La gráfica inferior muestra quelas predicciones teóricas sobre las proporcionesrelativas de los elementos ligerosdependen de la asimetría bariónica. Labanda vertical indica el valor de la asimetríaen el que las predicciones concuerdancon las observaciones.concentración en relación con la de hidrógeno(escala logarítmica)densidad de bariones (fracción de la densidad crítica)0,01 0,02 0,030,260,250,240,230,2210 –410 –510 –9funciónmasa de heliohelio-3litio-7observacionesdeuterio10 –10 10 –10 10 –9razón entre bariones y fotones (escala logarítmica)heliodeuteriohelio-3litio-7INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005 49

centímetros (escala logarítmica)10 4010 20110 –2010 –4010 –60vida a ideas ahora relegadas. En cualquiercaso, a lo largo de los próximosaños las mediciones astronómicas ylos experimentos con aceleradores departículas nos aportarán sin duda unaabundancia de datos e ideas acercadel universo primitivo. Cabe esperarque aprenderemos mucho cuandocomparemos nuestras teorías conesos resultados.La génesis de la bariogénesisAndrei Sajarov se pasó veinte añosdiseñando armas nucleares para laUnión Soviética. Pero poco a pocose convirtió en uno de los más duroscríticos del régimen comunista.En 1980 lo confinaron. Mientras susopiniones políticas le reportaban titularesde prensa en el extranjero ycomplicaciones en Moscú, fue abriendonuevos caminos en cosmología.Entre sus extraordinarios logros secuenta el inesperado hallazgo de losingredientes necesarios para la creaciónde una asimetría bariónica. Hedicho “inesperado” porque, en aqueltiempo, nadie más pensaba en tal dirección.Los proponentes de la teoríade la gran explosión suponían que elcontenido bariónico del universo erauna condición inicial que se debíaimponer, un punto de partida y noun hecho que una teoría completa dela evolución cosmológica tuviese queexplicar. La mayoría de los colegasde Sajarov en el Instituto Lebedev deFísica de Moscú no apreciaron en suradiodel universo observable(modelo estándar)radio del universo observable(modelo inflacionario)época inflacionaria10 –45 10 –35 10 –25 10 –15 10 –5 10 5 10 15segundos (escala logarítmica)presente2. LA INFLACION ES UNA VARIANTE de la teoría de la gran explosión del universo,corroborada por las últimas mediciones del fondo cósmico de microondas. Consistió enun período de expansión exponencialmente rápida en los primeros momentos del universo;en su transcurso, la densidad de bariones cayó. Para que la asimetría barión-antibariónse hubiese creado antes de la fase final de la inflación, o “recalentamiento”, su valorinicial tendría que haber sido enorme.momento la importancia de su descubrimiento.Sin embargo, hoy día loscosmólogos saben que acertó.Sajarov había estado reflexionandoacerca de la violación de CP, unaasimetría entre ciertas partículas ysus antipartículas. Esta asimetría, queserá importante en lo que sigue, fueuno de los múltiples descubrimientosde física experimental de partículas,por entonces en auge. Se hacíanchocar haces de partículas enaceleradores cada vez más grandesy potentes a fin de descubrir nuevosfenómenos que no se habían visto enlas moderadas condiciones que prevalecenen la superficie de la Tierra.Los teóricos disponían también dealguna información útil acerca de laspropiedades del propio universo.Las concentraciones relativas delos elementos ligeros en el universoeran uno de esos datos. Los elementosligeros —el helio, el litio y eldeuterio, isótopo del hidrógeno— seformaron a los pocos minutos de lagran explosión, en la etapa que recibeel nombre de “nucleosíntesis de lagran explosión”. A medida que el universose enfrió tras la gran explosión,los protones y los neutrones se fueronuniendo y formaron los núcleos atómicos.Las colisiones con los fotonesde alta energía tendían a romperestos núcleos, pero gradualmente losfotones perdieron energía debida alenfriamiento causado por la expansióndel universo. No sorprende de-masiado que la eficiencia con la quese producían los núcleos dependiesede la razón entre bariones y fotones.Uno de los principales triunfos de lateoría de la gran explosión consisteen que predice correctamente, unavez se ha elegido un valor para laasimetría bariónica del universo, lasproporciones de todos los elementosligeros que se generaron durante lanucleosíntesis de la gran explosión.En 2003, nuevas mediciones precisasde las pequeñas fluctuaciones dela temperatura de la radiación cósmicade microondas confirmaron elvalor conocido de la asimetría bariónica.Estas fluctuaciones revelan finosdetalles de las ondas sonoras (o depresión) que existieron en la época enque los electrones se estaban combinandocon los núcleos atómicos paraformar átomos. Al