Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (76 page)

Por tanto, fue preciso observar una serie de partículas que emitieran electrones en una interacción débil (por ejemplo, unas partículas que se debilitan por la emisión beta), para comprobar si los electrones escapaban en una determinada dirección. Para realizar este experimento, Li y Yang solicitaron la ayuda de una doctora en Física experimental, de la Universidad de Columbia: Chien-Shiung Wu.

La doctora hizo los preparativos para establecer las condiciones requeridas. Todos los átomos emisores de electrones deberían estar alineados en la misma dirección, si se quería detectar un sentido uniforme de emisión. Se hizo así por medio de un campo magnético, y se mantuvo el material a una temperatura cercana al cero absoluto.

Al cabo de cuarenta y ocho horas, el experimento dio su respuesta. Sin duda alguna, los electrones habían sido emitidos de forma asimétrica. La conservación de la paridad no se cumplía en las interacciones débiles. El «mesón theta» y el «mesón tau» eran una misma partícula y se desintegraban a veces con la paridad par y, en ocasiones, con la impar. Nuevos experimentadores confirmaron el fracaso de la paridad en este sentido. Los citados físicos, Li y Yang, recibieron el premio Nobel de Física en 1957.

Si la simetría falla en las interacciones débiles, quizá lo haga también en otras circunstancias. Al fin y al cabo, el Universo, como un todo, puede ser diestro o zurdo. Como alternativa, puede haber dos universos: uno, zurdo, y otro, diestro; uno, compuesto de materia, y otro, de antimateria.

Los físicos miran hoy con nuevo escepticismo las leyes de conservación en general. A semejanza de la paridad, cualquiera de ellas podría ser aplicada en ciertas condiciones y no en otras.

La paridad, después de su caída, fue combinada con la
conjugación de carga
, otra propiedad matemática asignada a las partículas subatómicas, que gobiernan su
status
como partícula o antipartícula, y se habló de las dos como
conservación CP
, una ley de conservación más profunda y más general que la de conservación de paridad
(P)
, o de sólo la conservación de la carga de conjugación
(C)
. (Esta clase de cosas no carece de precedentes. Como veremos en el capítulo siguiente, la ley de conservación de masas conduce a la más profunda y general ley de la
conservación de masa-energía
.)

Sin embargo, la conservación CP demostró ser también inadecuada. En 1964, dos físicos estadounidenses, Val Logsden Fitch y James Watson Cronin, mostraron que la conservación CP era, en raras ocasiones, también violada en interacciones débiles. El asunto de la dirección del tiempo
(T)
se añadió por lo tanto, y la gente habla ahora de
simetría CPT
. Por su trabajo, Fitch y Cronin compartieron el premio Nobel de Física de 1980.

¿Por qué debería haber cuatro campos diferentes, cuatro formas diferentes en las que interactuarían las partículas? Naturalmente, podría existir cualquier número, pero la urgencia de la simplicidad se halla profundamente engranada en el punto de vista científico. Si deben ser cuatro (o cualquier otro número), ¿no podría ser que todos constituyesen aspectos diferentes de un único campo, de una única interacción? Y si es así, la forma mejor de demostrarlo sería hallar alguna clase de relación matemática que las expresase todas, y que iluminase de este modo algunos aspectos de sus propiedades que, de otro modo, permanecerían oscuras. Por ejemplo, hace un centenar de años, Maxwell elaboró una serie de ecuaciones matemáticas que se adecuaban a las labores tanto de la electricidad como del magnetismo, y mostraron que constituían dos aspectos de un único fenómeno, al que ahora llamamos
campo electromagnético
. ¿No podríamos ahora llegar más lejos?

Einstein comenzó a trabajar en una
teoría unificada de campo
, en una época en que sólo eran conocidos los campos electromagnético y gravitatorio. Pasó décadas en esta tarea y fracasó; y mientras trabajaba, se descubrieron dos campos de corto alcance, y la tarea aún se convirtió en más ardua.

Sin embargo, a finales de los años 1960, el físico norteamericano Steven Weinberg y el físico británico-paquistaní, Abdus Salam, trabajando independientemente, imaginaron un tratamiento matemático que cubría tanto el campo electromagnético como el campo débil, y los dos juntos fueron denominados
campo electrodébil
. Este tratamiento fue luego elaborado por el físico norteamericano Sheldon Lee Glashow, que había sido compañero de clase de Weinberg en la escuela superior. La teoría hizo necesaria que tanto las interacciones electromagnéticas como las interacciones de partículas en que la carga eléctrica no se intercambiase. Algunas de las mismas, no conocidas previamente, se demostró que existían exactamente como se había predicho cuando se buscaban: una poderosa pieza de convicción en favor de la nueva teoría. Weinberg, Salam y Glashow compartieron todos el premio Nobel de Física de 1979.

