Antimateria

Beatriz Gato Rivera

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Introducción

La antimateria es uno de los aspectos mas fascinantes de la física de partículas. Cuando se lee o se escucha la palabra antimateria, ya sea en los medios, en el cine o en alguna novela, lo primero que se nos viene a la mente es “pero ¿qué es esto de la antimateria?”. De hecho, su mismo nombre evoca un algo reminiscente de la ciencia ficción. Este libro está concebido para contestar esta y otras muchas preguntas sobre la antimateria. Veremos que es el reverso de la materia, pero no el reverso tenebroso, como en la saga de La guerra de las galaxias. Nada más lejos de la realidad, pues estamos conviviendo continuamente con la antimateria, así como con los productos de su aniquilación contra la materia. Infinidad de partículas, tanto de materia como de antimateria, alcanzan la superficie terrestre incesantemente y en todas direcciones, provenientes de las capas altas de la atmósfera, en donde se producen como resultado del impacto de los rayos cósmicos con los núcleos atómicos de las moléculas allí presentes; algunas de estas partículas incluso penetran en nuestras casas y edificios atravesando todo lo que encuentran a su paso. Las mismas estrellas son una fuente importante de antimateria, pues esta se produce copiosamente en los hornos nucleares estelares, en la forma de antielectrones, los llamados positrones. Y sucede que la aniquilación de estos con los electrones del interior de las estrellas produce parte de la luz y del calor que emiten estas; en el caso del Sol, un 10% aproximadamente de la luz visible que nos alcanza proviene de las aniquilaciones electrón-positrón que ocurrieron en su interior varios cientos de miles de años atrás. Por otro lado, algunas sustancias radiactivas naturales que abundan en compuestos orgánicos, como el Potasio-40, emiten positrones, los cuales se aniquilan de inmediato con los electrones de su entorno. Esto hace que, por ejemplo, un plátano mediano emita 15 positrones cada 24 horas, aproximadamente, provenientes de los núcleos radiactivos de los átomos de Potasio-40. Por último, hay que destacar que la antimateria se usa ampliamente y desde hace bastantes años en nuestra sociedad: en medicina como ingrediente esencial de las técnicas de imagen PET, y en tecnología punta de materiales para toda una variedad de propósitos.

En el primer capítulo del libro haremos una breve descripción del conocimiento actual que tenemos sobre las partículas elementales, incluyendo los conceptos teóricos básicos en los que se fundamenta el modelo estándar de la física de partículas. En el segundo capítulo repasaremos los hitos principales sobre el descubrimiento de las partículas de antimateria, explicando las razones físicas que permiten crear estas partículas a partir de colisiones entre partículas de materia ordinaria. Nos detendremos, además, para describir en más detalle los rayos cósmicos y los aceleradores de partículas, que constituyen las fuentes principales de antimateria a las que tenemos acceso, aparte de algunas sustancias radiactivas naturales. En el tercer capítulo explicaremos algunos experimentos que se llevan a cabo en la actualidad en el CERN, cerca de Ginebra (Suiza), con el propósito de analizar la antimateria y compararla con la materia, principalmente las propiedades de los átomos de antihidrógeno versus los átomos de hidrógeno. También comentaremos otros experimentos con la misma finalidad que comenzarán en los próximos meses o años en el CERN, así como en el complejo FAIR, cerca de Darmstadt (Alemania). Después, en un cuarto capítulo bastante teórico, introduciremos el problema de la asimetría materia-antimateria del universo, y veremos que se reformula más apropiadamente como el problema de la bariogénesis primordial. Este constituye uno de los enigmas más sorprendentes de la física de partículas y de la cosmología. Finalmente, en el quinto y último capítulo nos centraremos en las aplicaciones médicas y tecnológicas de la antimateria, repasaremos su uso en los hospitales para realizar la tomografía por emisión de positrones, técnica más conocida como escáner PET, por sus siglas en inglés, y describiremos brevemente su empleo para multitud de investigaciones en el área de ciencia y tecnología de materiales. Asimismo, explicaremos por qué es inviable utilizar la aniquilación materia-antimateria como fuente de energía para abastecer nuestras casas y ciudades y cubrir así las necesidades más básicas de nuestra sociedad; y esto a pesar de que dicha aniquilación resulta ser el proceso más energético que existe en el universo (mil veces más eficiente que la energía nuclear).

Bienvenidos sean, pues, todos los lectores a embarcarse en la aventura que supone este librito, este viaje al mundo de la antimateria. Pero antes de comenzar, vamos a exponer el significado de algunos términos y conceptos que se repiten a lo largo del texto. A continuación, explicaremos lo que es la velocidad límite c, seguiremos con los términos ión e isótopo, después describiremos las potencias de 10 y finalmente veremos las unidades de masa, energía, tiempo y distancia que se usan en física de partículas, o física de altas energías, como también se la conoce.

Velocidad límite c

La velocidad límite c es la máxima velocidad con la que un cuerpo puede acercarse o alejarse de otro, y su valor es 299.792 km/s. Además, los cuerpos carentes de masa se mueven, de hecho, a esta velocidad a través del vacío, donde no se encuentran con otros cuerpos con los que interaccionar. Este resultado tan asombroso se deduce de la teoría de la relatividad especial, que Albert Einstein formuló en 1905, e incluye también a las partículas subatómicas, por lo cual no es posible acelerarlas, por mucha energía que se les proporcione, para lograr que superen esta velocidad c. A esta se le suele denominar velocidad de la luz por razones históricas, ya que coincide con la velocidad de las ondas electromagnéticas cuando estas se propagan por el vacío. La razón de este comportamiento se debe a que los cuantos de estas ondas, los paquetitos que las constituyen, son las partículas que llamamos fotones, y estos no tienen masa. En contraposición, cuando los fotones, o equivalentemente las ondas electromagnéticas, se propagan a través de un medio material, su velocidad puede ser mucho menor, incluso nula en los medios opacos que los absorben, lo cual depende de las características del material y también de la frecuencia de las ondas. Por ejemplo, una pared ordinaria es opaca para las frecuencias electromagnéticas de la luz visible, pero no para las frecuencias correspondientes a la radio, la TV, los teléfonos móviles, etc., por lo cual estas ondas atraviesan la pared sin mayor dificultad.

Iones

Los átomos se componen de un núcleo central, formado por protones y neutrones, y una corteza externa formada por electrones, en igual número que los protones. En condiciones normales los átomos son neutros, es decir, no tienen carga eléctrica, pues las cargas positivas de los protones (+1 por protón) se compensan con las cargas negativas de los electrones (-1 por electrón). Sin embargo, por diferentes causas los átomos pueden ganar o perder electrones. Por ejemplo, una partícula muy energética proveniente del exterior puede chocar contra un electrón de un átomo y arrancarlo de su órbita, lo cual sucede muy a menudo en nuestra atmósfera. En estas circunstancias los átomos dejan de ser eléctricamente neutros y se les denomina átomos ionizados o iones. Si el ión tiene exceso de electrones, se trata de un ión negativo, y en caso contrario es un ión positivo.

Isótopos

Los átomos de cada elemento químico, o simplemente elemento, se caracterizan por tener un número determinado de protones en el núcleo. Este es el llamado número atómico, en el cual se basa la clasificación de los elementos que da forma a la tabla periódica. Sin embargo, el número de neutrones de un elemento dado es variable, y caracteriza los diferentes isótopos del elemento que se trate. Por ejemplo, el hidrógeno es el elemento más simple y ligero, pues tiene un solo protón en el núcleo, pero puede tener cero, uno o dos neutrones en su estado natural. Así que existen tres isótopos del hidrógeno en la naturaleza (y otros que se han sintetizado en laboratorios). El más abundante, el hidrógeno ordinario 1H, no cuenta con ningún neutrón en el núcleo; el siguiente isótopo en abundancia, el deuterio 2H, tiene un neutrón y el tercer isótopo, el tritio 3H, tiene dos neutrones y es radiactivo, con un periodo de semidesintegración de 12,3 años (el tiempo que tarda en desintegrarse la mitad de una cantidad cualquiera de este isótopo). El numerito en la parte superior izquierda del símbolo del elemento indica el número másico del isótopo, que es el número de protones más el número de neutrones. El siguiente elemento, el helio, cuenta con dos protones en el núcleo. Tiene varios isótopos, pero solo dos de ellos son estables: el Helio-3, 3He, que es el más ligero, y el Helio-4, 4He, que es el helio ordinario, mucho más abundante que el anterior.

Potencias de 10

Las potencias de 10, que escribimos como 10N, tienen un significado muy sencillo. Si la potencia N es un número positivo, este indica el número de ceros que hay que añadir detrás del 1. Por ejemplo, mil se expresa como 103 = 1.000, un millón como 106, 1.000 millones como 109 y un billón como 1012. En cambio, si la potencia es negativa, que podemos escribir como 10-N, siendo N un número positivo, los N ceros van delante del 1, ocupando este la N-sima posición decimal. Así, tenemos que una milésima se expresa como 10-3 = 0,001, una millonésima (también llamada micra) como 10-6, una mil millonésima como 10-9 y una billonésima como 10-12.

Unidades de masa y energía

Las unidades de masa y energía que se usan en física de partículas son las mismas, ya que ambas son equivalentes a través de la relación E = m c2. Estas unidades se basan en el electronvoltio, eV, que es la energía que adquiere un electrón cuando se encuentra en un campo eléctrico con una diferencia de potencial de un voltio. Esta energía es muy pequeña, por lo cual se usan múltiplos del eV, como el megaelectronvoltio, 1 MeV = 106 eV; el gigaelectronvoltio, 1 GeV = 109 eV; y el teraelectronvoltio, 1 TeV = 1012 eV. La masa de un electrón es de 0,5 MeV, mientras que la masa de un protón o un neutrón es casi de 1 GeV = 103 MeV, por lo cual los protones y los neutrones son unas 2.000 veces más masivos que los electrones. La equivalencia, en kilogramos, de una masa de 1 MeV / c2 es de 1,78 x 10-30 kg.

Tiempos y distancias

A la inversa de lo que sucede con las energías, en la física de partículas las distancias y los tiempos son muy pequeños en los procesos y reacciones entre las mismas. Así, para los tiempos se usa: el microsegundo, 1 ms = 10-6 s; el nanosegundo, 1 ns = 10-9 s; el picosegundo, 1 ps = 10-12 s; el femtosegundo 1 fs = 10-15 s, etc. Análogamente, para las distancias se usa: el micrómetro, 1 mm = 10-6 m; el nanómetro, 1 nm = 10-9 m; el picómetro, 1 pm = 10-12 m; el femtómetro 1 fm = 10-15 m, etc.

CAPÍTULO 1

Materia versus antimateria

La antimateria puede considerarse como el reverso de la materia. En un sentido amplio, es análoga a la imagen especular de esta, es decir, a la imagen que se observa en un espejo. Como todos sabemos por experiencia propia, cuando nos miramos en un espejo, el rostro que vemos no es nuestro rostro, sino que tiene intercambiados los lados derecho e izquierdo. De manera similar, las partículas de antimateria tienen sus propiedades opuestas con respecto a las partículas de materia. Esto se refiere a todas las propiedades que admiten valores opuestos, como la carga eléctrica, pero también existen propiedades que no admiten valores opuestos, como la masa, y estas son idénticas para las partículas y sus antipartículas. Por ejemplo, el electrón y su antipartícula, el positrón, tienen la misma masa y valores opuestos de la carga eléctrica: -1 para el electrón y +1 para el positrón. Se da la curiosa circunstancia de que esta es la única antipartícula con nombre propio, el cual se le asignó al ser descubierta en 1932; las demás antipartículas se denominan como las partículas ordinarias, pero anteponiendo el prefijo anti. Sin embargo, no es totalmente cierto que las partículas y sus antipartículas tengan idénticas propiedades, aunque opuestas en su mayoría, ya que se han detectado diferencias minúsculas entre algunos tipos de partículas y sus antipartículas, como veremos más adelante. En este capítulo vamos a introducir unas nociones básicas sobre qué es la materia y qué la antimateria, y también explicaremos con cierto detalle cuáles son las fuerzas e interacciones que experimentan estas.

Como ya adelantara el filósofo Demócrito (460 a. C.-370 a. C.) en la Grecia clásica, todo el mundo material en el que estamos inmersos, y que forma nuestros cuerpos, está constituido por átomos. Estos se unen para formar moléculas, cristales y otras estructuras que conforman todos los sólidos, los líquidos y los gases que percibimos. Sin embargo, a diferencia del modelo atómico de Demócrito, en el que estos corpúsculos eran elementales, inmutables e indivisibles, los átomos presentan una estructura, pues constan de un núcleo y una corteza, y pueden romperse y dividirse en las partículas subatómicas que los constituyen. Estas son protones y neutrones en los núcleos atómicos y electrones en las cortezas, orbitando los núcleos debido a la atracción eléctrica entre sus cargas negativas y las cargas positivas de los protones.

Además, resulta que los protones y los neutrones tampoco son elementales, sino que a su vez están compuestos por unas partículas que creemos elementales: los quarks. Existen seis tipos de quarks, aunque solo dos de ellos forman parte de la constitución de los protones y neutrones. Se llaman quarks u y d, de up y down (‘arriba’ y ‘abajo’ en inglés). El protón p está compuesto por dos quarks u y un quark d, mientras que el neutrón n está constituido por un quark u y dos quarks d:

p = (u, u, d), n = (u, d, d)

El electrón e- también parece ser elemental. Vemos, pues, que la física de partículas no es capaz de detectar ninguna estructura, ni en los quarks ni en los electrones, en el presente; pero podría suceder que tales estructuras existiesen y se detectaran en experimentos futuros. En tal caso estas partículas dejarían de considerarse elementales.

Por su parte, los átomos de antimateria están constituidos por las antipartículas de los átomos de materia; es decir, por antiprotones, antineutrones y positrones. La carga eléctrica de los núcleos atómicos es ahora negativa, pues los antiprotones tienen la carga eléctrica opuesta a la de los protones, y orbitando estos se encuentran los positrones e+, con carga eléctrica positiva opuesta a la de los electrones. Los antiprotones y antineutrones están compuestos por los antiquarks ū y de manera análoga a la composición de protones y neutrones:

=(ū,ū, ), =(ū, , ),

en donde la barra sobre el nombre de las partículas indica que se trata de antipartículas.

Figura 1

Esquema de un átomo de Helio-4 y un átomo de Antihelio-4.

En la figura vemos un esquema del átomo de 4He, el isótopo más abundante del helio, y de su homólogo de antimateria, el átomo de antihelio . No están a escala, pues la distancia entre las cortezas atómicas y los núcleos es en realidad unas 100.000 veces el tamaño de estos. El núcleo del átomo de 4He, formado por dos protones y dos neutrones, resulta ser una configuración muy estable (difícil de romper). Se denomina partícula a (alfa) porque los rayos del mismo nombre, descubiertos a finales del siglo XIX en la radiactividad natural, consisten precisamente en estas partículas al ser emitidas por núcleos inestables muy masivos. De manera similar, el núcleo del átomo de antihelio , formado por dos antiprotones y dos antineutrones, igualmente estable, se llama partícula (antialfa). Ahora bien, a diferencia de las partículas a, muy abundantes en la naturaleza y en el universo desde sus comienzos, las antipartículas nunca se han detectado en la naturaleza, ni siquiera en los rayos cósmicos, como veremos en el próximo capítulo.

Quizás lo más distintivo de la antimateria, que muchos lectores conocen, es que al entrar en contacto con la materia se aniquilan la una a la otra, y se produce así una gran cantidad de radiación. Efectivamente, si se pudiera almacenar una cantidad suficiente de antimateria, incluso bastante pequeña en comparación con la cantidad de combustible presente en las armas nucleares, se podría construir una bomba con una energía unas mil veces superior a la proporcionada por la fusión nuclear de una masa equivalente. Baste con decir que un solo gramo de antimateria produciría, al entrar en contacto con la materia, una deflagración equivalente a más de dos veces la bomba atómica que asoló Hiroshima en 1945. Por fortuna, esta empresa no es nada fácil, al menos en la actualidad.

Al aniquilarse la materia con la antimateria, lo que sucede, para describirlo de manera sencilla, es que cada partícula individual de materia se aniquila con su correspondiente antipartícula, dando como resultado principalmente fotones, siendo estos los paquetes, o cuantos, más pequeños que constituyen la radiación electromagnética. Así pues, al entrar en contacto un átomo con un antiátomo cada electrón e- se aniquila con un positrón e+, cada quark u se aniquila con un antiquark ū y cada quark d se aniquila con un antiquark , por lo cual cada protón se aniquila con un antiprotón y cada neutrón se aniquila con un antineutrón.

Esta es una buena descripción cuando los encuentros entre las partículas y sus antipartículas tienen lugar a velocidades pequeñas, pero la realidad es más compleja cuando las partículas colisionan a grandes velocidades, cercanas a la velocidad límite c, pues la energía de la colisión se invierte en crear otras partículas. En el capítulo 2 revisaremos en detalle lo que sucede en los procesos de colisión entre partículas, tanto si son de materia como de antimateria, y por qué se crean nuevas partículas diferentes de las que colisionan.

Hasta ahora solo hemos mencionado las partículas elementales que forman los átomos: los quarks u y d en los núcleos y los electrones e- en la corteza. Pues bien, resulta que existen muchas otras partículas elementales que se consideran de materia aunque no forman parte de la composición de los átomos. Esta circunstancia creó cierta crisis filosófica al descubrir Carl Anderson en 1936 la primera de estas partículas, el muón μ-, en los rayos cósmicos, partícula 200 veces más masiva que el electrón, pero por lo demás idéntica a este. El problema es que no se le veía ningún sentido a su existencia. Tanto es así que la frase “Who ordered the muon?” (‘¿Quién ha encargado el muón?’) se hizo muy popular entre los físicos.

Aparte del muón μ-, las otras partículas a las que nos referimos son: la partícula tau τ-, que también tiene idénticas propiedades a los electrones y muones pero con mayor masa que estos; tres tipos de neutrinos: νe, νμ y ντ, partículas misteriosas en más de un sentido, sin carga eléctrica y que apenas tienen masa; y los quarks de tipo c (charm), s (strange), t (top) y b (bottom). Todas estas partículas tienen antipartículas. Por ejemplo, los leptones μ+ y τ+ son las antipartículas de los leptones μ- y τ-, en donde el término leptón denota a las partículas elementales de materia que no tienen carga fuerte (solo los quarks la tienen).

Sin embargo, sucede que, a excepción de los neutrinos, estas otras partículas de materia y sus antipartículas se desintegran rápidamente (las más longevas solo viven millonésimas de segundo). Esto es debido a su propia naturaleza; es decir, sin ayuda de perturbaciones o colisiones provenientes del medioambiente, por lo cual se dice que estas partículas son inestables, y su fugaz existencia se debe a que son creadas al colisionar unas partículas contra otras.

También existen partículas elementales que no se consideran de materia, y son las responsables de las fuerzas, es decir, de las interacciones, entre las partículas de materia. Estas interacciones son de cuatro tipos: electromagnéticas, nucleares fuertes, nucleares débiles y gravitatorias. En el próximo apartado explicaremos en detalle las propiedades de estas partículas mediadoras de las fuerzas; pero ya adelantamos que las interacciones electromagnéticas consisten en un intercambio de fotones entre partículas que tienen carga eléctrica, mientras que las interacciones fuertes se deben a un intercambio de los llamados gluones entre partículas que tienen carga fuerte (denominada color), y los bosones W+, W- y Z0, partículas altamente inestables, son los mediadores de las interacciones débiles, responsables de muchas desintegraciones. Todas estas partículas tienen también antipartículas. De hecho, los bosones W+ y W- son antipartículas los unos de los otros y, curiosamente, los fotones y los bosones Z0 son antipartículas de sí mismos. En cuanto a la gravitación, en la física de partículas se supone que viene mediada por el intercambio de los llamados gravitones, pero la constatación experimental de su existencia queda totalmente fuera de nuestro alcance en la actualidad.

Por último, tenemos el bosón de Higgs H que, propiamente, ni se considera materia ni es mediador de fuerza alguna, por lo que constituye una categoría por sí mismo. Es, además, su propia antipartícula.

Propiedades de las partículas elementales

Las propiedades principales de las partículas elementales son: el espín, la helicidad, la carga eléctrica, la carga fuerte, la carga débil, el número leptónico, el número bariónico y la masa. Dos de estas propiedades, el espín y la masa, no admiten valores opuestos, por lo que son idénticas para las partículas y sus antipartículas, pero las demás propiedades sí pueden tomar valores opuestos y son las que diferencian las partículas de sus antipartículas, como decíamos al comienzo de este capítulo. En los párrafos que siguen vamos a hacer un repaso a estas propiedades, exceptuando el número leptónico y el número bariónico, de los que nos ocuparemos en el capítulo 4.

Espín y helicidad

El espín es una propiedad cuántica similar al momento angular de la mecánica clásica y corresponde a una especie de rotación interna. Puede tomar valores enteros (en unidades apropiadas), como 0, 1, 2, en cuyo caso las partículas se denominan bosones; o puede tomar valores semienteros, como 1/2 o 3/2, en cuyo caso las partículas se denominan fermiones.

La helicidad es el sentido de rotación del espín, por lo que puede ser dextrógira (como las agujas del reloj) o levógira, tomando sentidos opuestos para las partículas y sus antipartículas. Esta propiedad puede parecer irrelevante a los lectores, que se preguntarán: ¿y qué más da que una partícula esté rotando en un sentido o en el otro? Sin embargo, como veremos más adelante, esta propiedad es crucial, ya que las interacciones débiles se manifiestan de manera diferente para las partículas de materia dependiendo de su helicidad.