mismo tiempo, eluniverso se volvió transparente paralos fotones, liberados de la prisióndel plasma caliente que dominó losprimeros 100.000 años después dela nucleosíntesis. Este es otro éxitoimpresionante de la cosmología dela gran explosión: la asimetría bariónica,confirmada por dos medicionesdel todo diferentes.Pero los físicos encuentran flancosdébiles en cualquier argumentocon apariencia de solidez. Podemosimaginar, por ejemplo, que haytantos antibariones como barionesa distancias muy grandes; nosotrosviviríamos en una región dominadapor bariones. De esta manera, el verdaderonúmero bariónico sería cero.Las regiones de antimateria deberíanestar más allá del límite del universovisible; si existieran galaxias deantimateria en la parte del universoque podemos ver, deberíamos detectarregiones fronterizas dondelas aniquilaciones entre materia yantimateria produjesen fotones muyenergéticos, o sea, rayos gamma. Noobservamos algo así, pero tampocose conoce una manera verosímil desegregar en el universo primitivo lamateria de la antimateria en zonasmuy extensas. Resulta mucho másfácil inventar teorías de bariogénesisque de la segregación de la materiay la antimateria.¿Hasta qué punto se necesita unaexplicación de la asimetría bariónica?La cifra 6 × 10 –10 es tan buena comocualquier otra. ¿Y si no es más queun valor inicial aleatorio que surgióEMMA SKURNICK/American Scientist50 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005

EMMA SKURNICK/American Scientistdel caos de la gran explosión, tal ycomo pensaban los primeros teóricosde la gran explosión? Sin embargo,abundan los indicios de que es necesarioun mecanismo especial parala bariogénesis.Así, hay que tener muy en cuentalas poderosas razones que llevan acreer en la existencia de un períodode expansión exponencialmente rápidajusto tras la gran explosión, operíodo de “inflación”, durante elcual la temperatura del universo fuea todos los efectos nula. La teoríade la inflación, creada a principiosde los años ochenta, por Alan Guth,Andrei Linde, Paul Steinhardt y AndreasAlbrecht, es una modificaciónde la teoría de la gran explosión. Lainflación acaba con un “recalentamiento”,proceso en el que la energíapotencial almacenada en el vacíose convierte en partículas calientescon una cierta temperatura inicialfinita. (En el modelo estándar de lagran explosión, la temperatura crecearbitrariamente a medida que se retrocedehacia el inicio del tiempo.)Las nuevas mediciones del fondocósmico de microondas aportan unvalioso respaldo a esa hipótesis. Lainflación explica por qué las fluctuacionesde temperatura del fondo demicroondas son pequeñas (del ordendel 0,001 por ciento), pero no exactamentecero: fluctuaciones cuánticasde este tamaño se producen de maneranatural durante la inflación.En el curso de la inflación, losbariones se diluyen en el volumendel universo inflado. Si se suponeque no se creó una asimetría barión-antibarióndurante o después delrecalentamiento, se deberá suponertambién que el valor inicial de laasimetría bariónica fue enorme; loscálculos arrojan un número, 10 69 , quepor su inmensidad resulta aún menosnatural que la pequeña asimetría bariónicaactual. Así pues, la inflaciónhace muy probable que la asimetríabariónica requiera una explicacióndinámica.Las leyes de SajarovMientras Sajarov trabajaba en elproblema de la bariogénesis, otrocientífico ruso, Vadim Kuzmin, identificólas condiciones necesarias. Ibatres años por detrás de Sajarov alproponer una teoría en 1970, peroaún siete por delante del resto delconstituyen los bariones ordinarios,el protón y el neutrón, aparecen endos “sabores”: “arriba” y “abajo”;al haber tres en cada barión, el númerobariónico de un quark es 1/3.El positrón es la antipartícula delelectrón. Supongamos que el bosónX se desintegra el 51 % de las vecesen dos quarks arriba y el 49 % enun antiquark abajo y un positrón.En promedio, cada desintegración deun X producirá (2/3 × 0,51) – (1/3 ×× 0,49) = 0,177 bariones (al calcularel número bariónico las antipartículasse restan).Su antipartícula X – se desintegrael 49 % de las veces en dosantiquarks arriba y el 51 % en unquark abajo y un electrón. Estoda (–2/3 × 0,49) + (1/3 × 0,51) == –0,157 bariones. Cien desintegracionesde cada partícula aportan unaganancia neta de dos bariones, muysuperior a lo que se necesita paragenerar la pequeña asimetría bariónicaque observamos.