La teoría electrodébil proporcionó detalles de cómo deberían ser las perdidas partículas de intercambio de la interacción débil (partículas que habían sido buscadas en vano durante medio siglo). No debería haber exactamente una partícula-W, sino tres partículas: una W
⁺
una W
^-
, algo etiquetado como Z
⁰
o, en otras palabras, una partícula positiva, otra negativa y una tercera neutra. Y lo que es más aún, algunas de las propiedades podrían especificarse si la teoría electrodébil era correcta. Deberían ser 80 veces más masivas que los protones, por ejemplo, una propiedad relacionada con que hubiese sido tan elusiva. Cuesta una enorme energía el llevarlas a la existencia y hacerlas detectables. Además, esas grandes masas conllevan el que la interacción débil sea de poco radio de acción, lo cual hace improbable que esas partículas se aproximasen mutuamente lo suficiente como para que la interacción tuviese lugar, lo cual se hallaría relacionado con el hecho de que la interacción débil fuese mucho más débil que la fuerte.

Sin embargo, en 1983 los físicos tenían a su disposición energías suficientemente elevadas para la tarea, y las tres partículas fueron al fin detectadas, y asimismo con la masa prevista. Esto logró que la teoría electrodébil acabase de encajar.

Mientras tanto, el mismo esquema matemático que parecía cubrir tanto el campo electromagnético como el campo débil, fue considerado por muchos físicos suficiente asimismo para el campo fuerte (con algunas complicaciones añadidas). Se han avanzado algunas formas de realizarlo así. Si la teoría electrodébil es una teoría unificada, cabría incluir el campo fuerte así como una
gran teoría unificada
, abreviada por lo general
GUTs
(porque hay más de una).

Si el campo fuerte ha de quedar bajo la sombrilla del GUT, se vería que deben existir el intercambio de partículas ultramasivas requerido más allá de los gluones, y no menos de doce de ellos. Dado que tienen mayor masa que los W y los Z, serían más difíciles de detectar, y no existen esperanzas de que se consiga en un plazo breve. Deben ser de un ámbito más corto que cualquier cosa que se haya considerado hasta ahora. El radio de acción de esas partículas de intercambio ultramasivas del campo fuerte es inferior a una trillonésima del diámetro del núcleo atómico.

Ahora bien, si esas partículas ultramasivas de intercambio existen, es posible que una de ellas pasase de un quark a otro dentro de un protón. Tal paso puede destruir a uno de los quarks, convirtiéndole en un leptón. Con uno de los quarks desaparecido, el protón se convertiría en un mesón, que llegado el momento podría descomponerse en un positrón.

Sin embargo, a fin de que el intercambio tuviese lugar, los quarks (que son partículas puntuales) deberían pasar lo suficientemente cerca una de otra para encontrarse dentro del radio de acción de esas partículas de intercambio ultramasivas. Por increíblemente pequeño que sea ese ámbito, incluso dentro de los próximos confines del protón, resulta improbable semejante aproximación.

En realidad, se ha calculado que la necesaria aproximación tendría lugar tan raramente que un protón quedaría destruido sólo después de 10
¹¹
años de existencia, de promedio. Esos numerosos años representan 600 millones de billones de veces la existencia total del Universo hasta este momento.

Como es natural, se trata de una vida
media
. Algunos protones podrían vivir mucho más que eso y hacerse aún más breves. Incluso si pudiesen estudiarse los suficientes protones, cierto número de tal desintegración de protón tendría lugar cada segundo. Por ejemplo, puede haber una desintegración de 3 mil millones de protones en los océanos de la Tierra cada segundo. (Esto parece muchísimo, pero es una cantidad del todo insignificante, naturalmente, en comparación con el número total de protones en el océano.)

Los físicos están ansiosos de detectar tales desintegraciones y de diferenciarlas con claridad de otros acontecimientos similares que puedan tener lugar en unos números muy superiores. Si puede detectarse la desintegración, constituiría una pieza poderosa de convicción en favor de los GUTs, pero, en el caso de las ondas gravitatorias, la detección requerida se halla en el mismo límite de lo posible, y puede llevar considerable tiempo establecer este asunto de un modo u otro.

Las teorías relacionadas con esas nuevas unificaciones pueden emplearse para elaborar los detalles de la gran explosión con la que comenzó el Universo. Al parecer, en el mismo comienzo, cuando el Universo había existido durante menos de una millonésima de billonésima de segundo, y era más tenue que un protón y tenía una temperatura de billones de billones de billones de grados, existía sólo un campo y sólo una clase de interacción de partículas. A medida que el Universo se expandió, y la temperatura disminuyó, los diferentes campos se «congelaron».

Así nos podemos imaginar la Tierra tan en extremo caliente, que no sería nada más que una esfera gaseosa con toda clases de átomos diferentes mezclándose desigualmente, por lo que cada porción del gas tendría las mismas propiedades que otra cualquiera. Sin embargo, a medida que el gas se enfrió, las diferentes sustancias se separarían, al principio como líquidos y, llegado el momento, constituirían una esfera de sustancias muy diferentes y que existirían por separado.