El carácter bosónico o fermiónico de las partículas es un aspecto también crucial que tiene muchas implicaciones y determina el comportamiento colectivo de estas. En resumen, los fermiones idénticos nunca comparten su estado cuántico, resultado que se conoce como principio de exclusión de Pauli, mientras que los bosones idénticos, por el contrario, tienen la tendencia a agruparse compartiendo su estado cuántico.

Para apreciar la importancia del carácter fermiónico o bosónico de las partículas, hagamos notar que la estabilidad de los átomos, y su propia existencia tal como los conocemos, depende enteramente de la naturaleza fermiónica de los electrones. La razón es que en el universo rige, por así decirlo, la ley del mínimo esfuerzo o mínima energía. Por consiguiente, si los electrones pudieran agruparse compartiendo el mismo estado cuántico, todos los electrones en la corteza de los átomos, distribuidos en capas y orbitales con niveles de energía crecientes, caerían al orbital de energía más bajo, a la capa inferior. Los demás orbitales desaparecerían de facto, y con ellos la estructura electrónica actual de los átomos, la cual determina la práctica totalidad de las propiedades fisicoquímicas de los mismos, incluyendo la formación de moléculas, cristales y otras estructuras, y todas las reacciones químicas. En definitiva, si los electrones fuesen bosones, el universo material sería muy diferente al que conocemos, mucho más aburrido, sin apenas diversidad y, casi con total seguridad, incapaz de albergar vida.

Carga eléctrica

La carga eléctrica la tienen todas las partículas que experimentan las fuerzas electromagnéticas. Estas son todas las partículas de materia junto con sus antipartículas, a excepción de los neutrinos, así como los bosones W+ y W-. La carga eléctrica puede ser positiva o negativa, aunque la asignación de qué cargas se denominan positivas y cuáles negativas es pura convención, pues se le podía haber llamado positiva a la carga del electrón y negativa a la del protón. El dato relevante, como aprendimos todos en la escuela, es que las cargas con igual signo se repelen, mientras que las cargas con signos contrarios se atraen. Por consiguiente, las fuerzas electromagnéticas pueden ser atractivas o repulsivas y, como vimos antes, consisten en un intercambio de fotones. Al tener cargas eléctricas opuestas, las partículas y sus antipartículas se profesan una atracción fatal que a menudo les cuesta su propia existencia.

Para ayudar a la intuición es muy útil usar el concepto de campo (introducido por Michael Faraday a mediados del siglo XIX), según el cual las cargas eléctricas crean un campo electrostático a su alrededor, cuyos detalles pueden deducirse de la ley de Coulomb (1785), que describe la fuerza electrostática entre dos cargas. Este campo se convierte en magnético, además, si la carga se está moviendo con respecto al aparato de medida; es decir, respecto al observador. Las partículas que no tienen carga eléctrica no solo no crean campos electromagnéticos propios, sino que tampoco son sensibles a los campos electromagnéticos en los que están inmersos; y a la inversa, estas partículas son invisibles para los campos eléctricos y magnéticos a su alrededor, pues estos campos no las pueden detectar.

Carga fuerte

La carga fuerte o color la poseen todas las partículas sensibles a las fuerzas o interacciones fuertes, también conocidas como nucleares fuertes, pues su rango de acción es muy pequeño, y quedan confinadas dentro de los núcleos atómicos. Entre las partículas de materia, únicamente los quarks tienen estas cargas, las cuales dan lugar a fuerzas solo atractivas consistentes en un intercambio de gluones (el nombre gluón proviene de glue, ‘pegamento’ en inglés). A diferencia de la carga eléctrica, la carga fuerte viene en tres tipos diferentes, a los que se denomina colores en analogía con los tres colores primarios: rojo, verde y azul. Los antiquarks tienen anticolores, que son los colores opuestos: antirrojo, antiverde y antiazul. Curiosamente, también los gluones, mediadores de estas interacciones, tienen carga fuerte. Esta consiste en un par color-anticolor, por ejemplo azul-antiverde.

La función principal que realizan las fuerzas fuertes es la de mantener unidos a los quarks (y antiquarks), formando partículas compuestas que reciben el nombre de hadrones (del griego, ‘denso’); los protones y los neutrones son los más relevantes. Estos además reciben el apellido de bariones por estar formados por tres quarks, y cada uno de esos quarks tiene que venir en un color diferente para que la carga fuerte total sea neutra. Esto nos da una curiosa analogía con el hecho de que los tres colores primarios juntos dan como resultado el blanco. Los mesones, a su vez, son hadrones formados, curiosamente, por un quark y un antiquark con colores opuestos, y su tiempo de vida es muy corto (del orden de 10-8 s los más longevos). De estos mesones existe toda una variedad, pues los hay tanto con carga eléctrica, de los dos signos, como neutros. Los quarks también pueden venir en grupos de cuatro, cinco o seis, pero estos compuestos tienen probabilidades extremadamente bajas de formarse. En la figura podemos apreciar la estructura interna, simplificada, de unos pocos ejemplos de bariones (protones p, neutrones n y bariones lambda b), así como de antibariones (las antipartículas de los anteriores) y mesones (piones π+, kaones K0 y mesones B0 y ). En el próximo capítulo veremos que esta estructura es en realidad más compleja.

Figura 2

Algunos ejemplos de hadrones.

Una forma más residual de esta fuerza es la que mantiene unidos a los protones y neutrones, formando los núcleos atómicos, a pesar de que los protones sienten repulsión electrostática entre ellos al tener todos carga positiva. De este hecho se deduce que la fuerza fuerte debe ser mucho más intensa que la fuerza de repulsión electrostática entre los protones, pues es capaz de vencer a esta fuerza incluso en su forma residual. Un dato interesante es que los mediadores de esta fuerza fuerte residual no son gluones sino piones π, mesones compuestos por un quark y un antiquark de las mismas especies que forman los protones y antiprotones.

Carga débil

La carga débil la poseen todas las partículas sensibles a las fuerzas o interacciones débiles. Estas son de muy corto alcance, como las fuerzas fuertes, por lo que también se conocen como fuerzas nucleares débiles. Ahora bien, estas interacciones vienen en dos tipos muy diferenciados, dependiendo de si los bosones mediadores son los cargados, W+ y W-, o si se trata del bosón neutro Z0. Curiosamente, las interacciones o fuerzas mediadas por los bosones W+ y W- la sienten todas las partículas de materia con helicidad levógira, así como sus antipartículas con helicidad dextrógira, pero no la sienten las partículas de materia con helicidad dextrógira ni sus antipartículas con helicidad levógira. Hay que decir también que estas interacciones cambian la identidad de las partículas, así que no se describen en términos de atracción y repulsión entre ellas.

Las interacciones débiles mediadas por los bosones Z0, por su parte, las sienten casi todas las partículas de materia, sin importar su helicidad. La única excepción son los neutrinos dextrógiros y sus antipartículas, los antineutrinos levógiros. Pero no se sabe a ciencia cierta si estos neutrinos realmente existen, pues nunca se han detectado, y en el caso de que existieran serían prácticamente indetectables al no interaccionar con ninguna otra partícula (excepto a través de la gravitación, que es una interacción extremadamente débil, como veremos más adelante). Estas fuerzas débiles sí se pueden describir en términos de atracción y repulsión entre las partículas, pues no cambian su identidad; en este sentido son más intuitivas que las anteriores. Los propios bosones mediadores W+ y W- y Z0 son también sensibles a las fuerzas débiles, en analogía con el caso de los gluones, y lo mismo sucede con el bosón de Higgs.

Una faceta crucial de las interacciones débiles es que son responsables de las desintegraciones espontáneas de muchas partículas, como la llamada desintegración β (beta) del neutrón, en la cual se emite un electrón. Más adelante volveremos sobre esta cuestión. La fuerza débil merece esa denominación, pues es varios órdenes de magnitud menos intensa que las fuerzas electromagnéticas.

Masa

La masa es una propiedad polifacética de las partículas y de los cuerpos en general. Por una parte, dota a los cuerpos de su inercia, oponiéndose a los cambios en su estado de movimiento, ya sea que se muevan a velocidad constante o se encuentren en reposo. Tal como enuncia la segunda ley de la dinámica de Newton, F = m a, para que un cuerpo de masa m modifique su velocidad y adquiera una aceleración a, es necesario aplicar sobre el cuerpo una fuerza F proporcional a la masa m. Por lo tanto, si la masa de un objeto es pequeña, se necesitan fuerzas también pequeñas para moverlo, o para modificar su velocidad en el caso de que ya se esté moviendo. Y lo contrario si la masa del objeto es grande.

Por otra parte, la masa puede considerarse como energía extremadamente concentrada, como cristalizada, tal como nos enseñó Albert Einstein en 1905 con su ecuación de la conversión entre masa y energía en la teoría de la relatividad especial: E = m c2, en donde c es la velocidad límite. La energía de las armas nucleares se produce a través de esta conversión masa-energía, pues los productos finales de la fisión, o fusión, nuclear que se trate tienen una masa menor que los productos iniciales.

Finalmente, la masa también hace las veces de carga gravitatoria de las partículas y de los cuerpos en general, ya que crea un campo gravitatorio a su alrededor, de la misma manera que una carga eléctrica crea un campo electromagnético a su alrededor. La fuerza de la gravedad entre dos cuerpos viene descrita por la ley de la gravitación universal, que Isaac Newton publicó en 1687. Aunque esta ley fue superada en 1915 por la teoría de la gravitación de Albert Einstein, conocida como teoría de la relatividad general, en la práctica es muy precisa, por lo que se sigue usando ampliamente. Sin embargo, la teoría de Einstein es necesaria para que los dispositivos GPS puedan hacer sus cómputos con la mayor precisión. En comparación con las otras tres fuerzas, la gravitación aparece como extremadamente débil. En efecto, la relación entre su intensidad y la intensidad de la fuerza electrostática es de más de 30 órdenes de magnitud inferior, del orden de 10-35.

Una marcada diferencia entre estos dos tipos de fuerzas es que la gravitación es siempre atractiva y solo hay un tipo de masa, mientras que las fuerzas electromagnéticas pueden ser atractivas o repulsivas, debido a que existen dos tipos de cargas eléctricas opuestas. Otra diferencia, y de hecho bastante curiosa, entre las fuerzas electromagnéticas y las fuerzas gravitatorias es que, mientras las primeras se pueden apantallar (con una jaula de Faraday, por ejemplo) de manera que los campos electromagnéticos desaparecen de una región del espacio, las fuerzas gravitatorias no pueden apantallarse; es decir, los campos gravitatorios atraviesan todos los materiales. De hecho, la única manera de cancelar la gravedad, en el sentido de no notar sus efectos, es la caída libre en el campo gravitatorio que se trate, lo cual no deja de resultar paradójico.

Se da la circunstancia, además, de que todos los cuerpos en órbita estable alrededor de otro cuerpo mucho mayor están en caída libre en el campo gravitatorio de ese cuerpo, como ocurre con todos los satélites, ya sean naturales o artificiales (en este caso con los motores apagados). Por ejemplo, la Estación Espacial Internacional, que se encuentra a unos 400 km de altura, gira en órbita estable alrededor de la Tierra a la velocidad de 27.743 km/h, completando una vuelta cada 92 minutos. Al estar en caída libre en el campo gravitatorio terrestre, ni la tripulación ni ningún objeto en su interior notan la gravedad de la Tierra, de hecho ni siquiera notan que se mueven por el espacio exterior (lo ven a través de las ventanas, pero no lo sienten). De la misma manera, nosotros aquí en la Tierra no notamos que nos movemos alrededor del Sol, a pesar de que lo hacemos a una velocidad media de vértigo, nada menos que 106.200 km/h. No notamos en absoluto que nos movemos en el campo gravitatorio del Sol porque la Tierra gira en órbita estable a su alrededor, y en consecuencia se encuentra en caída libre en ese campo.

El modelo estándar

Las partículas elementales conocidas, junto con sus propiedades, constituyen la esencia del modelo estándar de la física de partículas, sólidamente asentado en el edificio de la teoría cuántica de campos, a su vez sustentado por los pilares de la física moderna: la mecánica cuántica y la relatividad especial. En efecto, para describir las partículas elementales, ya a mediados de los años veinte del siglo pasado los físicos se dieron cuenta de que necesitaban encontrar ecuaciones que aunaran la física de lo diminuto, la mecánica cuántica, con la descripción física de los procesos a grandes velocidades, la relatividad especial. Este cometido resultó ser bastante difícil, pero en 1928 Paul Dirac logró escribir la ecuación relativista que lleva su nombre, que describe al electrón y a cualquier otro fermión elemental de espín 1/2. Esta ecuación permitió predecir la existencia de la antimateria, por lo que volveremos a ella en el próximo capítulo, en donde haremos un repaso de los descubrimientos de las antipartículas.

Después de muchos cálculos tediosos con interminables dificultades, en los que participaron numerosos físicos, lo que se encontró, en resumen, es que la teoría que describe las partículas elementales y sus interacciones, a excepción de la gravitación, tiene como ingredientes fundamentales no partículas sino campos cuánticos que se extienden por todo el espacio y llenan todo el universo. Este es el caso tanto para las partículas de materia como para las partículas mediadoras de las interacciones, pues en esta teoría las partículas elementales, sin excepción, se reducen a perturbaciones, a paquetes de ondas de los campos cuánticos, de manera similar a cuando se producen ondas en la superficie de un estanque al lanzar una piedra. Para ser más precisos, existe un campo cuántico diferente para cada especie de partícula: el campo del fotón, el campo del electrón, el campo del muón, el campo del quark u, el campo del bosón de Higgs, etc., con la salvedad de que una partícula y su antipartícula comparten el mismo campo.

Un ingrediente crucial para obtener el modelo estándar a partir de la teoría cuántica de campos fueron las simetrías de las ecuaciones que describen las partículas. Por poner un ejemplo de lo que significa la simetría de una ecuación, vamos a imaginar que escribimos una que depende de la distancia que hay entre dos objetos sobre una mesa. La ecuación será la misma si trasladamos esa mesa de lugar sin mover los objetos colocados sobre su superficie. En este caso diremos que la traslación de la mesa es una simetría de la ecuación, pues esta permanece invariante al hacer esa traslación.

Ciertas simetrías del modelo estándar están asociadas a las interacciones entre las partículas. En el universo actual existe una simetría que se corresponde con las interacciones fuertes y otra simetría que está relacionada con el electromagnetismo. Sin embargo, al comienzo del universo también existía una simetría que se correspondía con las llamadas interacciones electrodébiles, resultado de la unificación de las interacciones débiles con las electromagnéticas. Esta simetría desapareció en las primeras 10.000 millonésimas de segundo (10-10s) después de la gran explosión que conocemos como Big Bang. El causante de este incidente fue el campo cuántico de Higgs a través del llamado mecanismo de Higgs, que generó masas para los bosones W+, W- y Z0, y también para todos los quarks y para los electrones, los muones y las partículas tau, generando idénticas masas para todas sus antipartículas.

La importancia del descubrimiento del bosón de Higgs en el CERN, en 2012, se debió a que confirmó la existencia del campo cuántico de Higgs y, por tanto, del mecanismo responsable de la generación de las masas de la mayor parte de las partículas elementales. Este descubrimiento fue el broche de oro que cerró una etapa en la física de partículas, en cuanto que la validez del modelo estándar quedó totalmente probada. Sin embargo, esto no significa que este modelo sea completamente satisfactorio. Desde el punto de vista teórico contiene demasiados parámetros, como las masas y la intensidad de las interacciones, que no pueden deducirse, por lo que sus valores solo los conocemos de manera experimental. Además, tampoco da cuenta de todos los fenómenos conocidos relacionados con la física de partículas, como la existencia de la materia oscura y de la, aún más enigmática, energía oscura; de hecho, ni siquiera describe las fuerzas gravitacionales. Más adelante volveremos a algunas de estas cuestiones.

Los fermiones elementales

Vamos a hacer ahora un repaso de las características principales que poseen las partículas elementales del modelo estándar, comenzando por los fermiones. Ocurre que todos los fermiones elementales que se conocen tienen espín 1/2 y son las partículas que se consideran materia. Un aspecto curioso y misterioso de estos fermiones es que se pueden clasificar en tres familias diferentes con propiedades idénticas excepto por las masas. Cada familia está formada por dos quarks y dos leptones, que como explicamos anteriormente son las partículas que no tienen carga fuerte. Uno de los leptones tiene carga eléctrica negativa y el otro no tiene carga eléctrica y se llama neutrino.

La primera familia de fermiones es la más ligera y sus componentes entran en la composición de los átomos, excepto el neutrino. Consiste en los quarks u y d (up y down), el electrón e- y el neutrino electrónico νe. Sus cargas eléctricas, tomando como unidad la carga del protón, son:

q(u) = 2/3, q(d) = -1/3, q(e-) = -1 y q (νe) = 0

Obsérvese que las cargas de los quarks son fracciones de la carga del protón. Las masas de los quarks, en relación con la masa del electrón me, vienen dadas aproximadamente por: mu = 4,6 me y md = 10 me, en donde me = 0,5 MeV.

La segunda familia de fermiones es más masiva que la anterior. Consiste en los quarks c y s (charm y strange), que poseen idénticas propiedades que los quarks u y d, respectivamente, más el muón μ- y el neutrino muónico νμ. El muón, por lo demás idéntico al electrón, es, sin embargo, 211 veces más masivo que este. Su vida media es de millonésimas de segundo: τμ =2,2 x 10-6 s.

La tercera familia de fermiones, la más masiva, consiste en los quarks t y b (top y bottom), la partícula tau τ- y el neutrino tauónico ντ. La partícula tau es unas 3.553 veces más masiva que el electrón y su vida media es 10 millones de veces más corta que la del muón: ττ = 2,9 x 10-13 s. Además, el quark top es la partícula elemental más masiva que existe, con sus 173 GeV, 346.000 veces más masivo que el electrón.

A estas tres familias de fermiones elementales hay que añadir las correspondientes tres familias de antifermiones, de masas y vidas medias iguales pero con todas las cargas opuestas. Por ejemplo, la primera de estas familias está constituida por los antiquarks ū y , el positrón e+ y el antineutrino electrónico . Sus cargas eléctricas son por tanto: q(ū)= –2/3, q()=1/3, q(e+)=1, y q()=0.

Las masas de los neutrinos de las tres familias no se conocen con exactitud, ni se sabe con precisión cuál es el mecanismo que las genera, aunque lo más probable es que en ese mecanismo esté involucrado el campo cuántico de Higgs. Sus valores se hallan acotados por un electronvoltio; es decir, mν≤ 1 eV para las tres familias. Así pues, los neutrinos son 500.000 veces más ligeros que los electrones, o incluso más ligeros. Una observación importante es que las tres especies de neutrinos se transforman las unas en las otras durante su propagación en vuelo libre, es decir, sin colisionar con ninguna partícula. Este fenómeno se conoce como oscilaciones de neutrinos, y debido a él se sabe que estas partículas tienen masa.

Los neutrinos tienen bien merecida la fama de ser partículas fantasmagóricas, pues apenas interaccionan con la materia ordinaria al carecer de carga eléctrica y de carga fuerte. Esto significa que los neutrinos son prácticamente invisibles para la materia que nos rodea y, a la inversa, la materia que nos rodea es prácticamente transparente para los neutrinos, por lo que estos pueden recorrer enormes distancias por el interior de medios materiales densos sin inmutarse. Debido a esta propiedad, no es necesario construir túneles para enviar neutrinos de un laboratorio a otro bajo tierra, por ejemplo en el CERN.

De hecho, cantidades ingentes de neutrinos están atravesando la Tierra (y a nosotros) continuamente provenientes de diversas fuentes, principalmente de las reacciones de fusión nuclear en el interior del Sol. Para ser precisos, el flujo de neutrinos solares que incide sobre la Tierra por cm2 y por segundo es de unos 70.000 millones, y además la exposición a estos neutrinos es la misma tanto si es de día como si es de noche, ya que atraviesan la Tierra sin apenas enterarse de que existe. A los neutrinos solares hay que añadir los provenientes de otras fuentes, como los creados por la radiactividad natural de la materia que nos rodea o los originados en reactores nucleares, así como los producidos por los rayos cósmicos al colisionar con moléculas de nuestra atmósfera (conocidos como neutrinos atmosféricos). También nos llegan neutrinos provenientes de otras fuentes más allá del Sistema Solar, como estrellas y otros procesos astrofísicos. Además, hay que destacar que nuestros cuerpos también emiten neutrinos, debido al isótopo radiactivo de potasio 40K, que forma parte de nuestros huesos, y que da lugar a unas 4.000 desintegraciones por segundo, emitiendo un neutrino en cada una de ellas.

Figura 3

Partículas elementales conocidas.

Los bosones elementales

Ahora vamos a examinar los bosones elementales del modelo estándar y sus características principales. Estos son muy diferentes de los fermiones elementales y no se distribuyen en familias. Los bosones elementales de espín 1 son las partículas mediadoras de las fuerzas electromagnéticas, fuertes y débiles. Por consiguiente, los fotones, los gluones y los bosones W+, W- y Z0 son todos ellos bosones de espín 1.

Los fotones, que se representan por la letra g (gamma), mediadores de las interacciones electromagnéticas, son unas partículas muy simples, pues no tienen ninguna carga ni masa, y son antipartículas de sí mismos. Al no tener masa se mueven a la velocidad límite c cuando se propagan por el vacío, no así cuando se propagan por un medio material, como explicamos en la Introducción. Otra consecuencia de que los fotones no tengan masa es que las fuerzas electromagnéticas son de largo alcance, al igual que sucede con la fuerza de la gravitación.