¿Por qué se requieren las leyesde Sajarov para que valga este esquema?Violación del número bariónico.Si X sólo pudiera desintegrarse endos quarks, diríamos que tiene unnúmero bariónico de 2/3. Si X sólopudiera desintegrarse en un único antiquark,le asignaríamos un númerode –1/3 (ya que los antiquarks tienennúmeros bariónicos negativos). Queambos canales sean viables significaque no se puede dar un número bariónicoinequívoco a la partícula. Sólosería posible si todas las interaccioneutrónmundo; hasta 1977 no empezaronlos teóricos a tomarse estas ideasen serio. En sus trabajos, Sajarov yKuzmin establecieron tres condicionesque debían satisfacerse para quela bariogénesis tuviera lugar.En primer lugar, el número bariónicono se debía conservar. Es decir,habrá interacciones que cambien elnúmero del bariones del universo.En segundo, deben violarse dossimetrías que relacionan partículascon antipartículas.En tercero, debe haber una pérdidade equilibrio termodinámico.El segundo y el tercer requisito sonbastante técnicos. Siempre entiendomejor los conceptos abstractos cuandose aplican a un ejemplo; expondré,pues, la razón de la necesidadde estas leyes mediante uno de losprimeros esquemas de bariogénesisque se formularon, las Teorías deGran Unificación (o GUT, de “GrandUnified Theories”).La idea básica en que se fundala bariogénesis en las GUT es bastantesimple: unas partículas muypesadas, los bosones X, dejan al desintegrarsea altas temperaturas másquarks que antiquarks. Por ejemplo,supongamos que la partícula X sigueun cierto proceso de desintegraciónel 51 % de las veces, mientras quesu antipartícula, X – , sigue el caminode desintegración paralela el 49 %de las veces. Esta asimetría provocaríarápidamente un exceso debariones.En la figura 4 se muestra una situaciónverosímil. Los quarks queantineutrón3. LOS BARIONES son estados ligados de los quarks. Se dice que los quarks tienen“sabores”: arriba y abajo, encantado y extraño, cima y fondo. El neutrón consta de dosquarks abajo y un quark arriba. El antineutrón está formado por los correspondientesantiquarks (su símbolo coincide con el de los quarks respectivos, pero con una barraencima).INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005 51

posibles desintegracionesprobabilidad del 51 % probabilidad del 49 %uXXuprobabilidad del 49 % _ probabilidad del 51 %u__X_ Xudesintegraciones inversasd–enes respetaran el número bariónico,tal como sucede en la física usual.Violación de las simetrías de conjugaciónde carga. Ya he mencionadoantes que ciertas propiedades de laspartículas no deben ser perfectamentesimétricas; dos de esas propiedadescuasisimétricas se conocen con lasletras C y CP. Con C se simbolizala conjugación de carga, la operaciónque cambia una partícula en una antipartícula;la letra P nos remite a laparidad, la operación que cambia elsigno de las coordenadas espacialesde un sistema y crea una imagenespecular. Algunas teorías físicas querigen las propiedades microscópicaspermanecen invariables cuando secambian las partículas por las antipartículas.Pero en el ejemplo anterior hedispuesto una asimetría al dejar queun barión y su antibarión prefirierandistintos modos de desintegrarse._X4. LAS PARTICULAS SUBATOMICAS dejan, al desintegrarse, partículas de materia yenergía. Puede surgir una asimetría si la probabilidad de un cierto canal de desintegraciónes distinta para una partícula y para su antipartícula. Tomemos como ejemplouna partícula hipotética, el bosón X. Supongamos que es un poco más probable que Xse desintegre en dos quarks arriba que en un antiquark abajo y un positrón, y que lasprobabilidades de los caminos de desintegración paralelos de su antipartícula X – estáninvertidas: es un poco más probable que X – se desintegre en un quark abajo y un electrónque no en dos antiquarks arriba. Cien desintegraciones de cada partícula darían unaganancia neta de dos bariones. El panel inferior ilustra las desintegraciones inversas, lafusión de partículas para crear nuevos bosones X. A temperaturas elevadas en el universoprimitivo, las desintegraciones inversas serían tan rápidas como las desintegraciones,lo que arruinaría la asimetría._u_uPérdida de equilibrio térmico. Unbuen ejemplo de equilibrio térmicoes el agua hirviendo dentro de unaolla a presión cerrada. Las moléculasde agua pasan de la fase líquida ala gaseosa sin cesar. Hay equilibrioporque, una vez se ha alcanzado unatemperatura constante, el ritmo a quelas moléculas hacen esta transiciónes exactamente igual al ritmo delproceso inverso, de manera que lacantidad total de líquido y vaporpermanece constante. Se rompe esteequilibrio térmico si se levanta latapa. El vapor escapa y el ritmo detransformación de líquido a gas sevuelve mayor que el ritmo inverso.Si se sigue suministrando calor, seevaporará todo el líquido.Hay una situación en el universoprimitivo análoga a levantar la tapade la olla. En el equilibrio, los barionesse están desintegrando, pero_ded+–eXacontece también el proceso inverso,en el cual