Sin embargo, hasta ahora la interacción gravitatoria ha demostrado ser intransigente. No parecía existir forma de incluirla bajo la sombrilla de la clase de matemáticas elaborada por Weinberg y los demás. La unificación que derrotó a Einstein hasta ahora ha derrotado asimismo a todos sus sucesores.

Incluso de antemano, los GUTs han producido algo en extremo interesante. Los físicos se han preguntado cómo el
big bang
daría origen a un Universo tan apelmazado como para tener galaxias y estrellas. ¿Por qué una cosa más simple que no se extendería en una vasta neblina de gases y polvo en todas direcciones? Y en ese mismo sentido, ¿por qué el Universo ha de poseer semejante densidad que no pueda estarse seguro de si es abierto o cerrado? Puede ser claramente abierto (curvado negativamente) o cerrado (curvado positivamente). Y en vez de eso es casi plano.

Un físico norteamericano, Alan Guth, en los años 1970, empleó los GUTs para razonar que, cuando la gran explosión tuvo lugar, se produjo un período inicial de una expansión en extremo rápida o inflación. En tal
universo inflacionario
, la temperatura descendió con tal rapidez que no hubo tiempo para que los diferentes campos se separasen o para que se formasen las diferentes partículas. Ha sido sólo mucho más tarde en el juego, cuando el Universo se hizo mucho más grande, cuando tuvo lugar la diferenciación. De ahí lo plano del Universo y también su apelmazamiento. El hecho de que los GUTs, una teoría desarrollada sólo a partir de las partículas, pueda llegar a explicar los dos enigmas que rodean el nacimiento del Universo, es una gran prueba a favor de que los GUTs estén en lo cierto.

En realidad, el Universo inflacionario no elimina todos los problemas, y los diferentes físicos han intentado remendarlo en diferentes formas para hacer que coincidan mejor las previsiones y la realidad. Pero estamos aún en los primeros días y existe la confianza considerable de que alguna versión de los GUTs y de la inflación llegue a funcionar.

Tal vez esto ocurrirá así cuando, finalmente, alguien elabore una forma de incluir la interacción gravitatoria en la teoría, y de ese modo la unificación logre al fin completarse.

Las ondas

Hasta ahora, he estado tratando casi enteramente de objetos materiales, desde los muy grandes, como las galaxias, a los muy pequeños, como los electrones. Sin embargo, existen importantes objetos inmateriales, y de los mismos el más largamente conocido y el más ricamente apreciado es la luz. Según la Biblia, las primeras palabras de Dios fueron «Haya luz», y el Sol y la Luna fueron creados primariamente para servir como tales fuentes de luz. «Y luzcan en el firmamento de los cielos, para alumbrar la tierra.»

Los estudiosos de la época antigua y medieval estaban por completo a oscuras acerca de la naturaleza de la luz. Especulaban acerca de que consistía de partículas emitidas por un objeto reluciente o tal vez por el mismo ojo. Los únicos hechos al respecto que fueron capaces de establecer consistieron en que la luz viaja en línea recta, que se refleja en un espejo con un ángulo igual a aquel con que el rayo choca con el espejo, y que un rayo de luz se inclina (se
refracta
) cuando pasa del aire al cristal, al agua o a cualquiera otra sustancia transparente.

Cuando la luz entra en un cristal, o en alguna otra sustancia transparente, de una forma oblicua —es decir, en un ángulo respecto de la vertical—, siempre se refracta en una dirección que forma un ángulo menor respecto de la vertical. La exacta relación entre el ángulo original y el ángulo reflejado fue elaborada por primera vez en 1621 por el físico neerlandés Willebrord Snell. No publicó sus hallazgos y el filósofo francés Rene Descartes descubrió la ley, independientemente, en 1637.

Los primeros experimentos importantes acerca de la naturaleza de la luz fueron llevados a cabo por Isaac Newton en 1666, como ya he mencionado en el capítulo 2. Permitió que un rayo de luz entrase en una habitación oscura a través de una grieta de las persianas, cayendo oblicuamente sobre una cara de un prisma de cristal triangular. El rayo se refracta cuando entra en el cristal y se refracta aún más en la misma dirección cuando sale por una segunda cara del prisma. (Las dos refracciones en la misma dirección se originan porque los dos lados del prisma se encuentran en ángulo en vez de en forma paralela, como sería el caso en una lámina ordinaria de cristal.) Newton atrapó el rayo emergente sobre una pantalla blanca para ver el efecto de la refracción reforzada. Descubrió que, en vez de formar una mancha de luz blanca, el rayo se extendía en una gama de colores: rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul y violeta, en este orden.