Los fotones son las partículas conocidas más abundantes en el universo junto con los neutrinos. En efecto, por cada protón se estima que hay miles de millones de fotones y un número ligeramente inferior de neutrinos. En las reacciones nucleares en el interior de las estrellas se crean grandes cantidades de estos dos tipos de partículas. Los neutrinos salen inmediatamente de la estrella, rozando la velocidad límite c, mientras que los fotones se quedan atascados dentro y necesitan cientos de miles de años para llegar a la superficie y poder salir en forma de luz (visible, infrarroja y ultravioleta, principalmente). Esto se debe a que, a diferencia de los neutrinos, los fotones interaccionan notablemente con las partículas cargadas que conforman la materia.

De forma análoga, multitud de fenómenos astrofísicos, especialmente los violentos, como las explosiones de supernovas y las explosiones de rayos gamma, liberan cantidades ingentes tanto de fotones como de neutrinos. Además, existe una radiación de fondo reliquia del Big Bang, tanto de fotones como de neutrinos, y estas radiaciones permean todo el espacio en todas direcciones por igual (salvo pequeñas anisotropías). La radiación de los neutrinos data de uno o dos segundos después de la gran explosión, mientras que la radiación de los fotones se liberó 380.000 años después, una vez se formaron los átomos. Vemos pues que los neutrinos son mucho más diligentes que los fotones dentro de las estrellas, y lo fueron también en el universo primitivo.

Los gluones, mediadores de las interacciones fuertes, son mucho más complejos que los fotones y, como estos, carecen de masa. Para comenzar hay ocho tipos diferentes de gluones, frente a un solo tipo de fotón, y además tienen carga fuerte, por lo cual interaccionan consigo mismos. Es como si jugando a la pelota (los jugadores serían dos quarks y la pelota un gluón que se intercambian) de esta surgieran de pronto pelotitas que fuesen a parar no solo a los jugadores sino también a la propia pelota, formando compuestos de pelotitas entrelazadas entre sí, que se llaman bolas de gluones. Por si esto fuera poca complicación, los gluones además producen el confinamiento de los quarks, dando como resultado que estos no se pueden separar de manera individual; es decir, no se pueden obtener quarks aislados sino que siempre vienen unidos a otros quarks, como vimos anteriormente. Esto se debe a que la intensidad de la fuerza fuerte aumenta con la distancia entre las partículas, al igual que la fuerza entre dos porciones de una goma elástica aumenta a medida que las vamos separando. Si los quarks están muy cerca unos de otros apenas notan ninguna atracción, pero si intentan alejarse de forma individual es cuando notan la fuerza que los atrae hacia los otros quarks.

Los bosones W+, W- y Z0, intermediarios de las interacciones débiles, son muy diferentes a los fotones y a los gluones. Son bastante masivos y sus tiempos de vida son tan cortos (del orden de 10-25 s) que solo recorren distancias muy pequeñas, de unos 10-18 m, antes de desintegrarse. Sus masas son: mW = 80,4 GeV y mZ = 91,2 GeV. Como explicamos antes, las interacciones débiles son responsables de la mayoría de las desintegraciones espontáneas de las partículas, y en particular de la desintegración b del neutrón, tanto dentro como fuera de los núcleos atómicos. Esta ocurre según el proceso: n → p + e– + , en el cual el neutrón se convierte en un protón, que permanece dentro del núcleo, emitiendo un electrón, que sale a gran velocidad, y un antineutrino electrónico.

Así visto, no está nada claro que las interacciones débiles intervengan en este canal de desintegración. Lo que sucede en realidad, mirando a más cortas distancias y a escalas de tiempo muy pequeñas, es que un quark d del neutrón emite un bosón W-, por lo cual se convierte en un quark u, dando como resultado que el neutrón se transforma en un protón. Este bosón W- a su vez se desintegra de inmediato, dando como productos el electrón e– y el antineutrino . Así pues, tal como vemos en el diagrama, la desintegración β del neutrón consta en realidad de dos fases: d → u + W – y W – → e– + , dando como resultado el proceso observado. En este tipo de diagramas (llamados diagramas de Feynman) el tiempo transcurre de izquierda a derecha, y curiosamente las flechas correspondientes a los antifermiones se dibujan siempre en sentido contrario a su movimiento, como si fuesen hacia atrás en el tiempo.

Figura 4

Desintegración beta del neutrón.

Las interacciones débiles son también responsables de los procesos de fusión nuclear que ocurren en las estrellas, en particular en nuestro Sol, así que tenemos que estar muy agradecidos a estas interacciones por la luz y el calor de nuestro astro rey.

Una propiedad muy peculiar y curiosa de las interacciones débiles es el hecho de que al emitir, o recibir, bosones W+ y W- las partículas cambian su identidad y se convierten en otras partículas diferentes. Por ejemplo, como acabamos de ver, en la desintegración β de los neutrones un quark d emite un bosón W-, convirtiéndose así en un quark u. Este fenómeno no ocurre con las otras interacciones, ni tampoco con el intercambio del bosón Z0.Veamos, cuando una partícula con carga eléctrica emite o recibe un fotón γ la partícula siente la atracción o repulsión que corresponda, pero sigue siendo la misma partícula, su identidad no varía. Lo mismo puede decirse de una partícula con carga fuerte o color, aunque con una sutileza, y es que en este caso la carga fuerte de la partícula sí cambia al emitir o recibir un gluón g. Es como si nuestras partículas fuesen bañistas jugando a la pelota en la playa. Si la pelota es un fotón los bañistas continúan jugando tal cual, pero si la pelota es un gluón les cambia el color del bañador cada vez que tiran la pelota o la recogen. Lo más extraordinario sucede cuando la pelota es uno de los bosones W+ y W-, pues en este caso ¡los bañistas se convierten en otros bañistas! Esta magia la explica la teoría cuántica de campos que describe a las partículas elementales, pues en este marco teórico la creación y aniquilación de partículas ocurre de manera sistemática.

Finalmente tenemos el bosón de Higgs, de espín 0. Solo experimenta las interacciones débiles y las gravitacionales, y su masa y vida media vienen dadas por: mH = 125 GeV y τH=1,56 × 10-22 s. Es, por tanto, una partícula increíblemente fugaz. Una puntualización importante sobre el mecanismo de Higgs es que contribuye a la masa de los átomos solo un poco más del 1%. El 99% restante proviene de la energía de las interacciones fuertes dentro de los núcleos atómicos debido a la equivalencia masa-energía dada por la fórmula E = m c2. Ahora bien, aunque el campo de Higgs contribuya un porcentaje tan pequeño a la masa de los átomos, y por tanto a la masa de la materia que nos rodea, este hecho es crucial, pues si el electrón no tuviera masa no existirían los átomos, ya que los electrones no se ligarían a los núcleos, y se moverían además a la velocidad límite c, con lo cual no existirían las moléculas, ni las estrellas, ni los planetas, ni nada material de lo que conocemos. El universo sería un lugar estéril, sin estructuras ni complejidad.

Más allá del modelo estándar

Como hemos destacado en la sección anterior, la gravitación no encaja dentro del modelo estándar, de hecho se ha revelado intratable en el marco teórico de la teoría cuántica de campos, por lo que se han desarrollado otras disciplinas para tratar la gravitación a muy pequeñas escalas. No obstante, dentro de la física de partículas lo más general es suponer que las interacciones gravitatorias consisten en el intercambio de un bosón de espín 2, una partícula hipotética que denominamos gravitón, de forma análoga a lo que sucede con las otras interacciones.

La teoría de cuerdas es en la actualidad el marco teórico más relevante, dentro de la física de partículas, que da cuenta de la gravitación y los gravitones, en el cual todas las partículas conocidas son entes de una dimensión, parecidas a cuerdecitas. Este marco integra el modelo estándar junto con la gravitación, aunque no está exento de polémica. Pero hay otros marcos teóricos, incluyendo varios muy rompedores, que tratan la gravitación no como una fuerza fundamental, sino como un fenómeno emergente de propiedades colectivas de la materia, como la entropía, la temperatura e incluso el entrelazamiento cuántico.

Por otro lado, la búsqueda de partículas elementales no ha terminado con el hallazgo del bosón de Higgs en el acelerador LHC del CERN. La búsqueda continúa en el LHC en la actualidad, y continuará en el futuro con aceleradores cada vez más potentes. Se encarga de varios frentes a la vez, pues el modelo estándar, a pesar de sus éxitos, tiene también muchos aspectos mejorables, como ya mencionamos. Así que se estudian teorías y modelos que van más allá de este. Como consecuencia, se buscan varios tipos de partículas que, por una razón u otra, se piensa que podrían existir. En primer lugar, se buscan más partículas de Higgs, pues en la mayoría de los modelos teóricos existen más campos de Higgs que el único del modelo estándar. Además, también se buscan afanosamente partículas supersimétricas, así como partículas de Kaluza-Klein y partículas de materia oscura, entre otras. Veamos en qué consisten estas partículas.

Para comenzar, si en la naturaleza existiera la propiedad que denominamos supersimetría, entonces el número de partículas elementales se doblaría, pues por cada partícula ordinaria que conocemos existiría una compañera con el carácter bosónico-fermiónico invertido. Estas hipotéticas compañeras de las partículas ordinarias se conocen como partículas supersimétricas.

Las partículas de Kaluza-Klein, por su parte, solo aparecerían si existiesen otras dimensiones del espacio además de las tres que conocemos. De hecho, serían las partículas ordinarias, pero moviéndose también a través de alguna de las dimensiones extra, lo que les conferiría una masa mayor al detectarlas. Por tanto, el descubrimiento de una partícula de Kaluza-Klein confirmaría la existencia de otras dimensiones.

La materia oscura es una propuesta para resolver varios problemas astrofísicos, como son la velocidad de rotación de las galaxias espirales y las lentes gravitatorias fantasmas. Ocurre que en el universo parece haber mucha más materia de la que se observa, y esta no emite radiación electromagnética alguna; al menos, que se pueda detectar. De hecho, se estima que el 85% del total de la materia del universo es materia oscura y el resto materia ordinaria, de la cual solo una quinta parte es realmente visible (estrellas) y el resto sería polvo y gas interestelar. La energía oscura, por su parte, que no hay que confundir con la materia oscura, es el causante desconocido de la aceleración de la expansión del universo, la cual fue descubierta en 1998. Un problema adicional es que esta energía contribuye un 68% a la energía total del universo, mientras que la materia oscura contribuye un 27%. Así pues, la materia ordinaria que conocemos contribuye solo un 15% a la materia total del universo y un mero 5% a la energía total del mismo. Del resto desconocemos casi todo.

Se han propuesto muchos candidatos para la materia oscura; entre otros, partículas supersimétricas, partículas de Kaluza-Klein y neutrinos, además de agujeros negros y varios cuerpos astronómicos que emiten radiaciones electromagnéticas muy tenues, como planetas y estrellas enanas marrones. En cuanto a la energía oscura, la propuesta más popular es la constante cosmológica, introducida por Einstein en sus ecuaciones de la relatividad general. En el contexto del multiverso la materia oscura podría no ser materia de nuestro universo, sino de universos paralelos cercanos a través de otras dimensiones del espacio, cuyos campos gravitatorios nos alcanzarían. En este mismo contexto, la energía oscura podría deberse a otros tipos de influencias de los universos paralelos sobre el nuestro. Sea como fuere, en la actualidad se intenta detectar materia oscura en varios experimentos, tanto en laboratorios de la superficie terrestre como en laboratorios instalados en el espacio exterior. Y a la vez se intenta descubrir estas partículas en el LHC del CERN, creándolas en los procesos de colisión. En cuanto a la energía oscura, es más que probable que no esté constituida por partículas de ningún tipo, por lo cual no se realizan búsquedas en este sentido.

CAPÍTULO 2

Descubriendo la antimateria

Durante el siglo XIX se realizaron muchos experimentos con la electricidad, y no solo por motivos científicos, sino también como entretenimiento, tanto en salones de las clases sociales altas como en escenarios varios del mundo del espectáculo. En 1874 George Stoney propuso que la electricidad venía en unidades elementales que no se podían separar de la materia, y en 1891, tras calcular su magnitud, propuso el término electrón para denominar esta unidad de electricidad. Sin embargo, unos pocos años después, en 1897, Joseph John Thomson descubrió que esas unidades de electricidad, los electrones, sí se podían separar de la materia; es decir, eran corpúsculos. Este hallazgo fue resultado de una serie de experimentos que Thomson llevó a cabo en el Laboratorio Cavendish de la Universidad de Cambridge (Inglaterra) usando tubos de rayos catódicos, los cuales pusieron de manifiesto que tales rayos no eran sino corpúsculos con carga eléctrica negativa y miles de veces más ligeros que los átomos de hidrógeno, que eran a su vez los corpúsculos más ligeros que se conocían.

Estos resultados supusieron un hito de la mayor relevancia en el mundo de la ciencia por sus implicaciones, tanto científicas como tecnológicas. Por vez primera se descubría una partícula subatómica, por vez primera se descubría una partícula elemental y, además, con ello se demostraba que los átomos no eran indivisibles, pues se les podían arrancar algunos de sus constituyentes.

Sorprendentemente, tuvieron que pasar 35 años para que Carl Anderson descubriese la primera partícula de antimateria, en 1932, la cual resultó ser además la antipartícula del electrón. Esto sucedió mientras Anderson trabajaba en el Instituto de Tecnología de California, investigando los rayos cósmicos para su tesis doctoral. En su laboratorio sacaba placas fotográficas de los rastros que estos dejaban al atravesar una pequeña cámara de niebla. Estas cámaras están llenas de un gas superenfriado que se ioniza (gana o pierde electrones) al interaccionar con una partícula cargada que lo atraviesa, y al ionizarse se condensa, dejando una traza visible del paso de la partícula.

Pues bien, al analizar una de estas placas Anderson constató que la traza dejada se correspondía con una partícula con la misma masa que el electrón, pero con la carga eléctrica opuesta, es decir, positiva. Esto se veía por la forma en que la partícula se curvaba (hacia la izquierda o hacia la derecha) bajo la acción de un campo magnético. Así que Anderson decidió llamar a estas partículas positrones, pues parecían electrones positivos.

Curiosamente, la existencia de estas partículas había sido predicha solo un par de años antes por Paul Dirac, pues era una consecuencia de la ecuación que él había propuesto en 1928 para describir los electrones en el régimen relativista (a altas velocidades cercanas a la velocidad límite c). Esta ecuación se escribe:

(i γµ ∂µ – m) Ψ = 0,

en donde Ψ es el campo cuántico del electrón y m es su masa. A pesar de su aparente sencillez, esta ecuación es bastante complicada. Baste con decir que Ψ tiene cuatro componentes, y las llamadas matrices de Dirac γµ, que son cuatro, tienen 16 componentes cada una (aunque ceros en su mayoría).

Uno de los méritos de esta ecuación es que predice que el electrón tiene un momento angular intrínseco, al que se denomina espín, como explicamos en el capítulo anterior. Pero el espín no era la única novedad que predecía, pues resulta que la ecuación de Dirac, además de describir a los electrones, tiene también soluciones correspondientes a energías negativas. Estas soluciones desconcertaron tanto a Dirac como a sus colegas cercanos, pues no sabían cómo interpretarlas. Finalmente, tras varias propuestas e intentos fallidos que duraron unos dos años, Dirac decidió postular que estas soluciones correspondían a partículas idénticas al electrón, pero con la carga eléctrica opuesta, partículas a las que dio el nombre de antielectrones. Nacía así el concepto de antipartícula y, por extensión, también el concepto de antimateria.

Figura 5

Placa fotográfica con la estela de un positrón obtenida por Carl Anderson.

Hay que decir que esta interpretación sobre la naturaleza del antielectrón no dejó zanjado totalmente el asunto. Aún en nuestros días, en algunas ramas de la ciencia, como en la física del estado sólido, se usa ampliamente el llamado modelo del mar de Dirac, propuesto por él mismo en 1930, según el cual el vacío sería como un mar infinito de partículas con energía negativa, y las antipartículas serían como agujeros, como ausencias dejadas por estas partículas. Estos agujeros se comportarían exactamente igual que las partículas; por ejemplo, bajo la acción de un campo eléctrico, pero con la carga eléctrica opuesta.

En la figura 5 vemos una de las placas fotográficas obtenidas por Carl Anderson con la estela de un positrón. En la placa se puede apreciar una estructura diametral horizontal. Se trata de una lámina de plomo que se colocaba para poder distinguir si la partícula había venido de arriba abajo o al contrario, ya que a menudo los rayos cósmicos de una cascada impactan con moléculas cerca del suelo, y parte de la radiación resultante sale rebotada hacia arriba. Al atravesar la lámina de plomo la partícula se frena, reduciendo su velocidad, por lo cual su trayectoria posterior se curva más bajo la acción del campo magnético, como puede apreciarse a simple vista.

El descubrimiento del positrón se atribuye a Carl Anderson porque fue él quien primero publicó este hallazgo, aunque en realidad este descubrimiento fue toda una odisea. Cinco años antes de que Dirac publicase su ecuación, en 1923 Dimitri Skobeltzyn vio rastros de positrones en una cámara de niebla mientras investigaba los rayos gamma en su laboratorio en Leningrado, pero no supo interpretarlos. Eran partículas con carga positiva, por la forma de curvarse, y claramente no eran protones, sino partículas mucho más ligeras. Skobeltzyn veía, de vez en cuando, la estela dejada por una de estas partículas anómalas que le tenían tan intrigado. Y por fin, cinco años después, decidió mostrar estas imágenes en una conferencia que se celebró en Cambridge, en la que nadie pudo ofrecerle una explicación. Ironías de la vida, Skobeltzyn presentó estas imágenes el mismo año y en la misma ciudad en que Dirac escribió su ecuación, cuyas soluciones predecían la existencia de esas partículas anómalas. Lo más probable es que Dirac no asistiese a dicha conferencia, pues los rayos cósmicos no eran su tema de investigación; él era un físico-matemático, interesado particularmente en los aspectos más formales de la física.

Por otro lado, Anderson tampoco lo tuvo fácil, ya que era un estudiante de doctorado y su director, el prestigioso Robert Millikan, estaba convencido de que los rastros anómalos encontrados por su estudiante no eran sino protones. Anderson, por su parte, estaba convencido de lo contrario, y tuvo el coraje de publicar sus resultados en solitario en contra del parecer de su director de tesis. Esto, junto con otros descubrimientos importantes que realizó en los rayos cósmicos, le valió la concesión del Premio Nobel de Física en 1936, que compartió con Víctor Hess. Curiosamente, Anderson tenía 31 años por aquel entonces, la misma edad que tenían Werner Heisenberg y Paul Dirac cuando también fueron laureados con el Premio Nobel de Física, en 1932 y 1933 respectivamente, convirtiéndose los tres en los físicos más jóvenes de la historia en recibir dicho galardón.

Y la cosa no terminó ahí, porque a partir del descubrimiento de Anderson otros físicos y químicos desempolvaron sus placas fotográficas guardadas desde hacía años, las cuales registraban emisiones radiactivas naturales, y encontraron huellas de positrones también, pues estos son emitidos de forma espontánea por algunos núcleos atómicos, constituyendo la llamada radiación β+. Esta es en cierto modo la inversa de la radiación β de electrones, pues en este caso lo que se transforma dentro del núcleo es un protón, debido a sus interacciones con otras partículas, “convirtiéndose” en un neutrón y dando como productos un positrón e+ y un neutrino νe:

p → n + e++ νe

Recordemos que la radiación β, mucho más frecuente, resulta de la desintegración de un neutrón del núcleo, “convirtiéndose” en un protón y produciendo un electrón e- y un antineutrino ; es decir, n → p + e– + . En la radiación β+, sin embargo, la desaparición del protón no es realmente una desintegración, pues esta requeriría que las partículas finales fuesen más ligeras que este, lo cual no es el caso al ser el neutrón más pesado que el protón. Esta aparente desintegración se debe a las interacciones del protón con otras partículas dentro de los núcleos, como decíamos, y solo tiene lugar dentro de algunos núcleos inestables.

Vemos, pues, que el descubrimiento del positrón les pasó desapercibido a muchos científicos por no prestar suficiente atención a las trazas de las partículas emitidas por los núcleos radiactivos, trazas registradas fielmente en sus placas fotográficas. Entre estos científicos se encontraba el matrimonio formado por Frédéric e Irène Joliot-Curie, siendo Irène una de las hijas de Marie y Pierre Curie. No obstante, ellos se tomaron la revancha porque solo dos años después, en 1934, lograron crear isótopos radiactivos artificiales de fósforo, que no existen en la naturaleza, los cuales también emiten radiación β+. Esto lo consiguieron bombardeando isótopos estables de aluminio con partículas α, y tuvieron tanto éxito que después continuaron creando otros isótopos radiactivos bombardeando isótopos estables de otros elementos. A este fenómeno lo denominaron radiactividad artificial, y por su descubrimiento se les otorgó el Premio Nobel de Química en 1935.

En los años posteriores al hallazgo del positrón se encontraron varias partículas y antipartículas más en los rayos cósmicos, tanto elementales como compuestas. Además, en 1933, Patrick Blackett y Giuseppe Occhialini, trabajando en el Laboratorio Cavendish de Cambridge, usando un cámara de niebla más grande y sofisticada que la de Anderson, descubrieron las trazas espirales en direcciones opuestas dejadas por la producción de pares electrón-positrón a partir de un rayo gamma de suficiente energía.