los quarks se unen paraformar bariones; ambos procesossuceden al mismo ritmo. Las desintegracionesno pueden producir unaasimetría bariónica, ya que las desintegracionesinversas la van deshaciendo.Sin embargo, a medida que eluniverso se expande, la temperaturadecrece, como si se destapara la ollaa presión. A determinada temperaturaun par de quarks ya no tendrá lasuficiente energía como para produciruna partícula pesada. Se generará asíuna asimetría bariónica.Violación de CPSajarov indicó que, para la bariogénesis,no se debía violar un tipode simetría, sino dos. De ellos unorequiere cierta explicación. La violaciónde CP combina dos transformaciones.C cambia partículas porantipartículas. Su vinculación con laparidad resulta menos obvia.Las posiciones de los objetos enel espacio se describen mediante tresejes, x, y y z. Cuando se mira en unespejo, se ve una transformación deparidad en el eje perpendicular a lasuperficie del espejo. Si es el eje yy el objeto real está en la posiciónx, y y z, la posición especular delobjeto se encontrará en la posiciónx, –y y z. Un reflector de esquina,consistente en tres espejos formandoun vértice de cubo, muestra la completatransformación de paridad (–x,–y y –z) en las tres direcciones.La paridad es relevante para labariogénesis debido a que los quarksno sólo tienen sabores; también puedenser levógiros o dextrógiros. Unamanera sencilla de imaginarlo: si losdedos de la mano derecha se curvanen torno a una partícula imaginariaque se mueve en la dirección deldedo pulgar estirado, una partículadextrógira girará en la direcciónen la que apuntan los dedos. Unapartícula levógira girará en sentidoopuesto.Si la simetría CP se hubiese satisfechodurante toda la historia del universo,la única asimetría de partículasque crearíamos sería entre quarkslevógiros y antiquarks dextrógiros,más una asimetría igual y opuestaentre quarks dextrógiros y antiquarkslevógiros. Por desgracia, la asimetríatotal entre quarks y antiquarks seríaaún nula.EMMA SKURNICK/American Scientist52 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005

5. ANDREI SAJAROV MOSTRO QUE UNODE LOS REQUISITOS para la creación demateria es la pérdida del equilibrio térmico.Si las consideraciones térmicas seañaden a la situación hipotética ilustradaen la figura 4, puede surgir una asimetríabariónica. En equilibrio térmico está el interiorde una olla cerrada: el líquido entray sale de la fase gaseosa a velocidadesiguales. La expansión del universo equivalea quitar la tapa de la olla. A medidaque el universo se enfría, alcanza unatemperatura en la que dos quarks carecenya de suficiente energía para producir unbosón pesado X.La búsqueda de violaciones de lasimetría CP ha sido una pasión delos físicos de partículas desde losaños cincuenta. Antes se creía queCP era una simetría exacta. Se violo erróneo de esta creencia cuandolos experimentos de 1964 de JamesChristenson, James Cronin, Val Fitchy Rene Turlay, del Laboratorio Nacionalde Brookhaven, encontraronun proceso que violaba la simetríaCP, aunque sólo un poco. Dos partículassupuestamente distintas resultaronser una misma, el kaón.Se demostró que el kaón neutro sedesintegraba en estados con diferentesvalores de CP.Sin embargo, la violación de CP enlas desintegraciones de los kaones estan débil, que ni siquiera puede crearuna asimetría bariónica tan pequeñacomo la que se observa. Se esperaque se descubran fuentes mayoresde violación de CP. El experimentoBaBar, del Centro del ColisionadorLineal de Stanford, y un experimentojaponés análogo, Belle, están ahorabuscando violaciones de CP enlas interacciones de ciertos quarkspesados.Burbujas y masaCon el descubrimiento experimentalde la violación de CP, Sajarov tuvouna realidad física que le inspiraseideas acerca del origen de la materia.No sabía que otro de sus criterios deviolación de simetrías, la necesidadde violación del número bariónico,se cumpliría en el modelo estándarde la física de partículas por mediode cierto proceso, el esfalerón (delgriego “caer”).El modelo estándar unifica el electromagnetismoy la fuerza nucleardébil en unas interacciones electrodébiles,con las correspondientes partículas.El esfalerón es cierta interacciónconcreta predicha por el modeloestándar. Involucra nueve quarks ytres partículas ligeras de la clase delos leptones, que se pueden contar demanera parecida a como se cuentanlos bariones. Descubierto como resultadomatemático en 1984 por FransKlinkhamer y Nicholas Manton (ahoraen las Universidades de Karlsruhey Cambridge, respectivamente), elesfalerón no se ha confirmado experimentalmente,aunque ningún teóricoduda de su validez.Para que tenga lugar la violaciónbariónica, se juntan tres quarks decada