Sin embargo, aún tuvieron que pasar 22 años desde el descubrimiento del positrón para poderse confirmar experimentalmente la existencia de la más buscada de las antipartículas: el antiprotón. De hecho, su descubrimiento, acaecido en 1955, no tuvo lugar en los rastros de los rayos cósmicos, sino que el antiprotón fue creado artificialmente en un acelerador de partículas, el Bevatrón, en la Universidad de California en Berkeley. Para ello, Emilio Segré y Owen Chamberlain hicieron colisionar haces de protones contra un blanco de cobre, alcanzándose una energía total de 6,2 GeV, suficiente para crear un par protón-antiprotón. Solo un año después, en 1956, el grupo liderado por Bruce Cork logró producir antineutrones a través de colisiones entre haces de protones y haces de antiprotones, también en el Bevatrón de Berkeley.

Figura 6

Placa fotográfica de una cámara de niebla en donde pueden apreciarse dos procesos de creación de pares electrón-positrón. Un fotón muy energético penetra por la izquierda (invisible, al carecer de carga eléctrica), choca con un electrón de un átomo y lo arranca del mismo, como vemos en la traza que deja su trayectoria; pero parte de la energía de la colisión se invierte en crear un par e+ e–, cuyas trayectorias forman espirales en direcciones opuestas. El fotón, a continuación, crea otro par e+ e–, más energético, como puede verse por el mayor radio de curvatura de las trayectorias.

En 1965 se obtuvo el primer núcleo atómico de antimateria más allá de un antiprotón (que es el núcleo del átomo de antihidrógeno 1). Se trataba del núcleo de antideuterio, 2 , constituido por un antiprotón y un antineutrón , y el hallazgo se produjo casi simultáneamente en el CERN (Ginebra) y en el Laboratorio Nacional de Brookhaven (EE UU). El siguiente núcleo estable de antimateria, el correspondiente al Antihelio-3, 3e, con dos antiprotones y un antineutrón, se observó por primera vez en los años setenta, en unos experimentos en el Instituto de Altas Energías de Protvino, cerca de Moscú, en los que se bombardeaban núcleos con protones. Después mejoraron la técnica y bombardeaban núcleos con otros núcleos. El siguiente antinúcleo estable, el del Antihelio-4, 4e, también llamado partícula (antialfa), no se logró producir hasta 2011 en el acelerador RHIC (Relativistic Heavy Ion Collider) en Brookhaven. Como su nombre indica (colisionador de iones pesados relativistas), en este acelerador se hacen colisionar iones muy pesados entre sí, y el objetivo es reproducir la llamada sopa quark-gluón, un plasma que solo existió en los primeros instantes del universo primordial.

Otro hito importante en la producción de antimateria lo protagonizó el CERN en 1978, cuando en el experimento ICE (Initial Cooling Experiment) lograron almacenar antiprotones, manteniéndolos circulando durante 85 horas. De esta manera dio comienzo la producción de antiprotones de altas energías a gran escala en aceleradores de partículas, con el fin de inyectarlos en otros aceleradores más grandes y potentes y hacerlos colisionar contra protones. En el CERN se construyó una fuente de antiprotones con este propósito en 1980, el Acumulador de Antiprotones (AA), que almacenaba antiprotones de alta energía producidos en el acelerador PS (Proton Synchrotron) para inyectarlos en el acelerador mayor SPS (Super Proton Synchrotron), el cual fue el primer colisionador protón-antiprotón, que se construyó. Sin embargo, las primeras colisiones , que tuvieron lugar en el CERN en 1981, se produjeron en los llamados anillos ISR (Intersecting Storage Rings), poco antes de comenzar a gran escala en el acelerador SPS.

Dos años después, en 1983, comenzó también la producción de antiprotones de altas energías a gran escala al otro lado del Atlántico, en el Laboratorio Nacional Fermi, situado a 50 km de Chicago y conocido como Fermilab. Estos antiprotones se producían para abastecer al colisionador de nombre Tevatrón, que se convirtió en el acelerador de partículas más potente del mundo hasta 2009, y utilizaba del orden de 10 billones (1013) de antiprotones al año.

En 1995 el CERN volvió a ser noticia en lo referente a la producción de antimateria, pues en sus instalaciones se construyó una máquina llamada LEAR (Low Energy Antiproton Ring) con el fin de reducir la velocidad de los antiprotones provenientes del acelerador PS, cercana a la velocidad límite c, para que estos pudiesen capturar positrones y formarse así átomos de antihidrógeno 1. Se produjeron un total de nueve átomos de 1 con la ayuda de esta técnica en el experimento PS210, liderado por Walter Oelert. Un par de años después, Fermilab anunció la producción de otros 100 átomos de 1. Ahora bien, en ambos experimentos estos átomos se aniquilaban muy rápidamente al entrar en contacto con la materia circundante, por lo cual no se les podía analizar más allá de su identificación.

El siguiente cometido, atrapar átomos de antihidrógeno 1 de forma más estable, no se hizo esperar. De nuevo, el CERN tomó la delantera instalando en el año 2000 una nueva factoría de antiprotones lentos, el desacelerador de antiprotones AD (Antiproton Decelerator), que producía antiprotones con energías mucho más bajas que LEAR, con velocidades de una décima de c. Estos antiprotones se suministraban después a varios experimentos que fueron surgiendo, que creaban átomos de antihidrógeno 1 para analizar si estos se comportan exactamente como los átomos de hidrógeno 1. El desacelerador AD sigue operando en la actualidad, produciendo unos 40.000 antiprotones lentos por segundo, y da servicio a los diferentes experimentos que alberga su hall (la enorme sala en la que está instalado), experimentos de los que trataremos en el próximo capítulo.

Hemos visto que los rayos cósmicos y los aceleradores de partículas constituyen las fuentes principales de antimateria a las que tenemos acceso experimentalmente, además de algunas sustancias radiactivas. Por este motivo, en las secciones que siguen ahondaremos un poco más en estos temas.

Los rayos cósmicos

A principios del siglo XX, recién descubierta la radiactividad, también se investigaban los curiosos fenómenos electrostáticos en la atmósfera, producidos por la ionización del aire. Algo estaba arrancando, o donando, electrones a las moléculas del aire, por lo cual se cargaban eléctricamente. Debido al descubrimiento de la radiactividad, muy pronto se extendió la idea de que la ionización del aire se debía a la presencia de materiales radiactivos en la superficie terrestre. Sin embargo, en 1912 Victor Hess descubrió que la ionización del aire aumentaba con la altura. En consecuencia, la ionización del aire no podía deberse a radiaciones provenientes de la superficie terrestre, sino a radiaciones que provenían del espacio exterior y bombardeaban la Tierra en todas direcciones.

Para investigar la cantidad de iones atmosféricos presentes, Hess realizó unos diez experimentos en globo sobre Austria y Alemania, el más notorio de los cuales tuvo lugar el 7 de agosto de 1912; se elevó hasta 5.350 m y aterrizó cerca de Berlín. Además, cinco de los vuelos los realizó de noche y uno durante un eclipse solar, constatando que no había diferencias apreciables entre las cantidades de iones diurnos y nocturnos, por lo cual estas radiaciones no provenían del Sol. Una década después, en 1925, Robert Millikan denominó rayos cósmicos a estas radiaciones. Estos rayos se caracterizan porque pueden alcanzar energías muy altas, aunque nos llegan con todo el espectro de energías posibles, que abarcan más de 20 órdenes de magnitud. Esto les confiere un gran poder de penetración en la atmósfera y, además, al estar dotados de carga eléctrica, también tienen un gran poder de ionización al chocar con las moléculas del aire.

Curiosamente, hubieron de pasar 35 años para que las observaciones de Hess y de Millikan pudieran ser interpretadas adecuadamente. En efecto, ambos creían que los rayos cósmicos consistían en rayos gamma, fotones de muy alta energía provenientes del exterior, que daban lugar a cascadas electromagnéticas en la atmósfera. De hecho, en 1938 Pierre Auger y sus colaboradores de la Escuela Normal Superior de París constataron que los rayos cósmicos venían, precisamente, en forma de cascadas de partículas que se extendían ampliamente. Esta era la explicación más sencilla para las correlaciones que habían observado entre las señales detectadas en contadores Geiger separados por distancias de hasta 150 m. (Estos contadores son instrumentos que se usan para detectar y medir radiación, tanto de partículas con carga eléctrica como de rayos gamma).

Pues bien, en 1947 el llamado grupo de Bristol descubrió en la radiación cósmica los piones π– y π+, junto con su rápida desintegración en muones μ– y μ+, los cuales habían sido descubiertos anteriormente por Carl Anderson en 1936. Como el muón tiene una masa 211 veces mayor que la del electrón, el poder de frenado de la atmósfera sobre estas partículas es mucho menor que sobre los electrones. Además, como estos muones se mueven con velocidades cercanas a la velocidad límite c, la dilatación relativista de su vida media es apreciable. En consecuencia, los muones producidos en la radiación cósmica son mucho más penetrantes en la atmósfera que los electrones y, de hecho, resultaron ser la componente principal de la radiación observada por Victor Hess.

Más aún, la propuesta de que los rayos cósmicos primarios que iniciaban las cascadas eran rayos gamma tuvo que ser descartada al descubrirse los piones, pues estos no podrían producirse en las cascadas electromagnéticas, consistentes esencialmente en electrones, positrones y más fotones. Finalmente se llegó a la conclusión de que, aunque también existían dichas cascadas producidas por rayos gamma, la gran mayoría eran de tipo hadrónico, producidas por el bombardeo constante sobre la Tierra de núcleos atómicos, sobre todo protones y partículas α. Estos últimos constituyen el 98% de los rayos cósmicos primarios dotados de carga eléctrica. El 2% restante son electrones y núcleos más masivos, además de una pequeña cantidad de antimateria en la forma de positrones y antiprotones. Es necesario puntualizar que, hoy en día, la denominación rayos cósmicos, cuando se refiere a los rayos primarios, se reserva únicamente para los primarios con carga eléctrica; los primarios sin carga eléctrica son rayos gamma y así es como se los denomina, sin más.

Los rayos cósmicos primarios penetran en la atmósfera y colisionan con algún núcleo atómico de las moléculas que la componen (sobre todo nitrógeno y oxígeno). Esto significa que colisionan con algún protón o algún neutrón de dicho núcleo. Si su energía es lo suficientemente elevada, se inicia entonces la producción en cascada de la radiación secundaria, y esta puede contar con millones de partículas.

Ahora bien, los lectores se preguntarán por qué una colisión entre partículas puede dar lugar a otras partículas diferentes, lo cual sucede también en los aceleradores al hacerlas colisionar, cuando alcanzan velocidades cercanas a c, ya sea contra un blanco fijo o entre ellas. La razón se debe a la conjunción de dos resultados fundamentales. Por un lado, tenemos la fórmula de la conversión entre masa y energía, E = m c2, por la cual gran parte de la energía producida en la colisión se invierte en crear partículas con masas a su alcance. Por otro lado, como vimos en el capítulo anterior, las partículas elementales son excitaciones de los campos cuánticos que llenan todo el espacio, por lo cual una partícula se crea si su campo es excitado con la energía de la colisión.

Lo que se observa en la atmósfera, por la acción de los rayos cósmicos, así como en los aceleradores de partículas, es que genéricamente se destruyen las partículas que colisionan, y se crean otras de vida muy corta en las que abundan tanto partículas de materia como de antimateria. Estas partículas pueden ser mucho más masivas que las que colisionaron y se desintegran espontáneamente porque son inestables, produciendo partículas más ligeras que, o bien son también inestables y se desintegran, o colisionan con otras partículas, hasta que finalmente se obtienen partículas estables. Como puede verse en la figura 7, en las cascadas hay una componente hadrónica en el centro, que se corresponde con los restos del núcleo atmosférico con el que colisionó el rayo primario. También hay una componente electromagnética de electrones, positrones y fotones (e+, e-, γ) que alcanza la superficie terrestre junto con gran cantidad de muones y antimuones (μ–, μ+), así como de neutrinos y antineutrinos electrónicos (νe, ) y muónicos (νμ, ), los cuales atraviesan la Tierra sin apenas interaccionar, continuando su camino imperturbables.

Figura 7

Cascada de rayos cósmicos.

Los muones μ– y μ+, a pesar de ser inestables y de desintegrarse espontáneamente en microsegundos, a menudo alcanzan la superficie debido a su gran poder de penetración. De hecho, se estima que el flujo de muones que llegan al nivel del mar es de alrededor de uno por cm2 cada minuto y, además, los más energéticos pueden atravesar cientos de metros de roca y kilómetros de agua o hielo antes de desintegrarse. Esta propiedad de los muones más energéticos se ha aprovechado recientemente para estudiar el interior de la Gran Pirámide de Keops, en Egipto, en donde la colaboración internacional Scan Pyramids ha detectado una cámara oculta de 30 m de largo. La forma de detección es muy sencilla, pues se basa en medir el flujo de muones que atraviesa la zona de la pirámide objeto del estudio, y compararlo con el flujo que debería llegar a los detectores si esa zona fuese de roca maciza. Si llegan más muones que cuando atraviesan la roca, esto significa que hay una cavidad, pues los muones se absorben menos a través del aire que a través de la roca, lógicamente. Esta técnica la usó por primera vez Luis Walter Álvarez y su equipo, en 1968, para buscar cámaras ocultas en la pirámide de Kefren, la segunda en tamaño después de la Gran Pirámide. No encontraron ninguna cámara oculta en la zona que exploraron, cuyo volumen ocupaba un 19% del total del volumen de la pirámide.

Vemos pues que los muones atmosféricos forman parte de la radiación natural a la que estamos expuestos en la superficie de la Tierra, e incluso atraviesan nuestras casas y edificios. Esto repercute, lógicamente, en los seres vivos y su evolución, pues el bombardeo de tejido biológico con partículas muy energéticas puede traducirse en mutaciones del ADN, así como en daño celular, aunque la mayoría de los expertos cree que la probabilidad de que ocurran estos incidentes es insignificante. En cuanto a los electrones y positrones de las cascadas, aunque la mayoría son absorbidos por la atmósfera, estos alcanzan la superficie terrestre en cantidades entre 10 y 100 veces mayores que las de los muones, dependiendo de la energía del rayo primario. Uno de estos positrones secundarios fue, muy probablemente, el que descubrió Carl Anderson, dado que estos son muy abundantes en las cascadas, mientras que los positrones primarios son muy escasos.

Rayos cósmicos ultraenergéticos

Uno de los aspectos más sorprendentes de los rayos cósmicos son las altísimas energías que pueden alcanzar. Las investigaciones llevadas a cabo por Pierre Auger ya apuntaron a que la mayoría de las cascadas descubiertas por su equipo de investigación habían sido generadas por un rayo primario con energías del orden de 1015 eV. Este resultado era totalmente espectacular, ya que las partículas con energías más elevadas que se habían observado hasta entonces, emitidas en las radiaciones nucleares, tenían energías varios órdenes de magnitud inferiores, de 106 eV. No obstante, las cascadas descubiertas por Auger no eran las más típicas, pues solo una pequeña fracción de los rayos cósmicos primarios alcanza energías tan altas, y estos llegan a la Tierra con todo el rango de energías posibles, como ya hemos señalado.

Y no quedó ahí la cosa, porque en 1962 John Linsley observó un rayo cósmico primario con una energía del orden de 1020 eV, al analizar los resultados de una cascada en una instalación llamada Volcano Ranch que contaba con una red de detectores, en Nuevo México (EE UU). Esto produjo toda una conmoción, tanto en la comunidad de física de rayos cósmicos como en la de física de partículas, ya que resulta totalmente incomprensible el mecanismo físico capaz de acelerar partículas hasta alcanzar esas energías, a pesar de la abundancia de procesos violentos muy energéticos en el universo, como explosiones de supernovas y de rayos gamma, púlsares, núcleos de galaxias activas, etc. En comparación, el acelerador de partículas más potente en la actualidad, el LHC del CERN, alcanza una energía máxima de 13 TeV = 1,3 x 1013 eV; por tanto, siete órdenes de magnitud inferior a las energías de los rayos cósmicos más energéticos. No obstante, es ambiguo comparar la energía de un rayo cósmico, al colisionar contra un protón (o neutrón) atmosférico, con la energía total de una colisión entre dos haces enfrentados, como ocurre en el LHC. De hecho, una de estas colisiones a 13 TeV es equivalente a una colisión de un protón de 1017 eV contra un protón (o neutrón) estacionario, la cual es todavía 1.000 veces menos energética que 1020 eV.

Ahora bien, ocurre que el flujo de rayos cósmicos de altas energías que penetran la atmósfera terrestre es extremadamente bajo. Para energías ligeramente superiores a 1015 eV la frecuencia es de solo uno por m2 al año. Esta se reduce a solo uno por km2 al año para energías ligeramente superiores a 1018 eV, y para energías por encima de 1020 eV se estima que la frecuencia de llegada de estos rayos es, como mucho, uno por km2 por siglo. Se entiende, por tanto, que las instalaciones para estudiar rayos cósmicos de altas energías en la superficie terrestre deben ocupar grandes áreas para compensar el flujo tan bajo de llegada de estos.

Los rayos cósmicos primarios también se pueden observar in situ, al igual que las cascadas que originan, debido a la fluorescencia resultante, cuya intensidad es proporcional a la energía del rayo primario. Para hacernos una idea del alcance de este fenómeno, tengamos en cuenta que una cascada de rayos cósmicos ultraenergéticos contiene alrededor de 1011 partículas, es decir 100.000 millones, que surcan los cielos a unas velocidades cercanas a la velocidad límite c. La fluorescencia producida por la cascada se debe a que las partículas cargadas, sobre todo electrones y positrones, excitan moléculas del nitrógeno atmosférico, y estas al desexcitarse emiten fotones en el rango del ultravioleta próximo, que son invisibles para nuestros ojos, pero pueden detectarse con instrumentos apropiados. Usando esta técnica, en 1991 el experimento Fly’s Eye (Utah, EE UU) observó un rayo cósmico con energía de 3,2 × 1020 eV, que ostenta el récord de las energías registradas hasta la fecha.

Un resultado importante y curioso en relación con los rayos cósmicos ultraenergéticos es el efecto GZK, llamado así por los científicos Kenneth Greisen, Georgi Zatsepin y Vadim Kuzmin, quienes calcularon en 1966, y de manera independiente (el primero respecto de los otros dos), las interacciones entre los protones de los rayos cósmicos y los fotones de la radiación cósmica de fondo CMB, que acababa de descubrirse. Sus cálculos predecían que los protones con energías superiores a 5 × 1019 eV, conocida como energía de corte GZK, interaccionan considerablemente con la radiación de fondo de microondas, frenándose y reduciendo su energía drásticamente. Esta energía umbral implica que no hay rayos cósmicos que la sobrepasen llegando a la Tierra desde distancias de más de 50 Megaparsecs, que es el tamaño típico de un supercúmulo de galaxias (su diámetro). Por esta razón, los rayos cósmicos ultraenergéticos por encima del corte GZK solo pueden alcanzar la Tierra si provienen del supercúmulo de galaxias al que pertenece nuestra Vía Láctea.

El Observatorio Pierre Auger

El Observatorio Pierre Auger, situado en la provincia argentina de Mendoza, alberga el mayor detector de rayos cósmicos del mundo en la actualidad, aunque se proyecta complementarlo con otro observatorio mucho mayor en el hemisferio norte, en Colorado (EE UU). Alrededor de 500 científicos de 18 países participan en sus investigaciones. Este observatorio conjuga las dos técnicas de detección de rayos cósmicos que acabamos de ver y permite observar 30 eventos al año de rayos con energías de más de 1020 eV.

El observatorio cuenta con una red de más de 1.600 detectores de superficie, los cuales ocupan los nodos de la red, que se encuentran a una distancia de 1,5 km entre sí y abarcan un área de unos 3.000 km2. Asimismo, cuenta con un detector de fluorescencia constituido por 24 telescopios para observar la llegada de los rayos cósmicos primarios a la atmósfera terrestre. Su objetivo principal es estudiar los rayos cósmicos primarios ultraenergéticos, con energías a partir de 1018 eV, aunque también puede detectar rayos gamma de energías similares, que dan lugar a cascadas electromagnéticas al penetrar en la atmósfera, como sabemos. Para ser precisos, se intenta determinar la energía exacta de estos rayos, así como su naturaleza y su lugar de origen, pues sucede que uno de los problemas cruciales a los que se enfrenta el estudio de los rayos cósmicos es que se desconoce dónde se originaron y, como dijimos, tampoco están claros los mecanismos físicos que permiten acelerar las partículas hasta alcanzar velocidades, y por tanto energías, tan elevadas.

La razón de que no se conozcan las fuentes de los rayos cósmicos estriba en que estos, al tener carga eléctrica, no viajan en línea recta en su camino hacia la Tierra, sino que siguen trayectorias casi aleatorias, curvándose por la acción de los campos magnéticos a través de amplias regiones del espacio. También se curvan sus trayectorias al pasar por campos gravitatorios muy intensos, pero este es un efecto de menor relevancia. En definitiva, la dirección de llegada de los rayos cósmicos a la Tierra no nos da ninguna información sobre dónde, en qué astro o lugar, se encontraban las fuentes que los originaron. No obstante, se piensa que los rayos cósmicos con energías de hasta 1018 eV podrían producirse en los remanentes de las explosiones de supernovas, aunque algunos especialistas sostienen que esta explicación solo sería válida para energías de hasta 1015 eV. En cuanto a los rayos cósmicos ultraenergéticos, se especula que podrían tener su origen fuera de nuestra galaxia, en los núcleos de las galaxias activas (AGN, por sus siglas en inglés), los cuales muy probablemente contienen un agujero negro supermasivo cuya masa alcanza entre un millón y 1.000 millones de veces la masa del Sol.

Detectores en el espacio

La investigación sobre los rayos cósmicos también se lleva a cabo instalando detectores que operan en el espacio, ya sea a bordo de globos aerostáticos, de manera similar a los vuelos de Víctor Hess hace más de 100 años, o bien fijándolos a satélites o a la Estación Espacial Internacional. Estos últimos dispositivos son, de hecho, los más apropiados en lo que se refiere a la detección y estudio de la antimateria de origen cósmico, pues se encuentran ubicados por encima de la atmósfera terrestre, por lo cual la mayoría de los rayos cósmicos que registran son primarios. Algo les llega, no obstante, de las cascadas de radiación secundaria y de su fluorescencia, ya que estas se extienden en todas direcciones, e incluso hacia arriba.

Los pioneros en la investigación de los rayos cósmicos desde el espacio fueron los satélites soviéticos de nombre Proton, un total de cuatro, que estuvieron en órbita entre 1965 y 1969. Los detectores y otros dispositivos a bordo de estos satélites procedían a la identificación de los rayos cósmicos y al análisis de su espectro de energías. El primero de la serie fue el Proton 1, que se lanzó el 16 de julio de 1965 y volvió a entrar en la atmósfera menos de tres meses después, el 11 de octubre. Su misión consistió en el estudio de los rayos cósmicos cargados hasta energías de 1014 eV y el estudio de los rayos gamma con energías superiores a los 50 MeV (5 x 107 eV). Los demás satélites Proton realizaron estudios similares y también tuvieron una vida útil bastante corta; el Proton 4 fue el más longevo, permaneció en órbita 250 días, desde el 16 de noviembre de 1968 hasta el 24 de julio de 1969.

A continuación, vamos a describir los experimentos PAMELA y AMS-02, instalados en el espacio actualmente, cuyas investigaciones tienen entre sus objetivos principales el estudio del flujo de antimateria en el universo.

PAMELA

El experimento PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics), en el que están involucradas varias instituciones científicas de Italia, Rusia, Alemania y Suecia, ha sido el primer experimento instalado en un satélite para investigar la radiación cósmica primaria con especial énfasis en su componente de antimateria. Esta parece existir solo en la forma de positrones e+ y antiprotones , pues de momento no se ha detectado ninguna otra antipartícula entre los rayos cósmicos primarios. Otros de los objetivos de este proyecto son: analizar los efectos de la heliosfera solar sobre la propagación de los rayos cósmicos; investigar el llamado cinturón interior de radiación de Van Allen en la magnetosfera terrestre, es decir, en el campo magnético que rodea la Tierra; y contribuir al esclarecimiento de la naturaleza de la materia oscura.

El experimento PAMELA está montado en el satélite ruso Resurs-DK1, cuyo lanzamiento al espacio tuvo lugar el 15 de junio de 2006 a bordo de un cohete Soyuz, desde el cosmódromo de Baikonur de la antigua Unión Soviética, al sur de Kazajistán. Lo pusieron en una órbita elíptica a una altitud de entre 350 y 610 km, aunque desde septiembre de 2010 se encuentra orbitando a 580 km. El detector, con una altura de 1,30 m, pesa 470 kg y tiene el aspecto de un cubilete de jugar a los dados. Está equipado con un espectrómetro magnético y una variedad de detectores especializados para realizar medidas muy precisas sobre los rayos cósmicos. La función del espectrómetro es la de separar las partículas detectadas según su carga eléctrica, pues el campo magnético del imán hace que se curven en sentidos opuestos las trayectorias de las partículas con carga positiva y las trayectorias de las partículas con carga negativa.

En los doce años que lleva de misión, el experimento PAMELA ha obtenido resultados importantes en la identificación de la composición de los rayos cósmicos primarios, así como en el estudio de sus energías. Además, ha analizado los efectos de la actividad solar sobre la propagación de los rayos cósmicos, lo cual nunca se había hecho antes. Pero los resultados más impresionantes los ha cosechado en lo referente a la antimateria, aunque no ha encontrado más que positrones y antiprotones, lo cual ya es de sí un dato relevante, pues permite mejorar las estimaciones sobre la abundancia del antihelio respecto del helio hasta un factor 10-7. Esto significa que por cada átomo de antihelio que existiese en el universo local tendrían que existir no menos de 10.000.000 átomos de helio.

Figura 8

Esquema del detector PAMELA instalado en el satélite ruso Resurs-DK1.

Por un lado, ya en 2008 los datos recogidos por la colaboración PAMELA mostraron que en la radiación primaria hay un exceso de positrones, respecto a estimaciones previas, que permean el espacio en el rango de energías de entre 10 y 60 GeV, lo cual fue corroborado poco después por el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi, puesto en órbita en junio de 2008, en cuya misión participa la NASA. Este resultado, totalmente inesperado, hizo preguntarse a muchos físicos si ese exceso de positrones observado podía deberse a la aniquilación de partículas de materia oscura entre sí, posibilidad que dio lugar a cientos de artículos científicos, aunque se han propuesto otras explicaciones en el marco de la física y la astrofísica convencionales.

Por otro lado, en 2011 la colaboración PAMELA confirmó las sospechas de que el cinturón interior de radiación de Van Allen, el más cercano a la Tierra, podría albergar un flujo significativo de antiprotones confinados, producidos al colisionar rayos cósmicos energéticos con moléculas de las capas altas de la atmósfera. Los cinturones de radiación, descubiertos en 1958 por James Van Allen, son dos amplias regiones de radiación muy intensa en forma toroidal alrededor de la Tierra, en donde las partículas atrapadas por el campo magnético terrestre, principalmente protones en el cinturón interno y electrones en el externo, se mueven a grandes velocidades y en espiral entre los polos magnéticos del planeta. Pues bien, el detector PAMELA encontró dichos antiprotones formando parte del cinturón interior y además constató que su flujo excede al de antiprotones de los rayos cósmicos en un factor 1.000. El cinturón interior de Van Allen constituye, por tanto, la fuente más abundante de antiprotones cerca de la Tierra.

AMS-02

En la actualidad, el detector de partículas más potente operando en el espacio exterior es el Espectrómetro Magnético Alfa AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer), que se encuentra instalado en un módulo externo de la Estación Espacial Internacional. Su cometido principal es buscar antimateria y materia oscura, aunque también realiza mediciones sobre los rayos cósmicos primarios con una precisión sin precedentes.

El detector AMS-02, que pesa 8.500 kg, fue ensamblado en el CERN, en donde superó sus últimos test en agosto de 2010. A continuación, lo transportaron al Centro Espacial Kennedy en Cabo Cañaveral (Florida, EE UU), y desde allí lo llevaron a la Estación Espacial Internacional a bordo del transbordador Endeavour, en su último vuelo del 16 de mayo de 2011. Tres días después ya estaba enviando datos a la Tierra, que fueron recibidos por la NASA en Houston y esta los reenvió al Centro de Control de Operaciones del AMS (POCC) en el CERN, para su análisis.

El experimento AMS-02 lo lleva a cabo una colaboración internacional de 56 instituciones pertenecientes a 16 países, entre los que se encuentra España, con la participación de unos 600 científicos. El líder y promotor principal del experimento es Samuel Ting, del MIT (Massachusetts Institute of Technology), quien propuso realizar este proyecto en 1995, justo después de la creación de átomos de antihidrógeno en el CERN. Hay que decir que sin su dedicación y determinación este experimento no se habría llevado a buen término, pues sufrió toda una serie de percances y vicisitudes. No es menos cierto también que Ting se rodeó de excelentes colaboradores que se embarcaron en esta empresa, entre los cuales hay que destacar al grupo del CIEMAT (Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas, en Madrid), dirigido por Manuel Aguilar, que es un participante importante en este proyecto.

Pues bien, después de la propuesta de Ting de 1995 se decidió construir primero un prototipo de prueba, al que se dio el nombre de AMS-01, y fue lanzado al espacio en 1998. Este prototipo constituyó todo un éxito, con lo cual se dio el siguiente paso al aprobarse la construcción del detector AMS-02. Este guarda muchas similitudes con el detector del experimento PAMELA, como es lógico, solo que es mucho más grande. Su núcleo es un imán gigantesco de 1.200 kg de peso, rodeado de varios detectores especializados en distintos tipos de mediciones, que registran alrededor de 1.000 rayos cósmicos por segundo. De hecho, el 8 de mayo de 2017 se alcanzaron 100.000 millones de eventos registrados, y se espera que este detector esté operativo durante todo el tiempo de vida de la Estación Espacial Internacional, que será como mínimo hasta 2024.

Respecto a los resultados alcanzados por el experimento AMS-02 en los siete años que lleva en funcionamiento, lo primero que hay que decir es que el análisis tan preciso que está realizando sobre la composición, energía y flujo de los rayos cósmicos primarios es ya de por sí un cometido de gran relevancia. No solo porque nos provee de datos científicos que pueden dar luz sobre la producción de los rayos cósmicos, los mecanismos de aceleración de los mismos, su origen y su propagación, sino también por motivos puramente tecnológicos. Por ejemplo, el mejor conocimiento de los rayos cósmicos en el espacio puede servir para tomar medidas y mejorar la seguridad de los astronautas y de los satélites en el espacio, ya que la radiación cósmica es un obstáculo fundamental para realizar viajes interplanetarios en general, y para enviar seres humanos a Marte en particular. En cuanto al exceso de positrones de altas energías observado por la colaboración PAMELA, el experimento AMS-02 ha confirmado esos resultados.

Ahora vamos a lo más relevante de entre los hallazgos efectuados por la colaboración AMS-02. En diciembre de 2016 Ting presentó en el CERN los resultados de los cinco primeros años del experimento, los cuales incluían la detección de unos 3.700 millones de núcleos de átomos de helio (sobre todo partículas α). Para el asombro general, anunció haber encontrado unas cinco partículas, una al año más o menos, candidatas a ser núcleos de átomos de Antihelio-3, 3, aunque todavía no están seguros de que lo sean. Como las partículas de antimateria tienen la misma masa que sus homólogas de materia y la carga eléctrica opuesta, esto significa que el detector AMS-02 ha registrado unas partículas con carga eléctrica igual a -2 y con masa muy parecida a la de los núcleos del isótopo de helio 3He. En conclusión, el experimento AMS-02 tiene que registrar más sucesos de este tipo para medir la masa con mayor precisión y poder identificar con seguridad a la partícula de que se trate.

Ting además explicó en su presentación que si el experimento AMS-02 no logra detectar antimateria, más allá de positrones y antiprotones, en todo su tiempo de vida útil, entonces se llegaría a la cota estimada de 10-9 sobre el cociente entre los átomos de antihelio y los átomos de helio en el universo observable; es decir, por cada átomo de antihelio existirían al menos 1.000 millones de átomos de helio.

Los lectores se preguntarán a qué se debe tanto revuelo por el posible descubrimiento de núcleos de antihelio en los rayos cósmicos, teniendo en cuenta además que estos núcleos (de y ) ya se han creado artificialmente en algunos laboratorios. Aunque este asunto lo trataremos en profundidad en el capítulo 4, vamos a adelantar que la razón de esta gran expectación estriba en la posibilidad de que estos núcleos provengan de antimateria primordial, creada en los primeros instantes de existencia del universo después del Big Bang, y que prácticamente se extinguió en una lucha feroz contra la materia. Más aún, encontrar antihelio en la radiación cósmica podría incluso señalar la posibilidad de que existan estrellas de antimateria formadas a partir de antihidrógeno primigenio, de la misma manera que una pequeña parte del helio de materia se ha cocinado dentro de las estrellas ordinarias a partir de la combustión nuclear del hidrógeno primigenio.

No obstante, tampoco se puede descartar la posibilidad de que procesos astrofísicos muy energéticos puedan producir núcleos de antihelio. Así pues, solo podríamos estar seguros de que existe antimateria primordial si se encontrasen núcleos más pesados que los de antihelio, pues no pueden crearse en ningún proceso astrofísico. En este caso lo más impactante sería, sin lugar a duda, detectar la presencia de antinúcleos con, al menos, cinco antiprotones (y otros tantos antineutrones), ya que estos solo podrían crearse en los hornos nucleares del interior de las antiestrellas.

Los aceleradores de partículas

Los aceleradores de partículas son instrumentos concebidos para acelerar corpúsculos dotados de carga eléctrica. Estos corpúsculos pueden ser partículas subatómicas, tanto leptones elementales como hadrones, así como iones y núcleos atómicos. Para acelerarlos los someten a campos eléctricos muy intensos, ya sean estáticos o dinámicos, hasta alcanzar velocidades muy cercanas a c (en algunos aceleradores se alcanzan velocidades prácticamente indistinguibles de esta). Los aceleradores también vienen equipados con campos magnéticos intensos, que sirven tanto para confinar a los corpúsculos en finos haces como para curvar sus trayectorias, en el caso de aceleradores circulares.

Pero no todas las partículas subatómicas pueden acelerarse, pues para que esto sea posible no solo tienen que tener carga eléctrica, sino que, además, tienen que vivir lo suficiente para que tenga sentido el intentar acelerarlas. Así, tenemos que los neutrones y neutrinos no pueden acelerarse, aunque sean muy longevos, al carecer de carga eléctrica; mientras que los piones, los kaones, el leptón tau y los bosones W + y W –, entre otras muchas partículas, tampoco pueden acelerarse a pesar de tener carga eléctrica, debido a lo fugaz de su existencia.

Dependiendo del uso que se les vaya a dar a los corpúsculos que se aceleran, se requieren mayores o menores energías. Por ejemplo, un haz se puede hacer incidir sobre un blanco de metal para producir determinadas partículas como positrones, antiprotones o muones, pero también se puede utilizar para bombardear núcleos atómicos en experimentos de física nuclear; o para irradiar tumores en terapias oncológicas, entre otros usos. Ahora bien, aunque las colisiones de un haz de partículas sobre un blanco estacionario han cosechado muchos éxitos, es obvio que para alcanzar las mayores energías se necesitan dos haces de partículas moviéndose en sentido contrario, a los que se les hace chocar de frente. Estas colisiones tienen lugar en puntos específicos del acelerador, en los que hay instalados detectores que se encargan de registrar los productos resultantes. Si las partículas inestables que se crean viven lo suficiente, como los piones o los muones, los detectores pueden registrarlas también, junto con los productos de sus desintegraciones.

Como ya explicamos, para crear nuevas partículas en los aceleradores, diferentes de las que se están acelerando, la energía que se alcance en las colisiones debe superar la energía correspondiente a la masa de la partícula que se quiere crear, aplicando la fórmula relativista E = m c2. De hecho, a menudo hay que superar más del doble esta cantidad, en los procesos en los que la partícula se crea junto a su antipartícula, y aún mucho más del doble si lo que se crean son pares de hadrones, como , por razones muy técnicas en las que no vamos a entrar.

Por este motivo, en las aniquilaciones e+ e– a altas energías no se crean únicamente fotones, como sucede a bajas energías, y lo mismo podemos decir de cualquier aniquilación partícula-antipartícula. Incluso en el caso en el que inicialmente el positrón e+ y el electrón e– se aniquilen mutuamente produciendo un fotón, este desaparece de inmediato, pues su gran energía se invierte en excitar otros campos cuánticos y crear así partículas con masa; por ejemplo, un par de bosones W + y W –, como puede verse en el diagrama de Feynman de la izquierda, en la figura 9. Estos bosones se desintegran muy rápidamente, como sabemos, produciendo partículas más ligeras.

Posiblemente, los lectores se preguntarán por qué la energía del fotón no se transfiere al campo cuántico de los bosones W + y W– de manera que se excite solo una de estas partículas y no las dos a la vez. La respuesta es que en los procesos entre las partículas hay cantidades, como la carga eléctrica, que tienen que conservarse en cada paso o estadio intermedio, además de en la configuración final. Debido a esto, la colisión e+ e–, con carga eléctrica total igual a cero, solo puede dar lugar a estadios intermedios y productos finales eléctricamente neutros; por ejemplo, fotones y pares partícula-antipartícula, como los bosones W + y W – de nuestro ejemplo, aunque también podrían ser pares quark-antiquark, o de nuevo el par e+ e–, entre otras posibilidades.

Pero hay más, porque, en el caso de que la aniquilación electrón-positrón e+ e– dé como productos solo fotones, las condiciones de conservación de la energía y del momento lineal obligan a que haya más de un fotón en la configuración final. En consecuencia, la aniquilación e+ e– no puede dar como resultado final un solo fotón, sino que tienen que ser al menos dos, como puede verse en el diagrama de la derecha.

Figura 9

Diagramas de Feynman de aniquilación electrón-positrón.

Las colisiones entre hadrones, como las colisiones protón-protón (p p) o protón-antiprotón (), son de una gran complejidad, la cual aumenta a medida que aumenta la energía. Ocurre que estas partículas, que describimos como compuestas por dos o tres quarks, o antiquarks, albergan en realidad toda una multitud de componentes. Veamos, si inspeccionamos muy de cerca un protón lo que nos encontramos es que consiste en un mar de quarks y antiquarks, de las tres familias, que se intercambian incesantemente gluones. La razón por la que decimos que un protón está formado por dos quarks u y un quark d es porque en el contaje total de quarks y antiquarks solo estos tres quarks están desemparejados. A estos quarks desemparejados dentro de los hadrones se les denomina quarks de valencia, y son los que están más involucrados en las interacciones con otras partículas, junto con los gluones.

Las colisiones entre hadrones se traducen, por tanto, en colisiones entre los quarks, los antiquarks y los gluones; es decir, en colisiones de los tipos: , , , g, g y g g. Y aunque los hadrones iniciales se aniquilan al comienzo del proceso, suelen “reaparecer” en los productos finales debido a la llamada hadronización, por la cual quarks y gluones se organizan siempre formando hadrones, por las razones que vimos en el capítulo anterior. Así, tenemos que uno de los procesos posibles para obtener antiprotones, haciendo colisionar un haz de protones de al menos 6 GeV contra un blanco de metal (cobre, níquel o iridio), es:

+ → + + +

Esto puede interpretarse como que un protón del haz colisiona contra un protón del núcleo de un átomo del metal y al final del proceso reaparecen los protones iniciales, mientras que la energía de la colisión se invierte en crear un par protón-antiprotón. De manera similar, en las colisiones de los protones de altas energías que abundan en los rayos cósmicos contra núcleos atómicos de la atmósfera se crean antiprotones a través del proceso + A → + + + A, donde A representa el núcleo atómico.

El primer acelerador que se construyó fue el ciclotrón de Ernest Lawrence, en 1931, en la Universidad de California en Berkeley. Era un dispositivo de tamaño muy reducido, unos 10 cm de diámetro, al que siguieron varios más en esa misma década y en el mismo laboratorio, cada uno mayor y más potente que el anterior. En los ciclotrones los corpúsculos se mueven en forma circular, en espiral del centro hacia afuera, para lo cual estos aparatos están provistos de un electroimán cuyo campo magnético hace que las trayectorias se curven de esa manera. Se da la circunstancia de que el mecanismo de funcionamiento de estos aceleradores ya había sido propuesto entre 1926 y 1929 por varios científicos en Alemania, pero por diversas razones no se llevó a cabo su construcción, aunque fue incluso patentado por Leo Szilard en 1929 mientras trabajaba en la Universidad Humboldt de Berlín.

La finalidad de estos instrumentos era la investigación en física nuclear, por lo cual los corpúsculos utilizados eran átomos ionizados. En el ciclotrón más potente, construido en 1939, se descubrió el plutonio, el neptunio y otros elementos transuránicos más; de hecho, se consiguieron sintetizar muchos de sus isótopos. Además, durante los años cuarenta se comenzaron a utilizar ciclotrones para separar isótopos radiactivos, como en el proyecto Manhattan, que dio lugar a las primeras bombas atómicas.

Ahora bien, la energía que se alcanza en estos aceleradores no pasa de varias centenas de MeV, por lo cual las velocidades de los corpúsculos acelerados no son relativistas, es decir, están bastante por debajo de la velocidad límite c. Esto no constituye ningún inconveniente respecto a las investigaciones en física nuclear, ni tampoco respecto a su uso en las terapias de radiación con protones ni en la producción de núcleos radiactivos a escala comercial. Pero la física de partículas, para su desarrollo e investigaciones, necesitaba energías mucho mayores que las que podían proporcionar los ciclotrones, lo cual dio lugar al nacimiento en los años cincuenta de la siguiente generación de aceleradores: los sincrotrones, en los cuales las partículas son aceleradas en un anillo de radio constante.

Los sincrotrones deben su nombre a la radiación electromagnética que emiten las partículas cargadas cuando se las acelera, la llamada radiación sincrotrón, la cual tiene muchas aplicaciones. Uno de los primeros sincrotrones en aparecer fue el Bevatrón, construido en el laboratorio Lawrence de Berkeley, que superaba los 6 GeV de energía. Como vimos, a este acelerador le debemos el descubrimiento (es decir, la producción artificial) del antiprotón y del antineutrón , a mediados de la década de los cincuenta. El último acelerador de este tipo, construido en 2008 y bien conocido por los lectores, es el Gran Colisionador de Hadrones del CERN, llamado LHC, por sus siglas en inglés. Actualmente está funcionando con su energía máxima de 13.000 GeV (13 TeV) cuando actúa como colisionador p p (protón-protón), aunque también funciona con energías inferiores cuando acelera núcleos de plomo; es decir, átomos de plomo totalmente ionizados. A estos los hace chocar contra protones, con energía máxima de 8,16 TeV, o contra otros núcleos de plomo.

Entre la construcción del Bevatrón en Berkeley y la del LHC en el CERN se crearon una gran variedad de aceleradores para la investigación en física de partículas y en física nuclear, tanto en diseño como en sus posibles aplicaciones. Aunque la mayoría de estos aceleradores eran circulares, de tipo sincrotrón, también los había lineales, entre los que podemos destacar el SLAC Linac, de 3 km de longitud, que es el mayor acelerador lineal que existe en la actualidad, y el SLC, ambos instalados en SLAC, el Laboratorio Nacional de Aceleradores de Stanford, en California. Estos aceleran electrones y positrones, y llegan a alcanzar energías máximas de unos 50 GeV.