una de las “generaciones” delmodelo estándar —la de los dosquarks ligeros (arriba y abajo) yotras dos de quarks más pesados,descubiertos en los experimentos aaltas energías de los aceleradores—con un leptón de cada generación deleptones correspondiente. A baja temperatura,este proceso requiere quese produzca un efecto túnel cuántico,una transición del sistema microscópicoque normalmente requeriría unaporte de energía.direccióndel espínCpartículaantipartículaEMMA SKURNICK/American Scientistpartícula dextrógirapartícula levógira6. LAS LEYES DE SAJAROV también requieren la asimetría de ciertas transformacionesde partículas. Una de las simetrías de partículas es la conjugación de carga(C), la simple transformación de una partícula en su antipartícula (derecha). Otraes la paridad (P), que transforma una partícula dextrógira en una partícula levógiray, por lo tanto, con espín opuesto. La combinación de las dos transformaciones seconoce como CP. Desde los años cincuenta se buscaron violaciones de CP, antesconsiderada una simetría rigurosa. En 1964 se encontró un proceso que violadébilmente la simetría CP; nuevos experimentos en Estados Unidos y Japón estánbuscando fuentes de violaciones más intensas de CP.PCPINVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005 53

neutrino muleptón tauLa probabilidad de ese efecto túneles tan pequeña, que no se esperaríaver que ocurriese en el laboratorio oen el universo observable. ¿De dóndele viene su importancia, pues? Dieronla respuesta Kuzmin, Valery Rubakovy Mikhail Shaposhnikov en 1985: alas altas temperaturas del universoprimitivo, la barrera energética queevita la violación bariónica podríasuperarse con energía térmica. Esdecir: a altas temperaturas sí ocurrem=0m>0m>0la interacción esfalerónica. Aún másimportante es la disminución, e inclusoanulación, de la barrera energéticaa temperaturas suficientementeelevadas.La aceptación general de la validezdel esfalerón por parte de losteóricos significa que dos de los trescriterios de Sajarov —la violaciónde la simetría CP y la violación delnúmero bariónico— se cumplen enla naturaleza. ¿Existe un proceso quem>0m=0m>0m>0m>0m=08. SEGUN LA TEORIA ELECTRODEBIL, se formaron burbujas mientras las altas temperaturasdel universo primitivo se enfriaban. En su interior, las partículas tenían masa y lafísica era la ordinaria; la fase de fuera de las burbujas carecía de masa. Las burbujasse expandieron hasta que por fin eliminaron la fase exótica sin masa mediante una“transición de fase de primer orden”.Q 1Q 3Q 27. LA VIOLACION DEL NUMERO BARIO-NICO quizá se deba a una determinadainteracción entre quarks y leptones, dosgrandes clases de partículas elementales.En ella intervendrían quarks de las tresgeneraciones del modelo estándar de laspartículas elementales y un leptón decada una de las correspondientes generacionesde leptones (izquierda). A bajastemperaturas, esa interacción requiere un“túnel cuántico”, donde el sistema acometeuna transición que, en condicionesnormales, demandaría una aportación deenergía (arriba). Figuradamente hablando,el sistema abre un “túnel” a través deuna barrera de energía. A temperaturasmás altas, la transición puede sobrepasarla barrera: se realiza una interacción deesfalerón.satisfaga la tercera condición, la pérdidadel equilibrio térmico? Si asífuera, comprenderíamos el tamañode la asimetría bariónica a partir deprincipios conocidos, sin tener queestablecer nuevas hipótesis, y dispondríamosde condiciones restrictivaspara cualesquiera nuevas ideas físicasque predijesen un valor distinto dela asimetría bariónica.Antes el agua hirviente ha servidode ejemplo de pérdida del equilibriotérmico. Hay un proceso con ese mismoefecto en la teoría electrodébil aaltas temperaturas, pero opuesto a loque sucede cuando el agua hierve.En el universo primitivo se formaronburbujas a medida que el universose enfriaba. La fase existente fuerade las burbujas no era usual; enesa fase las partículas carecían de lamasa que tienen de ordinario. Sólodentro de las burbujas las partículasrecuperaban sus masas y generabanla física que conocemos. Las burbujasse expandieron y, finalmente,excluyeron del universo toda la faseexótica sin masa. Un proceso de estetipo constituye una transición de fasede primer orden.¿Qué relación guarda ello con labariogénesis? En esta teoría los esfa-EMMA SKURNICK/American Scientistelectrón54 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005