Pero el acelerador no europeo que más éxitos ha cosechado para la física de partículas ha sido, sin duda, el Tevatrón de Fermilab (Batavia, EE UU), de tipo sincrotrón, con un anillo de 6,86 km de longitud, que estuvo operando entre 1983 y 2011 y fue el acelerador más potente del mundo hasta la entrada en funcionamiento del LHC en el CERN, en noviembre de 2009. El Tevatrón era un colisionador de hadrones , que hacía chocar un haz de protones contra un haz de antiprotones con energías de más de 900 GeV por haz, por tanto, con una energía total de más de 1.800 GeV (1,8 TeV) en la colisión. Hay que destacar que en el Tevatrón se descubrió en 1995 el quark top t, junto con su antiquark , largamente buscado en este y otros aceleradores. Y también debemos mencionar que en la construcción de este acelerador se usó por vez primera la tecnología basada en imanes superconductores, que necesitan temperaturas bajísimas, cercanas al cero absoluto, tecnología sobre la que después se asentó el LHC del CERN.

El CERN

Antes de terminar este capítulo vamos a detenernos un poco más en el CERN, la Organización Europea para la Investigación Nuclear. Creada en 1954 por una convención de 12 países europeos, en la actualidad cuenta con 22 estados miembro, entre los que se encuentra España, y es el mayor laboratorio de física de partículas del mundo. Su nombre proviene de las siglas de su antigua denominación en francés, Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire, y en sus instalaciones hay cabida para todo tipo de investigaciones, relacionadas principalmente con la física de partículas y, en menor medida, con la física nuclear. Además, desde 1995 varios equipos de investigación están realizando un esfuerzo importante en el estudio de los átomos de antimateria, como veremos en detalle en el próximo capítulo.

Entre sus muchos logros, el CERN cuenta también con el mérito de ser la cuna donde se gestó y desarrolló la World Wide Web. En efecto, esta comenzó como un proyecto del CERN, liderado por Tim Berners-Lee en 1989, cuya finalidad era facilitar el envío e intercambio de datos entre los científicos de todo el mundo a través del incipiente internet de aquella época. Berners-Lee definió los conceptos básicos URL, http y html, y escribió el primer software para un navegador y un servidor. La primera página web fue activada en 1991 (todavía se puede visitar), y en 1993 el CERN decidió que la www estuviese a disposición de los usuarios de internet de todo el mundo de manera gratuita.

En cuanto a la investigación en física de partículas, en el CERN se han construido los tres aceleradores más grandes hasta la fecha, y también los más potentes, a excepción del Tevatrón de Fermilab, solo superado en potencia por el LHC, como apuntamos antes.

La primera de estas máquinas gigantescas fue el SPS (Super Proton Synchrotron), un acelerador circular con un anillo de 6,9 km de longitud dentro de un túnel subterráneo que cruza la frontera entre Suiza y Francia. Entró en funcionamiento en 1976 y aún sigue operando; alcanza una energía máxima de 450 GeV por haz. Se le han dado muchos usos, tanto en experimentos con un blanco fijo como en la función de colisionador entre dos haces enfrentados, ya que es muy versátil, y en su anillo se han acelerado los cuatro tipos de partículas estables: electrones, positrones, protones y antiprotones; así como núcleos de oxígeno, de azufre y de plomo. Además, desde el advenimiento del LHC, el SPS se usa para suministrarle los protones y los núcleos de plomo que necesita. Entre 1981 y 1984 se utilizó exclusivamente como colisionador , y fue cuando cosechó sus mayores éxitos, pues en 1983 sus detectores descubrieron los bosones W +, W – y Z0, mediadores de las interacciones débiles.

El siguiente acelerador gigantesco que se construyó en el CERN fue el Gran Colisionador Electrón-Positrón LEP (Large Electron Positron Collider), de 27 km de longitud. Al igual que el SPS, también se instaló en un túnel bajo tierra, a unos 100 m de profundidad, y también cruzando la frontera entre Suiza y Francia (unas tres cuartas partes del túnel se encuentran en territorio francés). Entró en funcionamiento en 1989 y durante siete años operó a unos 100 GeV (la mitad por cada haz), produciendo unos 17 millones de bosones Z0, que tienen una masa de 91 GeV. Después se mejoró su tecnología para alcanzar los 209 GeV, y poder así producir bosones W + y W –, cuya masa es de 80 GeV, los cuales al estar cargados se crean preferentemente en pares. El LEP logró que se hicieran mediciones de gran precisión sobre resultados ya conocidos, con lo cual pudo probarse que solo existen tres tipos de neutrinos, y en consecuencia solo tres familias de fermiones. No logró descubrir el bosón de Higgs, aunque se acercó bastante, y fue clausurado en noviembre del año 2000, para ser desmantelado y proceder a la construcción del acelerador LHC en el mismo túnel.

Llegados a este punto, los lectores seguramente se preguntarán perplejos dos cosas. Una es cómo es que el acelerador LEP, siendo mucho mayor que el SPS, sin embargo, era mucho menos potente, y no alcanzaba más que la cuarta parte de la energía de este. La otra pregunta es cómo se les ocurrió a los científicos embarcarse en tal obra de ingeniería y tecnología punta para terminar construyendo un acelerador mucho menos potente que el anterior. La respuesta a la primera pregunta es que la energía que se alcanza en una colisión depende crucialmente de las masas de las partículas y de sus velocidades. Por lo tanto, como la masa del protón (y del antiprotón) es unas 2.000 veces mayor que la masa del electrón (y del positrón), y todas estas partículas se mueven en los aceleradores SPS y LEP a velocidades parecidas, del 99,99% de la velocidad límite c, se deduce que la energía producida en una colisión e+ e- debe ser bastante menor que la energía producida en una colisión p p o una colisión .

Por otro lado, y esto contesta la segunda pregunta, las colisiones e+ e- son muy limpias, pues estas partículas son elementales y no presentan ninguna estructura, por lo cual estas colisiones permiten hacer mediciones muy precisas sobre los productos resultantes. Las colisiones entre hadrones, por el contrario, ocurren entre dos multitudes de partículas, como explicamos antes. En consecuencia, no se conoce con precisión la energía de la colisión, pues la energía del hadrón se reparte entre sus constituyentes. Además, la gran cantidad de partículas resultantes, debido a la hadronización, hace muy difícil analizar los productos finales y obtener medidas precisas sobre los mismos.

Vamos ahora con el último de los grandes aceleradores construidos por el CERN, el Gran Colisionador de Hadrones LHC (Large Hadron Collider). Construido dentro del túnel de 27 km que alojaba al acelerador LEP, y usando la tecnología de imanes superconductores heredada del Tevatrón, el LHC se erige como el acelerador más grande y potente que existe en la actualidad. Para su funcionamiento, los imanes tienen que estar a una temperatura inferior a 271,3 ºC bajo cero, para lo cual usan helio líquido. Esta temperatura es inferior a la temperatura más baja que podemos encontrar en el espacio exterior, bañado por la radiación de fondo cósmica de microondas CMB, consistente en fotones con una temperatura de 2,7 K, equivalente a 270,4 ºC bajo cero. (Recordemos que el cero en la escala Kelvin, 0 K, representa la ausencia absoluta de temperatura, para la cual toda agitación térmica cesa, y corresponde a 273,15 ºC bajo cero).

El acelerador LHC se concibió como colisionador p p, principalmente, pero también acelera núcleos de plomo, a los que hace chocar contra otros núcleos de plomo, o contra protones, como decíamos antes. Entró en funcionamiento en septiembre de 2008, pero sufrió una serie de explosiones justo al comenzar, debido a conexiones defectuosas, por lo que estuvo más de un año parado, y en realidad arrancó a funcionar en noviembre de 2009. Una anécdota curiosa sobre el accidente es que cuando los técnicos inspeccionaron el túnel después de las explosiones encontraron charcos a todo lo largo del mismo, que se debían al aire que se había licuado a causa de las bajísimas temperaturas. En su primera fase de funcionamiento, desde 2009 hasta 2013, sus 600 millones de colisiones p p por segundo alcanzaron la energía máxima de 8 TeV, la mitad por cada haz, y se logró el histórico descubrimiento del bosón de Higgs, que fue anunciado en el CERN el 4 de julio de 2012 ante un gran despliegue mediático. En su segunda fase, que comenzó en 2015 y continúa en la actualidad, se han sobrepasado los 1.000 millones de colisiones p p por segundo, y se ha alcanzado la energía de 13 TeV, que es la máxima posible en este acelerador.

Pero el LHC no va a continuar siendo el acelerador de partículas más grande y más potente del mundo por muchos años, ya que hay varios proyectos en marcha para construir otros aceleradores, tanto lineales como circulares, de mayor tamaño, aunque ninguno de estos proyectos ha sido totalmente confirmado. En todo caso, el LHC todavía seguirá operativo una buena temporada, ya que habrá una tercera fase, después de permanecer parado en 2019 y 2020, con varias mejoras tecnológicas incorporadas. Además, una vez concluida esa tercera fase se harán muchas mejoras más, tantas que incluso se le cambiará el nombre al acelerador, que se espera que comience a operar en 2026 y se llamará HL-LHC, donde HL responde a las siglas de Alta Luminosidad en inglés (High Luminosity). (La luminosidad de un haz es proporcional al número de colisiones producidas al hacerlo chocar contra un blanco fijo o contra otro haz).

CAPÍTULO 3

Experimentos con antimateria

En el capítulo anterior vimos que en 1995 un equipo de científicos del CERN logró producir los primeros átomos de antimateria. Eran los más sencillos, átomos de antihidrógeno 1 constituidos por un solo antiprotón en el núcleo y un positrón e+ en la corteza. Esto sucedía exactamente 40 años después de que el antiprotón fuese creado en el Bevatrón de Berkeley, y con ello se abría una nueva etapa en el estudio de la antimateria.

Sin embargo, los primeros átomos de antihidrógeno 1, creados en los laboratorios del CERN y posteriormente también en Fermilab, se movían muy rápido, con velocidades relativistas cercanas a la velocidad límite c, por lo cual no se les podía atrapar para analizarlos y enseguida chocaban con la materia circundante y se aniquilaban. Esta situación cambió en el año 2000, cuando entró en funcionamiento el desacelerador de antiprotones AD (Antiproton Decelerator) en el CERN, el cual, usando dos técnicas de enfriamiento sucesivas además de campos eléctricos apropiados, logra reducir la velocidad de los antiprotones sustancialmente, hasta una décima de c. Así, al mezclar estos antiprotones con positrones en los numerosos experimentos que se realizan, se forman átomos de 1 que no se mueven tan rápido como sus predecesores, por lo cual se les puede confinar un tiempo suficiente para poder analizarlos.

En el momento presente se están realizando cinco experimentos en el enorme hall del desacelerador de antiprotones AD, con el objetivo de estudiar en detalle varios aspectos de la antimateria. Se trata de determinar si esta se comporta exactamente igual que la materia o, por el contrario, existen algunas diferencias. Esto es muy importante ya que, como explicaremos en el próximo capítulo, parece ser que la antimateria primigenia que se creó a la vez que la materia, instantes después del Big Bang, desapareció de nuestro universo en su práctica totalidad, aniquilándose contra la materia. Pero esta no corrió la misma suerte (por eso estamos aquí), y no se termina de entender por qué la antimateria desapareció y la materia no, cuando, según las hipótesis más aceptadas por la comunidad científica, la materia y la antimateria se habrían creado en cantidades idénticas. En consecuencia, cualquier diferencia que se encuentre entre las propiedades de las partículas, o los átomos, de materia y las propiedades de sus homólogos de antimateria podría ayudarnos a resolver el enigma de la desaparición de la antimateria primordial.

En el CERN los antiprotones se producen en el acelerador de protones PS (Proton Synchrotron), haciendo colisionar un haz de protones de unos 25 GeV de energía sobre un bloque de metal. Entre los muchísimos productos resultantes se encuentran también numerosos antiprotones, los cuales son separados y dirigidos al desacelerador AD usando filtros y dispositivos apropiados. Recordemos que uno de los procesos posibles para producir antiprotones de esta manera es + → + + + . Es decir, un protón del haz choca contra un protón de un núcleo atómico del metal y la energía de la colisión se invierte en crear un par protón-antiprotón, mientras que los protones iniciales “reaparecen” debido a la magia de la hadronización resultante de las interacciones fuertes entre quarks, antiquarks y gluones.

El funcionamiento del desacelerador de antiprotones AD es muy parecido al de los aceleradores circulares. Básicamente se trata de un anillo compuesto por imanes que curvan las trayectorias de los antiprotones y los confinan en finos haces, los cuales van dando vueltas mientras campos eléctricos muy intensos los van frenando. Además, los enfriamientos consecutivos aplicados ayudan a mantener a los antiprotones en su trayectoria. Estos pasan un tiempo en el anillo del desacelerador, reduciendo su velocidad hasta que su energía llega a los 5,3 MeV, que es la mínima que se puede conseguir con ese aparato. Y finalmente los antiprotones son suministrados a los diferentes experimentos.

A continuación, vamos a hacer una breve descripción de los cinco experimentos que se están llevando a cabo en el hall del desacelerador AD, los cuales tienen los nombres: ATRAP, ALPHA, ASACUSA, BASE y AEGIS. Pero antes explicaremos algunas nociones básicas sobre la espectroscopía atómica, en particular aplicada al átomo de hidrógeno 1H, pues es una herramienta esencial utilizada por tres de estos experimentos. Además, también daremos algunos detalles sobre el experimento ATHENA, ya concluido, que fue el predecesor del experimento ALPHA, y sobre el próximo experimento GBAR y el nuevo desacelerador de antiprotones ELENA, los cuales se prevé que comiencen a operar en 2018. Finalmente dedicaremos unas líneas al complejo FAIR, en fase de construcción en Alemania, que también proyecta realizar experimentos con átomos de antimateria.

Espectroscopía atómica

Esta técnica permite investigar la estructura interna de los átomos y consiste en bombardear estos con fotones de diversas longitudes de onda λ; es decir, fotones con diferentes energías, pues estas son inversamente proporcionales a λ. De este modo, se pueden observar las excitaciones de los electrones (o positrones, en el caso de los antiátomos), pues estos saltan a niveles energéticos más elevados al absorber fotones de energías apropiadas y, a continuación, se desexcitan emitiendo de nuevo fotones, ya sean de las mismas longitudes de onda, o relacionadas con estas.

A diferencia de los sistemas físicos clásicos, como los sistemas planetarios, que se encuentran girando alrededor de una estrella, los átomos son sistemas cuánticos. Esto implica, entre otras cosas, que sus energías no toman valores continuos, sino valores específicos discretos. Así, mientras que los planetas pueden cambiar de trayectoria y de órbita de manera continua, es decir, tomando valores cualesquiera como consecuencia de perturbaciones varias, los electrones de la corteza atómica no pueden moverse alrededor de los núcleos de cualquier manera, y se distribuyen en el espacio formando los llamados orbitales atómicos, con niveles energéticos permitidos. Estos son muy diferentes de las órbitas clásicas, pues se trata de configuraciones que indican la probabilidad de localizar a los electrones cuando se los detecte, y ni siquiera puede decirse que un electrón siga una trayectoria determinada para ir de un punto a otro del orbital.

Para elevarse a un nivel superior, los electrones necesitan la energía precisa para realizar ese salto cuántico, o transición. Por lo tanto, si se les irradia con fotones resonantes, es decir, de la energía que necesitan o un submúltiplo de esta, podrán realizar la transición absorbiendo uno o más de esos fotones. Se dice, entonces, que los electrones y los átomos se encuentran en un estado excitado; aunque este no suele durar apenas, pues los electrones tienden a regresar a su estado anterior, emitiendo la energía sobrante en forma de fotones también, como si devolvieran aquellos que habían absorbido. Esto hace que todos los elementos de la tabla periódica, de los cuales el hidrógeno es el más simple, tengan un espectro característico de absorción y emisión de fotones dentro del espectro electromagnético.

El nivel de energía más bajo en el que se pueden colocar los electrones corresponde al orbital 1S, donde 1 indica su nivel y S denota que tiene simetría esférica. Pero este orbital solo admite dos electrones, con sus espines opuestos, por lo cual los demás electrones deben situarse en niveles superiores. Como el átomo de hidrógeno solo tiene un electrón (excepto si está ionizado), el átomo se encuentra en su nivel de energía más bajo, denominado estado fundamental, cuando el electrón se encuentra en el orbital 1S. Si se le excita con fotones resonantes, entonces el electrón puede saltar a los orbitales 2S, 3S, o incluso a niveles superiores, así como también a orbitales no esféricos de estos mismos niveles; y se desexcita poco después emitiendo uno o más fotones, cuyas energías suman exactamente la diferencia de energía del electrón entre los dos niveles de la transición. Además, en entornos muy energéticos, como las estrellas, muchos de los electrones excitados en niveles superiores se desexcitan solo parcialmente, y descienden a los orbitales de nivel 2 o 3, o más altos, tanto esféricos como no esféricos, antes de regresar al orbital de más baja energía 1S, o de volver a excitarse de nuevo absorbiendo más fotones.

Figura 10

Primeras series espectrales del hidrógeno.

Las transiciones del electrón del átomo de hidrógeno desde los niveles superiores al orbital 1S, que emiten un solo fotón, producen las líneas espectrales conocidas como serie de Lyman, pues fue Theodore Lyman quien las estudió entre 1906 y 1914, y todas ellas (numeradas como α, β, γ, etc.) se encuentran en la región ultravioleta del espectro electromagnético. Ahora bien, los orbitales desde los que se realizan estas transiciones no son esféricos, sino los denominados 2P, 3P, etc., ya que la emisión, o absorción, de un solo fotón por un electrón no puede producir una transición entre dos orbitales esféricos. La razón es que en las transiciones atómicas se conserva el momento angular, así como la llamada paridad. El primero es igual a cero en los orbitales esféricos, mientras que el espín del fotón (su momento angular intrínseco) vale 1, y a esto hay que añadir, además, que el fotón contribuye, invirtiendo la paridad. Así pues, tenemos que la línea Lyman-α corresponde a la transición 2P-1S del electrón del átomo de hidrógeno, es decir, desde el orbital 2P al orbital 1S; la línea Lyman-β corresponde a la transición 3P-1S; la línea Lyman-γ corresponde a la transición 4P-1S, etc.

Por otro lado, las transiciones que terminan en el orbital 2S son muy conocidas desde el siglo XIX porque cuatro de estas líneas se encuentran en el espectro visible de la luz del Sol. Se las denomina serie de Balmer en honor a Johann Jakob Balmer, quien en 1885 encontró la fórmula matemática que describía exactamente estas líneas espectrales visibles. Naturalmente, ni Balmer ni sus coetáneos podían comprender el porqué de esa fórmula, y tuvieron que pasar bastantes años para que la física cuántica viniera con la respuesta, primero a través del modelo atómico de Bohr (bastante rudimentario), en 1913, y casi dos décadas después a través de la mecánica cuántica.

ATHENA y ATRAP

El primer experimento que logró producir una cantidad considerable de átomos de antihidrógeno 1, gracias a los servicios del desacelerador de antiprotones AD, fue el experimento ATHENA. Creó alrededor de 50.000 antiátomos en agosto de 2002, y unas semanas después el experimento ATRAP también logró producir cantidades notables de estos. En ambos experimentos, los antiprotones provenientes del desacelerador AD tuvieron que frenarse mucho más antes de ponerlos en contacto con los positrones, siguiendo diversas técnicas que utilizaban campos eléctricos para frenarlos y campos magnéticos para confinarlos. Y en ambos casos la fase final consistió en atrapar los antiprotones y los positrones e+ a una temperatura de 4 K (269 ºC bajo cero) y ponerlos en contacto para que se formasen los llamados átomos fríos de 1, que se mueven lentamente, lo cual hace posible analizarlos antes de que se encuentren con la materia ordinaria y se aniquilen entre sí. Los positrones los obtuvieron de una fuente natural: el isótopo radiactivo de sodio 22Na. El experimento ATHENA finalizó en 2004, y dio lugar al experimento ALPHA como su sucesor, el cual heredaría también la mayor parte de los científicos que trabajaban en el proyecto anterior.

El experimento ATRAP, cuyo nombre proviene de Antihydrogen Trap (trampa de antihidrógeno), continuó y sigue existiendo en la actualidad, y ha mejorado sus dispositivos y procedimientos en varias ocasiones. Su portavoz es Gerald Gabrielse, de la Universidad de Harvard (EE UU). Este fue el primer experimento que usó positrones “fríos” para enfriar antiprotones previamente confinados en una trampa, y también fue pionero en medir la intensidad del campo eléctrico necesaria para ionizar los átomos de 1, es decir, para arrancarles el positrón de la corteza. Los resultados mostraron que la mayoría de los antiátomos obtenidos se formaban en estados muy excitados, con los positrones ocupando niveles desde el 43 hasta el 55.

Hasta el presente, el equipo de investigación no ha encontrado ninguna diferencia entre los átomos de antihidrógeno 1 y los átomos de hidrógeno 1H, en lo que se refiere a las energías de los orbitales. Su resultado más relevante, obtenido en 2013, consistió en medir con gran precisión el momento magnético del antiprotón para compararlo con el del protón, y encontraron que son idénticos (dentro de los límites experimentales), excepto por el signo, puesto que tienen que ser opuestos. El momento magnético de una partícula, o un átomo, es una propiedad que nos indica su sensibilidad hacia los campos magnéticos. De hecho, gracias a que los átomos neutros tienen momento magnético, se les puede confinar en trampas magnéticas, mientras que los campos eléctricos solo permiten atrapar iones o partículas cargadas, pero no átomos neutros por carecer estos de carga eléctrica.

ALPHA

Vamos a ver ahora el experimento ALPHA, sucesor del experimento ATHENA, cuyo nombre viene de Antihydrogen Laser Physics Apparatus (aparato de física láser para antihidrógeno). Comenzó a operar en abril de 2008 y su portavoz es Jeffrey Hangst, de la Universidad de Aarhus (Dinamarca). Su misión principal es crear, capturar y analizar átomos de antihidrógeno 1 para compararlos con los átomos de hidrógeno 1H. El análisis de los antiátomos se realiza usando espectroscopía láser y de microondas, así como otras técnicas. En junio de 2011 la colaboración ALPHA logró atrapar unos 300 átomos de 1 durante 16 minutos, tiempo suficiente para comenzar a estudiar sus propiedades en detalle. Este resultado, de importancia capital, se debió a que ALPHA usa una trampa magnética para atrapar los antiátomos de la que carecía ATHENA, que mezclaba los antiprotones y los positrones e+ en una trampa solo para partículas cargadas. En consecuencia, una vez formados los átomos de 1 estos se iban a la deriva, al ser eléctricamente neutros, aniquilándose contra las paredes de la trampa. Estas registraban las aniquilaciones, que podían ser analizadas a continuación, y se encontró que estos antiátomos solo sobrevivían unos pocos microsegundos después de haberse creado.

Como decíamos, los átomos neutros pueden confinarse en trampas magnéticas apropiadas, gracias a que están dotados de momento magnético. Pero estas trampas son muy débiles, por lo cual solo pueden capturar átomos de 1 con energías cinéticas máximas (las asociadas a su velocidad) equivalentes a una temperatura de 1 K (272 ºC bajo cero), solo un grado por encima del cero absoluto. Para conseguir estas temperaturas tan bajas, el experimento ALPHA utiliza una técnica conocida como enfriamiento evaporativo. Ahora bien, para aplicar las técnicas de espectroscopía láser es necesario que los antiátomos se encuentren en su estado de más baja energía, el estado fundamental con el positrón en el orbital 1S, lo cual no ha sido el caso para la mayoría de los antiátomos que se han creado hasta el presente. Esta circunstancia reduce bastante el número de antiátomos que se pueden analizar usando dichas técnicas.

A finales de diciembre de 2016 la colaboración ALPHA marcó un hito, pues publicó la primera observación de la transición 1S-2S en átomos de antihidrógeno 1, convirtiéndose así en la primera línea espectral observada en estos antiátomos y la primera observada en átomos de antimateria en general. El método seguido consistió en irradiar los antiátomos confinados en la trampa magnética con dos haces enfrentados de luz láser ultravioleta de longitud de onda λ = 243 nm. Esta luz es resonante con la transición 1S-2S en átomos de hidrógeno 1H, pues la absorción de dos de estos fotones enfrentados hace saltar al electrón del orbital 1S al orbital 2S (al viajar en direcciones opuestas, el momento angular total de los fotones es cero, por lo que se conserva el momento angular en la transición). De este modo, en el caso de que los átomos de 1 tengan exactamente los mismos niveles energéticos que los átomos de 1H, la exposición a esta luz hará que gran parte de los antiátomos que se encuentren en su estado fundamental se exciten, y su positrón salte del orbital 1S al 2S, absorbiendo un par de fotones enfrentados.

Ahora bien, ocurre que los antiátomos excitados abandonan la trampa magnética, ya que esta no ejerce una fuerza suficiente para retenerlos, chocando contra sus paredes y aniquilándose como resultado. Por este motivo, los investigadores irradiaron los átomos de 1, tanto con el láser ajustado a la λ resonante como con el láser no ajustado a dicha λ, y a continuación analizaron cuántos antiátomos se habían aniquilado contra las paredes de la trampa magnética, en ambos casos, y cuantos permanecieron en esta. Encontraron que 67 antiátomos permanecieron en la trampa cuando el láser estaba ajustado a la λ resonante, frente a 159 cuando el láser no tenía tal ajuste. Y respecto a los átomos que habían escapado de la trampa y se habían aniquilado contra las paredes, pudieron detectar de forma directa que 79 de ellos lo habían hecho mientras los irradiaba el láser resonante, frente a 27 cuando los irradiaba el láser no resonante. Estas comparaciones les hicieron concluir que la luz láser resonante estuvo, de hecho, interaccionando con los átomos de antihidrógeno 1 vía la transición 1S-2S, idéntica por tanto a la de los átomos de hidrógeno 1H.

La colaboración ALPHA mejoró estos resultados ligeramente en 2017, y entre sus planes futuros proyecta observar, en los átomos de 1, la línea espectral Lyman-α correspondiente a la transición 1S-2P de los átomos de 1H, cuya longitud de onda es de λ = 121,57 nm. Para realizar esa transición, es decir, para saltar al orbital 2P, solo sería necesario que el positrón del orbital 1S absorbiese un fotón con dicho valor de λ, por lo cual solo haría falta un haz de luz láser ajustada a esa λ resonante. Esto requeriría un montaje experimental más sencillo que en los experimentos anteriores. El problema, sin embargo, es que, en la práctica en el laboratorio, resulta muy difícil ajustar un haz de luz láser a la longitud de onda de λ = 121,57 nm, y esta es la razón por la que aún no se han realizado tales experimentos.

Siguiendo con las investigaciones usando espectroscopía, en agosto de 2017 la colaboración ALPHA volvió a publicar una primicia, ya que, exponiendo los átomos de 1 a una radiación determinada de microondas, lograron inducir transiciones atómicas hiperfinas dentro del nivel fundamental 1S. Estas transiciones corresponden a subniveles energéticos muy cercanos entre sí y tienen su origen en la interacción entre el espín del positrón y el espín del antiprotón en el núcleo atómico. Pues bien, el equipo fue capaz de medir dos líneas espectrales hiperfinas del átomo de 1, y no observaron ninguna diferencia comparándolas con las líneas espectrales hiperfinas homólogas del átomo de 1H.

Aparte de las técnicas usando espectroscopía, en 2013 la colaboración ALPHA publicó unos resultados describiendo el primer análisis directo de cómo el antihidrógeno es afectado por la gravedad de la Tierra, como veremos en detalle cuando describamos el experimento AEGIS. Aunque no lograron determinar si los átomos de 1 caen hacia abajo o suben hacia arriba, y los resultados encontrados no tuvieron la más mínima relevancia, lo cierto es que este análisis marcó un camino a seguir para lograr mejores resultados en el futuro.

ASACUSA

El experimento ASACUSA, Atomic Spectroscopy And Collisions Using Slow Antiprotons (espectroscopía atómica y colisiones usando antiprotones lentos), también hace amplio uso de la espectroscopía, como su nombre indica, aunque de una manera muy diferente a la de los otros experimentos. Comenzó su andadura al mismo tiempo que el experimento ATRAP, en febrero de 2002, y su portavoz es Ryugo Hayano, de la Universidad de Tokio (Japón). La colaboración ASACUSA cuenta con una fuerte presencia japonesa, nada menos que cinco instituciones de ese país frente a cinco instituciones de otros tantos países europeos. El propio nombre de este experimento se convierte en el nombre de un templo zen japonés tan solo con cambiar la letra C por K. De hecho, durante un primer encuentro antes de que comenzaran los experimentos, en el Workshop Colisiones Atómicas y Espectroscopía con Antiprotones Lentos, que tuvo lugar en Tsurumi en julio de 1999, a los participantes les ofrecieron un curso sobre budismo zen y los llevaron a practicar meditación al templo a las tres y media de la madrugada.

Una particularidad del experimento ASACUSA que lo hace especialmente curioso es que utiliza helio antiprotónico para sus investigaciones con espectroscopía láser. Sus átomos tienen en realidad una estructura intermedia entre átomos y moléculas, y consisten en átomos de helio a los que se les ha sustituido uno de los dos electrones por un antiprotón , que al tener carga eléctrica negativa encaja perfectamente en lugar del electrón e-. Vemos pues que el helio antiprotónico es un híbrido en dos sentidos: por un lado, está constituido por materia y antimateria, y por otro lado la estructura de sus átomos exóticos se encuentra a medio camino entre un átomo y una molécula, al ser el antiprotón el núcleo del átomo de 1. Por lo tanto, estos átomos exóticos constan de dos núcleos atómicos, como una molécula, pero su estructura electrónica es como la de un átomo, por lo cual se los denomina también atómculas.

Estos átomos exóticos se producen mezclando antiprotones con gas helio, aunque la mayor parte de los antiprotones se aniquilan de inmediato al entrar en contacto con los protones de los núcleos atómicos del gas. Pero un 3% de ellos, aproximadamente, logra arrancar un electrón de la corteza de un átomo y se pone a orbitar en torno al núcleo en su lugar, “suplantándolo”, aunque en un orbital bastante más elíptico. De esta manera, los antiprotones pueden permanecer en la corteza atómica durante decenas de microsegundos, es decir del orden de 10-5 s, que es un tiempo suficiente para este tipo de experimentos, antes de caer finalmente al núcleo y aniquilarse con un protón.

Pues bien, usando espectroscopía láser en el helio antiprotónico, ajustando la longitud de onda de la luz hasta que los antiprotones entraban en resonancia y saltaban de su órbita a otra superior, la colaboración ASACUSA pudo determinar la masa del antiprotón respecto a la del electrón, encontrando que es idéntica a la masa del protón, con una precisión de una parte entre 109. Este resultado lo publicaron en julio de 2011 y lo mejoraron ligeramente en noviembre de 2016, al lograr enfriar 2.000 millones de atómculas de helio antiprotónico hasta una temperatura de 1,5 K.

Figura 11

Esquema de una atómcula de helio antiprotónico.

Además, en enero de 2014 el equipo logró producir un haz de átomos de 1 por vez primera. Detectaron 80 átomos a una distancia de 2,7 m de la trampa magnética en donde los habían creado, en un punto en el que la influencia de los campos magnéticos era insignificante. Este resultado abrió la posibilidad de hacer estudios de gran precisión sobre los átomos en vuelo, lejos de las perturbaciones de los campos magnéticos, como es el estudio de la estructura hiperfina usando espectroscopía de microondas, pero con una tecnología diferente y complementaria a la usada por la colaboración ALPHA.

BASE

El experimento BASE, Baryon Antibaryon Symmetry Experiment (experimento sobre la simetría barión antibarión), comenzó en septiembre de 2014, y su portavoz es Stefan Ulmer, del centro de investigación RIKEN (Japón). Su objetivo es comparar las propiedades fundamentales de los protones y los antiprotones, principalmente el momento magnético. Para realizar los experimentos, el equipo enfría los antiprotones hasta 1K, y los atrapa usando contenedores electromagnéticos sofisticados, gracias a los cuales ha logrado almacenar una cantidad apreciable de los mismos durante más de un año. Desde estos contenedores los antiprotones son suministrados uno por uno a otras trampas magnéticas adicionales para observar su comportamiento, lo cual permite a los investigadores determinar su momento magnético. Este es una de las características intrínsecas de las partículas más estudiada, y en teoría debe ser idéntica para las partículas y sus antipartículas, aunque con signos opuestos, como apuntamos antes.

El resultado más relevante obtenido por la colaboración BASE, publicado en enero de 2017, ha sido la determinación más precisa hasta la fecha del momento magnético del antiprotón. Las medidas realizadas muestran que las magnitudes de los momentos magnéticos del protón y del antiprotón son idénticas, con una precisión de 0,8 partes por millón, mejorando los resultados obtenidos por la colaboración ATRAP, en 2103, en un factor 6.

AEGIS

El experimento AEGIS, Antihidrogen Experiment: Gravity, Interferometry, Spectroscopy (experimento antihidrógeno: gravedad, interferometría, espectroscopía), completó su instalación en enero de 2013, y su portavoz es Michael Doser, investigador del CERN. Es un proyecto totalmente europeo, en el que participan 16 instituciones de nueve países. Su objetivo principal, al menos durante los primeros años, es medir la aceleración que adquieren los átomos de antihidrógeno al estar sometidos únicamente a la gravedad terrestre, y compararla con la aceleración correspondiente que adquieren los átomos de hidrógeno; lo que es lo mismo, estudiar la caída libre de los cuerpos de antimateria en el campo gravitatorio terrestre y compararla con la caída libre de los cuerpos de materia. A continuación vamos a explicar brevemente lo que esto significa.

En el capítulo 1 vimos que la masa es una propiedad polifacética de las partículas y de los cuerpos en general, y mencionamos tres facetas de la misma. Dos de estas están involucradas en el fenómeno de la caída libre de un cuerpo en el campo gravitatorio de otro cuerpo, caída en la que no interviene ninguna otra fuerza. A estas dos facetas de la masa se las conoce como masa inercial y masa gravitatoria, que podemos escribir como mi y mg, respectivamente. La primera es responsable de la resistencia que opone el cuerpo a que lo aceleren (o desaceleren); es decir, a cambiar su velocidad, tanto en magnitud como en dirección o sentido, y viene expresada por la fórmula F = mi a. La masa gravitatoria mg, por su parte, hace la función de carga gravitatoria del cuerpo. Recordemos que, según la ley de la gravitación universal de Newton, la fuerza de atracción gravitatoria entre dos cuerpos es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. Por tanto, como el peso P que hace caer un cuerpo en el campo gravitatorio terrestre es precisamente la fuerza de atracción entre ese cuerpo y la Tierra, podemos expresarlo usando la ley de Newton de la forma:

,

donde G es la constante de la gravitación, mg es la masa gravitatoria del cuerpo, MT es la masa de la Tierra y r es la distancia entre el cuerpo y el centro de la Tierra. En este contexto podemos escribir la fórmula anterior, F = mi a, como:

P = mi g,

donde g es la aceleración que adquiere el cuerpo de masa inercial m1 sometido a la fuerza de atracción de la Tierra; o en otras palabras, al caer en el campo gravitatorio terrestre. Igualando las dos expresiones para el peso se obtiene:

En esta igualdad vemos que si se cumple que la masa inercial y la masa gravitatoria son idénticas; es decir, si mi = mg, entonces la aceleración g producida por la gravedad terrestre es universal, es decir, igual para todos los cuerpos, pues no depende de sus masas y solo depende de la altura de la que estos caen, resultando ser:

La universalidad de la caída libre, la independencia de g respecto de las masas de los cuerpos que caen, ha sido comprobada con una enorme precisión en el caso de la materia ordinaria, implicando que la masa inercial mi y la masa gravitatoria mg son idénticas para esta, al menos dentro de los límites experimentales conocidos.

Si consideramos otro planeta o satélite, en vez de la Tierra, los resultados son similares, obviamente, sin más que sustituir en la expresión anterior la masa de la Tierra MT por la masa del astro de que se trate. Curiosamente, los astronautas de la misión Apolo 15 hicieron un pequeño vídeo en la Luna, disponible en internet, en donde se ve al comandante, David Scott, de pie en la superficie lunar, dejando caer un martillo y una pluma a la vez desde una misma altura. Como era de esperar, los dos cuerpos llegan al mismo tiempo al suelo debido a la ausencia de aire en la Luna, pues la resistencia del aire es lo que boicotea este tipo de experimentos aquí en la Tierra, obligándonos a realizarlos dentro de dispositivos a los que se les ha extraído el aire.

Volviendo a la antimateria, los experimentos diseñados para estudiar su comportamiento, bajo la acción de la gravedad terrestre, tienen que dilucidar tres cuestiones directamente relacionadas con la universalidad de la caída libre. Una es si esta se extiende también a la antimateria; es decir, si la aceleración de la gravedad g tiene el mismo valor para los cuerpos de materia y los cuerpos de antimateria. De no ser así, la razón podría deberse a que la constante G de la gravitación fuera distinta para la atracción entre dos cuerpos de materia y la atracción entre un cuerpo de materia y otro de antimateria. Otra cuestión, que en realidad es un caso particular de la anterior, es si la fuerza de la gravedad entre un cuerpo de materia y otro de antimateria es también atractiva, como implica la relatividad general, que es la mejor teoría que tenemos para describir la gravitación. De no ser así, esto marcaría un antes y un después en la física teórica, y daría paso a una auténtica revolución.

Y la última cuestión es si la masa inercial mi y la masa gravitatoria mg de los cuerpos de antimateria son también idénticas, como sucede en el caso de los cuerpos de materia. De hecho, podría suceder, y esto está relacionado con la segunda cuestión, que estas masas fuesen idénticas en magnitud, pero de signo opuesto (de manera análoga a las cargas eléctricas de signo opuesto). Esto tendría como resultado que la masa gravitatoria de la antimateria sería negativa, y generaría fuerzas repulsivas sobre los cuerpos de materia. Y a la inversa, los cuerpos de materia generarían fuerzas repulsivas sobre los cuerpos de antimateria, por lo cual los átomos de antihidrógeno 1 caerían “hacia arriba”, en vez de hacia abajo, en el campo gravitatorio terrestre.

Figura 12

Caída libre de átomos de 1 y 1.

La colaboración ALPHA publicó en 2013 dos resultados sobre el comportamiento del antihidrógeno en el campo gravitatorio terrestre. Uno de ellos fue que su masa gravitatoria es menor que 110 veces su masa inercial, es decir, mg < 110 mi, lo cual es un resultado de poca relevancia habida cuenta de que se espera que estas dos masas sean idénticas. El otro resultado fue que el antihidrógeno no es repelido por la Tierra con una masa gravitatoria mayor que 65 veces su masa inercial, es decir, mg ≤ 65 mi, en el caso en que hubiera repulsión gravitatoria entre la materia y la antimateria.

La colaboración AEGIS, por su parte, no ha publicado ningún resultado todavía. Como decíamos, su misión consiste en medir la aceleración de la gravedad g con la que caen, o suben hacia arriba, los átomos de 1 en caída libre, es decir, solo bajo la influencia de la gravedad terrestre y lejos del alcance de ninguna otra fuerza. Para producir los antiátomos usa el sodio radiactivo 22Na como fuente de positrones, combinando estos con los antiprotones que provienen del desacelerador AD, al igual que se hace en los experimentos anteriores. Sin embargo, el procedimiento seguido es muy diferente al de los otros experimentos, pues primero manipula los positrones usando nanotecnología para que formen estados ligados con los electrones, el llamado positronio. Esto hace que los positrones duren más tiempo antes de aniquilarse con los electrones. Luego excita el positronio obtenido con pulsos de luz láser, para distanciar a los positrones de los electrones, y a continuación lo hacen colisionar contra los antiprotones, de tal manera que se obtiene un haz de átomos de 1 viajando horizontalmente.

Estos haces pasan a través de un instrumento llamado deflectómetro de Moiré, que consiste en un sistema de rejillas que los escinden y los transforman en rayos paralelos. Finalmente, aquellos antiátomos que logran atravesar todas las rejillas impactan contra una pantalla vertical, aniquilándose con la materia. Los puntos exactos donde ocurrieron las aniquilaciones, así como las velocidades que llevaban los antiátomos, pueden analizarse con mucha precisión a través de emulsiones fotográficas y otros dispositivos. Y de esos datos se deduce cuánto han caído los átomos de 1 durante su vuelo, lo cual permite determinar la aceleración g de la gravedad para estos.

El experimento se encuentra en la fase de análisis de las aniquilaciones de los átomos de 1 contra la pantalla, produciendo, sobre todo, piones e iones pesados. Como esta tarea es muy ardua y laboriosa, la colaboración AEGIS ha puesto en marcha el proyecto de nombre Antimatter en una plataforma de crowdcrafting (tareas llevadas a cabo por multitud de personas) de ciencia ciudadana. En concreto, los investigadores del equipo están pidiendo ayuda a todas las personas interesadas para que participen en el análisis de las aniquilaciones, mediante el reconocimiento de los distintos patrones de las trazas que dejan los piones sobre las emulsiones fotográficas.

ELENA

Los experimentos que acabamos de describir están de enhorabuena porque un nuevo instrumento va a acoplarse al desacelerador AD para reducir aún más la velocidad de los antiprotones. Se trata del anillo desacelerador ELENA, de 30 m de circunferencia, cuyo nombre significa Extra Low Energy Antiproton (antiprotones de energía extra baja). Como explicamos antes, el desacelerador AD solo puede frenar los antiprotones provenientes del acelerador PS hasta una energía de 5,3 MeV, que corresponde a una velocidad todavía muy alta para que los antiprotones puedan analizarse y puedan capturar positrones para formar átomos de 1. Por este motivo, cada experimento tiene que buscar otros procedimientos para frenar mucho más los antiprotones, de manera que la energía cinética de estos se traduzca en unas temperaturas bajísimas, entre 1K y 4K.

Esto repercute, lógicamente, en la eficiencia y rendimiento de los experimentos, por lo cual se decidió construir un segundo desacelerador de antiprotones para acoplarlo al desacelerador AD. El anillo de ELENA va a reducir la energía de los antiprotones provenientes de este en un factor 50, aproximadamente, hasta 0,1 MeV. Además, aumentará la densidad de los haces, por lo cual mejorará la eficiencia con la que los experimentos capturan los antiprotones en sus trampas electromagnéticas, en un factor entre 10 y 100. Y, por si esto fuera poco, ELENA también permitirá que varios experimentos reciban haces de antiprotones simultáneamente.