EMMA SKURNICK/American Scientistlerones, la fuente de la violación delnúmero bariónico, son mucho másdébiles dentro de las burbujas (enel reino de la física ordinaria) quea extramuros de las mismas. Fuerano existe la “barrera” de energíaque en condiciones normales los esfaleroneshan de pasar por efectotúnel; suceden sin ninguna barreraque superar. Por tanto, la violaciónbariónica es fuerte fuera de las burbujasy mucho más débil dentro.Finalmente, como se recordará, abajas temperaturas los esfaleronesse debilitan tanto, que resultan despreciables.En la teoría electrodébil, al expandirselas burbujas y llenar todo elespacio, cada partícula del universoacaba por atravesar la pared de unade ellas hacia su interior. AndrewCohen, de la Universidad de Boston,junto con David B. Kaplan y AnnNelson, ahora en la de Washington,percibieron en 1990 que así se creaun mecanismo para la bariogénesis.Cuando los quarks encuentran lapared tienen cierta probabilidad depenetrar en el interior de la burbujao de rebotar hacia el exterior. Laviolación de CP permite que estaprobabilidad difiera para quarks yantiquarks, y para quarks levógiros ydextrógiros. Supongamos que se creauna asimetría de los antiquarks levógirosen la fase sin masa a extramurosde las burbujas. Los esfaleronesintentarán borrar esta asimetría; mas,al hacerlo, cambiarán el número bariónicototal, generando una asimetríabariónica. Finalmente, esos barionescaerán dentro de las burbujas, quellenarán el universo.Los esfalerones proceden con lentitudmayor dentro de la burbuja quefuera de ella. Como los ritmos noson iguales, los esfalerones quedanfuera del equilibrio en el interior dela burbuja. Tan decisivo resulta ello,que si no ocurriera así los esfaleronesdel interior de la burbuja destruiríanla asimetría bariónica creada por losque están fuera.En este repaso crítico he esbozadola trayectoria que seguí con micolaborador Kimmon Kainulainen,de la Universidad de Jyväskylä, deFinlandia, en nuestra reciente búsquedafallida de una teoría correctade la bariogénesis. Llegamos a unamanera de comprobar la teoría, a unapregunta cuantitativa: los esfaleronesfasede masa nulam=0de dentro de las burbujas de nuestrouniverso ¿son tan lentos como paraproducir la asimetría bariónica observada?Ello depende del tamaño de labarrera energética que deban superar;o, en el lenguaje de los físicos, de laintensidad de la transición de fase.Si la transición es demasiado débil,la asimetría bariónica se reduce sobremanera.Shaposhnikov y otros encontraronque la intensidad de la transición defase depende, en el modelo estándar,de la ligereza de ciertas partículas: elbosón de Higgs y el quark “cima”.Recientes resultados de experimentoscon aceleradores han demostradoque son bastante pesadas; en consecuencia,se debe admitir que latransición de fase resulta demasiadodébil para explicar la bariogénesis,a no ser que se añadan nuevos principiosfísicos hipotéticos. No todaslas condiciones de Sajarov puedensatisfacerse dentro del modelo estándar.asimetría bariónicaesfaleronespared de burbujaen movimientointerior de la burbujade fase masivam>0difusiónde bariones9. EN LA SITUACION DESCRITA en la figura 8, los procesos esfalerónicos son muchomás débiles dentro de las burbujas que fuera, donde no tienen que atravesar por efectotúnel una barrera de energía. Esa diferencia proporciona un mecanismo para la bariogénesis.Podría establecerse una asimetría de los antiquarks levógiros en la fase sin masa.Los esfalerones intentarían borrar la asimetría, pero así cambiarían el número bariónicototal, creando una asimetría bariónica. Los bariones se difundirían dentro de las burbujasque llenan el universo. Por desgracia, en el marco del modelo estándar de la física departículas las burbujas sólo se forman si ciertas partículas son más bien ligeras: recientesexperimentos realizados en aceleradores de partículas han probado que no son tanlivianas como se necesitaría.Supersimetría¿Qué nueva física nos ayudaría?Una de las ideas mejor motivadas,la supersimetría, o SUSY, nació en1970 en el Instituto Lebedev; la trajeronal mundo Yuri Golfand y suscolaboradores. La supersimetría extiendelas simetrías que caracterizanlas familias de partículas del modeloestándar y establece que, para cadaclase conocida de partícula que tengaun cuanto de espín, es el caso delos quarks y los leptones, existe unasupercompañera de espín nulo. Nose han descubierto aún tales partículas;por tanto, se cree que tienenmasas grandes, más allá de nuestracapacidad de detección. Pero SUSYlogra explicar —en realidad se inventópara explicarlo— otro de losmisteriosos números pequeños delmodelo estándar, la masa de la partículaHiggs.Las nuevas partículas predichaspor la supersimetría aumentan laintensidad de la transición de faseINVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005 55

electrodébil al elevar la barrera delesfalerón y salvar de los estragos delos esfalerones no suprimidos a losbariones que se hallan en las burbujas.SUSY proporciona nuevas fuentesde violación de CP, más intensasque los procesos demasiado débilesdel modelo estándar. Pero esta propiedadse ha convertido en el talónde Aquiles del modelo. Los mismosprocesos que violan la simetría CPcrean momentos dipolares eléctricosde quarks, electrones, neutrones ynúcleos atómicos bastante grandes.Esos momentos deben cumplir lasrestricciones impuestas por los experimentos,que sólo miden suslímites superiores. Por un tiempo,se pudo imaginar que las fuentessupersimétricas de violación de CPse conjugasen de modo que crearanuna asimetría bariónica grande yal mismo tiempo diesen momentosdipolares eléctricos pequeños. Conel tiempo, la acumulación de datosexperimentales ha ido, sin embargo,quitando verosimilitud a estasexpectativas.La mayoría de los expertos considerahoy que la versión mínima dela bariogénesis electrodébil basada enla supersimetría está muerta o, por lomenos, es muy improbable. Cabríaresucitarla complicando el modelomínimo con partículas e interaccionesextra. Quizá se descubran talesacciónde los esfaleronesleptones bariones leptones bariones10. LA LEPTOGENESIS, la creación de las partículas ligeras conocidas como leptones,es una de las vías posibles para la creación de la materia. Si hay una asimetría entreciertos leptones y sus antipartículas, los procesos esfalerónicos pueden convertir laasimetría leptónica en una asimetría bariónica. La interacción esfalerónica vendría a sercomo abrir una válvula que igualase la asimetría leptónica y la bariónica. Los estudiosrelativos a los neutrinos, los leptones más fantasmagóricos, han aportado pruebas deque tienen masa, lo que ha alimentando el interés en la leptogénesis en cuanto clave dela bariogénesis. En tal caso, los objetos de mayor masa del universo se habrían originadogracias a las partículas más etéreas que se conocen.añadidos cuando entre en funcionamientoen 2007 el que será el mayoracelerador de partículas del mundo,el Gran Colisionador de Hadronesdel Laboratorio Europeo de Físicade Partículas, el CERN, en Ginebra.Hasta entonces, esas versiones adornadasde la teoría permanecerán enel reino de la especulación.LeptogénesisTras la agonía de la bariogénesiselectrodébil, otra idea ha venido aocupar su puesto: la bariogénesisvía leptogénesis. Aunque la teoríaelectrodébil no puede satisfacerfácilmente con bariones las trescondiciones de Sajarov, no resultadifícil adaptar el argumento paracrear una asimetría de otras clasesde partículas, en concreto la de losleptones, que incluye electrones,muones, partículas tau y neutrinos.Se puede establecer una asimetríaentre neutrinos y antineutrinos. Peroestamos constituidos por bariones,no por fantasmagóricos neutrinos;¿de qué le sirve esa asimetría neutrínicaa la bariogénesis?De nuevo el proceso del esfalerónofrece un instrumento para pensaracerca de la asimetría. Recordemosque en los esfalerones participan tantoleptones como quarks. Por estarazón, es casi imposible crear unaasimetría leptónica a altas temperaturassin que se convierta, al menosparcialmente, en una asimetría bariónica.Poner en marcha las interaccionesesfalerónicas es abrir una válvulaque iguala las asimetrías leptónicay bariónica.La leptogénesis se apoya en ladesintegración de los neutrinos pesados,partículas hipotéticas cuyaexistencia se requiere para explicarpor qué los ligeros neutrinos del modeloestándar apenas tienen masa.La carencia absoluta de carga eléctricay casi completa de masa de losneutrinos del modelo estándar losvuelve fantasmagóricos. Aunque enel universo abundan casi tanto comolos fotones, muy rara vez interaccionancon otras partículas. Ha costadoestudiar si tienen masa y hasta quépunto es pequeña. Se han usado todaclase de ingeniosas técnicas para observarlos neutrinos del Sol, de lasinteracciones de los rayos cósmicoscon la atmósfera de la Tierra y delos reactores nucleares. Cada vez haymás pruebas de que los neutrinostienen masas no nulas. Este hallazgoalimenta el interés en la leptogénesisen cuanto clave de la bariogénesis.Por desgracia, no está claro quela leptogénesis pueda comprobarsedirectamente. Que las masas conocidasde los neutrinos cumplanlos requisitos de la leptogénesis daesperanzas, pero dista de ser unaprueba. Podemos esperar que lafutura observación de raras desintegraciones—la del pesado muon,por ejemplo, en un electrón y unfotón— proporcionará más pruebascircunstanciales de la leptogénesis.Quizá sólo podamos esperar signosque apunten hacia la leptogénesisy nunca tengamos una verdaderaprueba.De cuerdas e ideas postergadasEn nuestro empeño por entender lanaturaleza del universo, los teóricos amenudo debemos admitir que nos hemosintroducido en un callejón quizásin salida, que hemos dado con unapregunta a la que nunca podremoscontestar de manera satisfactoria. Laesperanza de muchos cosmólogos deresolver tales cuestiones radica en labúsqueda de una teoría fundamentalque haga predicciones universales, delas que se deducirían sin ambigüedadeslas respuestas de las cuestionesmenores.EMMA SKURNICK/American Scientist56 INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005

Los desarrollos recientes en unateoría fundamental, la teoría de cuerdas,nos hace sospechar que nuestraspreguntas sobre números pequeñoscuenten con una multitud de respuestas,no con una sola, inequívoca, oque haya una plétora de teorías quese apliquen en regiones diferentesdel universo, regiones que, a efectosprácticos, se podrían consideraruniversos separados, ya que no secomunicarían entre sí. No tendríamosmanera, a priori, de predecir qué fasede la teoría se aplica en la regiónque nos ha tocado.Sin embargo, sólo algunas de lasfases disponibles en la teoría decuerdas son compatibles con nuestraexistencia, ya que otras predicenuniversos con condiciones hostiles aldesarrollo de vida. Algunos querríanrestringir la atención a las fases dela teoría de cuerdas compatibles connuestra propia existencia. Muchosconsideran este “principio antrópico”una renuncia a hacer ciencia deverdad. Su reaparición en la teoría decuerdas ha polarizado a los físicosteóricos.La existencia humana restringe muchosde los parámetros de las leyesque gobiernan la física que conocemos.Estas leyes deben definirse demanera que se ajusten a lo que observamos,un universo que contienevida. La asimetría bariónica, ¿es antrópicamentedependiente? Es decir,¿qué sacaríamos de buscar sólo valorescompatibles con nuestra propiaexistencia? Se ha argumentado quevalores comprendidos entre 10 –4 y10 –11 cumplen esa condición: permitiríanque hubiese estrellas y galaxias(lo que no sería posible si escaseasedemasiado la materia), e impediríanque la producción de helio superarala de hidrógeno (como sucedería sila asimetría fuese demasiado grande),en cuyo caso no habría agua y lasestrellas se consumirían antes de quela temperatura del universo llegara aser la adecuada para la vida. Debidoa que estas limitaciones dejan unintervalo bastante grande de posiblesvalores, los argumentos antrópicosno afectan demasiado a la teoría, asíque podemos dejar de lado el debateantrópico y seguir buscando unaexplicación dinámica y deterministadel origen de la materia.Tendría su gracia que la teoría másen boga hoy, la leptogénesis, fuesecierta. Significaría que los objetos demayor masa del universo tendrían suorigen en las partículas más etéreasque conocemos, los neutrinos. Pormi parte, aún pongo esperanzas enla idea postergada, la bariogénesiselectrodébil supersimétrica. Puedeque todavía haya atajos que no sehayan visto y maneras de satisfacerlas limitaciones experimentales impuestasa la teoría, y quizá se puedacomprobarla con más detalle cuandoel Gran Colisionador de Hadronesempiece a funcionar.FISICAha publicado sobre el tema, entreotros, los siguientes artículos:Identidad cuántica,de Peter PesicSeptiembre 2003Agujeros negros en condensadosde Bose-Einstein,de Carlos Barceló y Luis J. GarayFebrero 2004Borrado cuántico,de S. P. Walborn, M. O. TerraS. Padua y C. H. MonkenFebrero 2004Atomos del espacioy del tiempo,de Lee SmolinMarzo 2004El autorJames M. Cline es profesor de física en la Universidad McGill, en Montreal. Hatrabajado en varias áreas de la física de las partículas elementales, incluyendo susimplicaciones para la cosmología primitiva así como la presente expansión aceleradadel universo.©American Scientist Magazine.Bibliografía complementariaVIOLATION OF CP INVARIANCE, C ASYMMETRY, AND BARYON ASYMMETRY OF THE UNIVERSE.A. D. Sakharov en JETP Letters, vol. 5, págs. 24-27; 1967.CP-NONINVARIANCE AND BARYON ASYMMETRY OF THE UNIVERSE. V. A. Kuzmin en Journal ofExperimental and Theoretical Physics, vol. 12, págs. 228-230; 1970.ON THE ANOMALOUS ELECTROWEAK BARYON NUMBER NON-CONSERVATION IN THE EARLY UNIVERSE.V. A. Kuzmin, V. A. Rubakov y M. E. Shaposhnikov en Physics Letters B, vol. 155,págs. 36-42; 1985.SUPERSYMMETRIC ELECTROWEAK BARYOGENESIS IN THE WKB APPROXIMATION. J. M. Cline,M. Joyce y K. Kainulainen en Physics Letters B, vol. 417, págs. 79-96; 1998.ORIGIN OF THE MATTER-ANTIMATTER ASYMMETRY. M. Dine y A. Kusenko en Reviews ofModern Physics, vol. 76, págs. 1-30; 2004.Gases de Fermiatrapados ópticamente,de John E. Thomas y Michael E. GehmMarzo 2005Geometría no conmutativay espaciotiempo cuántico,de José L. Fernández BarbónMarzo 2005Condensados de Bose-Einsteiny microchips,de Jakob ReichelAbril 2005INVESTIGACIÓN Y CIENCIA, junio, 2005 57