El 2 de agosto de 2017, circuló en el anillo de ELENA el primer haz de antiprotones de 5,3 MeV procedente del desacelerador AD. Este fue un experimento de prueba para su montaje, ya que aún faltaban piezas importantes para su funcionamiento, sobre todo en el sistema de radiofrecuencias que usa para desacelerar los antiprotones. Finalmente, en abril de 2018, con todos sus elementos ensamblados, comenzaron las pruebas y ajustes en la máquina para su puesta a punto, y se espera que entre en funcionamiento a mediados de 2018, o al menos antes de la parada técnica de todos los aceleradores del CERN, que tendrá lugar en diciembre de ese mismo año. Esta parada durará dos años y obligará a dejar en suspenso todos los experimentos que tienen lugar en el hall del desacelerador AD. En todo caso, el primer cliente de ELENA no va a ser ninguno de los experimentos que están ahora en marcha, sino que será el nuevo experimento GBAR, del que trataremos a continuación.

GBAR

El experimento GBAR se instaló en el hall del desacelerador AD en diciembre de 2016, y se acopló al anillo del desacelerador ELENA unos meses después. Su nombre proviene de Gravitational Behaviour of Antihydrogen at Rest (comportamiento gravitacional del antihidrógeno en reposo), y su portavoz es Patrice Pérez, del Instituto de Investigación de las Leyes Fundamentales del Universo (IRFU, CEA), en Saclay (Francia). Tiene una marcada presencia francesa, cinco instituciones de ese país, junto con varias instituciones europeas, japonesas y coreanas.

El objetivo principal de este proyecto, al igual que el del proyecto AEGIS, es medir la aceleración de la gravedad g experimentada por los átomos de antihidrógeno 1 en caída libre en la Tierra, pero las técnicas que utiliza son muy diferentes. En primer lugar, el experimento GBAR no usará átomos neutros de 1 hasta el último instante, sino iones 1+ con carga eléctrica positiva formados por dos positrones e+ orbitando un antiprotón . Estos iones son muy difíciles de producir, pero una vez creados se los puede manipular mucho más fácilmente que a los átomos neutros, usando campos electromagnéticos. En segundo lugar, GBAR necesita haces de positrones con una intensidad 100 veces superior a la que suministran las fuentes radiactivas naturales, por lo que han tenido que construir un pequeño acelerador lineal de 1,2 m de longitud, de nombre GBAR linac. Este acelera electrones hasta una energía de 10 MeV y los hace colisionar contra un blanco, lo cual produce los positrones requeridos.

En este experimento también se manipularán los positrones para que formen positronio con electrones, y luego excitarán el positronio con luz láser antes de mezclarlo con los antiprotones provenientes del desacelerador ELENA. En las pruebas que ya se han realizado, la mayoría de los antiprotones capturan un solo positrón, pero algunos de ellos capturan dos positrones (en dos fases consecutivas), y se crean así los iones 1+. Estos serán desacelerados mucho más, hasta que sus velocidades sean menores que 1 m/s, equivalentes a temperaturas de 10 μK (¡millonésimas de Kelvin!), por lo que se les califica de iones ultrafríos. Finalmente, usando un láser de longitud de onda apropiada, se conseguirá arrancar el positrón adicional a los iones 1+, convirtiéndolos así en átomos neutros de 1, sujetos únicamente a la fuerza del campo gravitatorio terrestre, por lo que caerán (¿o subirán?) en el mismo.

La primera fase del experimento GBAR consistirá en la creación de los iones 1+, y la segunda fase se centrará en analizar la caída libre de los antiátomos neutros. Se espera que ambas fases puedan comenzar antes de la parada técnica del CERN, que, como decíamos, tendrá lugar en diciembre de 2018.

FAIR

No podemos terminar este capítulo sin mencionar el complejo FAIR, en avanzado estado de construcción en Hesse, cerca de Darmstadt, en Alemania. Su nombre es International Facility for Antiproton and Ion Research (Laboratorio Internacional para la Investigación de Antiprotones e Iones). Estas instalaciones darán cabida a 3.000 científicos, aproximadamente, de unos 50 países, y permitirán llevar adelante varios proyectos a la vez, como ocurre en el CERN, pero haciendo uso de energías mucho más bajas que este para sus investigaciones. De hecho, el anillo del acelerador principal solo tiene 1,1 km de longitud, y en este se acelerarán núcleos atómicos e iones.

Los experimentos que se realizarán en FAIR cubrirán muchas áreas científicas, con el objetivo de explorar la naturaleza de la materia y la evolución del universo. Entre estas áreas se encuentran la física atómica y nuclear, la física del plasma, la biología, la astrofísica y la ciencia de materiales. En lo que se refiere a la antimateria, contará con dos experimentos principales: FLAIR, Facility for Low-Energy Antiproton and Heavy Ion Research (Laboratorio para la Investigación de Antiprotones de Baja Energía y de Iones Pesados), y PANDA, Antiproton Annihilation at Darmstadt (aniquilación de antiprotones en Darmstadt), cuyo detector tendrá que procesar 10 millones de aniquilaciones por segundo.

CAPÍTULO 4

La asimetría materia-antimateria

La asimetría existente entre las cantidades de materia y de antimateria en nuestro universo observable es abrumadora, y constituye uno de los enigmas más impactantes y fascinantes de la física de partículas y de la cosmología. Sin embargo, la magnitud exacta de esta asimetría no se deduce de manera clara y definitiva de las observaciones astronómicas, y las estimaciones que se hacen sobre la misma dependen de los modelos teóricos que se usan para describir la física del universo primitivo, en el que se habría generado esta asimetría. Por estas razones hay discrepancia entre los científicos; y si bien la opinión mayoritaria es que la antimateria primordial desapareció en su totalidad durante los primeros instantes de existencia del universo, no faltan quienes defienden que no fue necesariamente así, y que pequeñas islas de antimateria primordial podrían haber sobrevivido y existir en el universo actual en la forma de estructuras tales como nubes de gas, estrellas, agujeros negros e incluso galaxias, constituidas todas ellas enteramente por antimateria.

Cuando miramos el firmamento en una noche estrellada, lejos de las luces urbanas, nos encontramos con un espectáculo sin igual. Miríadas de puntitos luminosos nos rodean en todas direcciones, concentrándose particularmente en una franja que nuestros ancestros denominaron Vía Láctea, pues se asemeja a un camino de leche derramada. Hoy sabemos que esta franja no es sino el disco de la galaxia que nos alberga, visto de canto desde su interior, que es donde se encuentra nuestro Sistema Solar. Entendemos que esos puntitos luminosos que vemos se corresponden con objetos astronómicos, principalmente estrellas, además de los seis planetas que pueden apreciarse a simple vista. Si en esos instantes pusiéramos nuestra atención en un puntito cualquiera y nos preguntásemos si el cuerpo que reluce está formado por materia o por antimateria, ¿qué nos responderíamos? ¿Podríamos deducir de algún modo si los átomos y las reacciones nucleares que emitieron esa luz eran átomos de materia y reacciones entre sus núcleos o, por el contrario, se trataba de átomos y reacciones nucleares de antimateria?

Por lo que sabemos hasta el presente, y a menos que nos den una sorpresa los experimentos que se están realizando en el CERN, la luz emitida por un átomo de antimateria debería ser idéntica a la luz emitida por su homólogo de materia; y lo mismo habría que decir de los fotones producidos en las reacciones nucleares que tienen lugar en el interior de las estrellas. En consecuencia, no es posible distinguir si un astro es de materia o de antimateria a juzgar por la luz, en realidad por toda la radiación electromagnética, que nos llega del mismo. El propio Paul Dirac, en el discurso que pronunció en la ceremonia de entrega de los premios Nobel en 1933, de título “La teoría de electrones y positrones”, ya puso de manifiesto este aspecto curioso de la antimateria en sus palabras finales:

Si aceptamos como válido el parecer de que hay una simetría total entre la carga eléctrica positiva y la carga eléctrica negativa, en lo que concierne a las leyes fundamentales de la Naturaleza, entonces tenemos que considerar como un accidente el que la Tierra (y presumiblemente todo el Sistema Solar) contenga una preponderancia de electrones negativos y protones positivos. Es bastante posible que para algunas estrellas la situación sea la inversa, y estén formadas mayormente por positrones y protones negativos. De hecho, podría existir la mitad de las estrellas de cada tipo. Los dos tipos de estrellas mostrarían exactamente los mismos espectros, y no habría manera de distinguirlos a través de los métodos astronómicos actuales.

Irónicamente, las estrellas llevan una etiqueta que no se conocía en tiempos del discurso de Dirac, una señal inequívoca que muestra si están formadas por materia o por antimateria, y que nos permitiría diferenciar entre las dos posibilidades. El problema es que con nuestros instrumentos actuales no tenemos la posibilidad de leer esas etiquetas.

Veamos, en las capas más profundas del interior de las estrellas los núcleos de los átomos se fusionan entre sí, produciendo núcleos mayores. Esta fusión requiere enormes temperaturas, en nuestro Sol en torno a los 15 millones de grados centígrados, para que los protones puedan vencer la repulsión electrostática que los separa y se acerquen lo suficiente para quedar unidos por la fuerza fuerte, mucho más poderosa que la eléctrica, pero de muy corto alcance. La reacción nuclear primigenia dentro de las estrellas se suele describir como la combustión del hidrógeno primordial, creado en los comienzos del universo, dando como resultado la producción de helio. Pero, en realidad, a las temperaturas que reinan en las capas más profundas de las estrellas, los protones y los electrones no pueden unirse para formar átomos; en su lugar forman una especie de gas caótico que se denomina plasma, y los átomos quedan relegados a las capas más externas, con temperaturas más tolerables.

Lo que sucede en el horno nuclear de las estrellas primigenias es que cuatro protones, es decir, cuatro núcleos de hidrógeno 1H, se fusionan, dando como resultado un núcleo de helio 4He, es decir, una partícula α constituida por dos protones y dos neutrones. Ahora bien, esta fusión tiene lugar en varias fases, no es en absoluto sencilla ni directa, y además de producir el núcleo de 4He, también genera dos positrones e+, dos neutrinos electrónicos νe y varios fotones. Estos últimos se quedan atascados dentro del plasma, y necesitarán muchos cientos de miles de años para aflorar en las capas externas de la estrella y alejarse hacia el espacio exterior. Por su parte, los positrones se aniquilan de inmediato con los electrones del plasma, y producen dos fotones más por cada aniquilación, mientras que los neutrinos salen despedidos a velocidades cercanas a c, atravesando la estrella y todo lo que se les ponga por delante, incluidos los planetas que encuentren a su paso.

Pues bien, en una estrella de antimateria primigenia las reacciones nucleares análogas comenzarían con la fusión de cuatro antiprotones, dando como productos finales: un núcleo de antihelio (una partícula antialfa constituida por dos antiprotones y dos antineutrones), dos electrones e–, dos antineutrinos electrónicos y varios fotones. Los electrones se aniquilarían de inmediato con los positrones del plasma positrón-antiprotón, dando dos fotones más por cada aniquilación, y los antineutrinos saldrían despedidos. En consecuencia, las etiquetas que indicarían si una estrella está formada por materia o por antimateria estarían escritas con neutrinos o con antineutrinos, respectivamente, pero quedarían fuera del alcance de nuestros rudimentarios telescopios de neutrinos al no tener estos ni la capacidad ni la resolución para observarlas.

Sin embargo, desde hace unas décadas sabemos que el dominio de la materia sobre la antimateria es aplastante, al menos en la parte observable de nuestro universo, por lo cual bien podría suceder que todos los puntitos luminosos que admiramos en una noche estrellada estén constituidos por materia ordinaria. Las observaciones astronómicas pertinentes, que pueden suministrar información sobre la existencia de antimateria en el universo, se encuadran principalmente en tres frentes: la radiación cósmica difusa de fondo de rayos gamma, DGRB (Diffuse Gamma Ray Background); la radiación cósmica de fondo de microondas, CMB (Cosmic Microwave Background); y la radiación de rayos cósmicos. De esta última ya nos hemos ocupado en el capítulo 2. Vimos que en los rayos cósmicos primarios solo se han encontrado antiprotones y positrones, en lo que se refiere a la antimateria, y además en cantidades insignificantes comparadas con la abundancia de partículas de materia. Estas cantidades están de acuerdo con las estimaciones sobre la producción de antipartículas secundarias, creadas en colisiones entre partículas de materia y en procesos astrofísicos conocidos, por lo cual no hay indicios de que existan antipartículas primordiales creadas en los primeros instantes de existencia del universo.

La radiación cósmica difusa de fondo de rayos gamma, DGRB, se interpreta como la acumulación de emisiones de rayos gamma provenientes de fuentes que no son lo suficientemente brillantes para que se las pueda detectar de manera individual. Esto puede deberse a que, efectivamente, las fuentes no sean brillantes, o bien a que se encuentren tan lejos que no las podamos resolver con nuestros telescopios y detectores de rayos gamma. Su composición exacta es desconocida, aunque se sabe que tiene una componente galáctica, es decir, de emisiones dentro de nuestra propia galaxia, y también una componente extragaláctica. La radiación cósmica de fondo de microondas, CMB, a su vez, puede considerarse como una radiación fósil, ya que fue liberada en el universo primitivo. Está constituida por fotones en el rango de las microondas, centrados en la longitud de onda λ = 1,9 mm, y su espectro de potencias (la potencia irradiada en función de λ) se corresponde con la llamada radiación térmica de cuerpo negro a una temperatura de 2,7 K.

En cuanto a la posibilidad de observar señales en la radiación cósmica DGRB que indiquen la presencia de antimateria en el universo, hay que tener en cuenta que, si bien la luz que recibimos de las estrellas no nos da ninguna información sobre si proceden de cuerpos de materia o de antimateria, la ausencia de cierto tipo de señales electromagnéticas sí nos da información suficiente para poder hacer estimaciones de la asimetría materia-antimateria, aunque estas estimaciones dependen de los diferentes modelos teóricos utilizados. Nos referimos a las fronteras entre regiones de materia y regiones de antimateria, de existir estas. Estas fronteras, que no se observan, exhibirían una enorme producción de energía, principalmente rayos gamma, a causa de la aniquilación entre las partículas de materia y las partículas de antimateria, pero podrían pasar desapercibidas, no obstante, si las regiones de antimateria fuesen como pequeñas islas rodeadas por un océano de materia, como ocurre en los modelos de fluctuaciones bariónicas isotérmicas, propuestos por Alexandre Dolgov y Joseph Silk en 1993, modelos de referencia que han dado lugar a muchos estudios y artículos posteriores.

Estas fronteras tampoco se observan en la radiación cósmica CMB en la forma de una distorsión de origen no térmico superpuesta al espectro térmico de 2,7 K. Sin embargo, desde la publicación del trabajo de Andrew Cohen, Álvaro De Rújula y Sheldon Glashow, en 1997, en el cual investigaron la posibilidad de que el universo consistiese en regiones de materia y regiones de antimateria de tamaños similares, se sabe que las fronteras de aniquilación materia-antimateria producirían un efecto insignificante sobre la temperatura de la radiación CMB, por lo cual no se detectarían. En un artículo inmediatamente posterior, los dos primeros autores aseguraron incluso que ni siquiera la siguiente generación de satélites, para el estudio de la radiación CMB, tendría la sensibilidad necesaria para detectar los efectos de una supuesta aniquilación materia-antimateria.

La no observación de fronteras entre dominios de materia y dominios de antimateria en la radiación cósmica de rayos gamma DGRB y la no detección de antimateria en los rayos cósmicos, más allá de la que se espera que se genere en colisiones y procesos astrofísicos conocidos, indican claramente que la antimateria primordial es un bien muy escaso (si es que existe). Sin embargo, como ya adelantáramos al comienzo de este capítulo, no se puede descartar que en nuestro universo observable existan algunas estructuras provenientes de pequeñas islas de antimateria en un vasto océano de materia, como nubes de antigás, antiestrellas, agujeros negros de antimateria y antigalaxias, tal como predicen los modelos de fluctuaciones bariónicas isotérmicas antes mencionados y muchos modelos posteriores inspirados en estos.

Asimismo, siempre queda abierta la posibilidad de que existan cantidades sustanciales de antimateria primordial más allá de nuestro horizonte observable, también llamado horizonte cosmológico; es decir, en regiones del universo de las que no conocemos nada porque no nos ha llegado ninguna información proveniente de las mismas. Más aún, la tendencia futura va a ser que cada vez más regiones conocidas se van a desplazar al otro lado del horizonte, debido a la aceleración de la expansión del universo, convirtiéndose así en invisibles para los observadores de nuestra galaxia. Y la misma suerte correrán los observadores de cualquier otra galaxia, hasta llegar al punto en que cada civilización tecnológica solo tendrá acceso a detectar, y por tanto a investigar, un puñado de galaxias que no se alejan de la suya propia, pues forman parte de su grupo local. A esas civilizaciones les será muy difícil descubrir la expansión del universo, y por tanto el inicio del mismo en forma de una explosión. Así que no serán buenos tiempos para la astrofísica, e incluso peores para la cosmología, entre otras ramas del saber que quedarán afectadas y muy limitadas debido a esta circunstancia.

La explosión inicial

Ahora vamos a repasar brevemente la génesis de la teoría de la explosión inicial, por su importancia capital. Como es bien sabido, nuestro universo comenzó su andadura hace unos 13.800 millones de años, a partir de una explosión inicial que conocemos como Big Bang (‘gran explosión’, en inglés). Esta teoría está comprobada más allá de toda duda razonable, y además por diferentes conductos. Fue propuesta, por vez primera, por el sacerdote católico Georges Lemaître, quien en 1927 propuso un modelo de universo en expansión para explicar el corrimiento hacia el rojo de la luz de las nebulosas espirales, las cuales años más tarde fueron rebautizadas como galaxias espirales, al descubrirse su naturaleza similar a nuestra Vía Láctea.

El corrimiento hacia el rojo en los espectros luminosos de esas galaxias, que se llevaba observando desde 1910, significa que la luz emitida había experimentado un aumento en su longitud de onda λ, debido a la velocidad de alejamiento de las galaxias respecto de nosotros. Y lo inverso sucedería si una galaxia se acercase a la nuestra, λ disminuiría, lo cual se conoce como corrimiento hacia el azul. Este fenómeno es solo un caso particular del efecto Doppler, el cual consiste en el cambio de λ, en una onda cualquiera, producido por el movimiento relativo entre el cuerpo emisor de la onda y el receptor de la misma. Como seguramente conocen todos los lectores, este efecto es lo que produce una diferencia de sonido apreciable en la sirena de una ambulancia, o en el pitido de un tren, dependiendo de si se acercan o se alejan de nosotros.

Pues bien, resulta que el corrimiento hacia el rojo de la luz de las galaxias no era igual para todas ellas, y parecía que guardaba cierta dependencia con la distancia a la que se encontraban de la Tierra. Poco después, en 1929, el astrónomo Edwin Hubble descubrió la recesión de la mayoría de las galaxias, no solo respecto a nuestra Vía Láctea, sino también la recesión de las unas respecto de las otras, y con velocidades proporcionales a las distancias entre ellas. Esto quiere decir que cuanto mayor es la distancia entre dos galaxias, a mayor velocidad se separan la una de la otra.

El descubrimiento que realizó Hubble, trabajando en el Observatorio Mount Wilson, en California, fue probablemente lo que inspiró a Lemaître para proponer, en 1931, la hipótesis del átomo primitivo, según la cual el universo comenzó con la explosión de este átomo, explosión que dos décadas después recibió el nombre de Big Bang. Irónicamente, este término fue acuñado por el astrónomo Fred Hoyle, quien lo utilizó en un programa de radio de la BBC, en 1949, para describir la teoría de Lemaître, en la que él no creía pues era partidario de la llamada teoría del universo estacionario, que era la alternativa a la teoría de la explosión inicial en aquella época. Algunos autores incluso piensan que Hoyle usó esta expresión para ridiculizar la teoría rival.

Lemaître basó sus cálculos en la teoría de la gravitación de Einstein, la relatividad general, que no admite soluciones estacionarias para el universo, por lo cual este se encuentra en evolución constante. Y después de Lemaître fue George Gamov quién más apoyó la teoría de la explosión inicial, desarrollando sus implicaciones. Entre estas se encontraba el estudio de la nucleosíntesis primordial, es decir, la síntesis de los núcleos atómicos más ligeros, correspondientes a los isótopos 2H, 3He, 4He, 6Li, 7Li, 7Be y 8Be, de hidrógeno, helio, litio y berilio, ocurrida entre 10 segundos y 20 minutos después del Big Bang. Precisamente el hecho de que esta teoría pudiera explicar tanto la formación como las abundancias observadas de hidrógeno y helio en el universo marcó distancias con la teoría rival del universo estacionario.

Pero lo que terminó de catapultar la teoría de la explosión inicial, y de enterrar a su rival, fue el descubrimiento en 1964 de la radiación cósmica de fondo de microondas CMB, que permea todo el universo en todas direcciones. Esta radiación era otra predicción de la teoría, propuesta por vez primera por Ralph Alpher y Robert Herman en 1948, y debía de haberse liberado una vez que el universo se enfrió lo suficiente como para que los protones y otros núcleos ligeros fueran capaces de capturar electrones, dando lugar a la formación de átomos. Ese periodo de formación de los átomos primigenios, conocido como la era de la recombinación, sucedió 380.000 años después del Big Bang, cuando la temperatura del universo descendió hasta un valor alrededor de 3.000 K. Hasta ese momento, los fotones habían estado atrapados en el plasma de partículas cargadas, sobre todo electrones, protones y partículas α, moviéndose entre unas y otras, y fue la constitución de los átomos eléctricamente neutros lo que les permitió liberarse. La posibilidad de que en este plasma hubiera también antimateria primordial, en la forma de positrones, antiprotones y antipartículas , es tema de debate e incluso controversia, pero a raíz del trabajo de Cohen y sus colaboradores sabemos que en ningún caso las posibles aniquilaciones darían lugar a distorsiones detectables en el espectro térmico de la radiación CMB, al menos utilizando nuestra tecnología actual.

Vemos pues que la aparición en escena de los átomos (¿y antiátomos?) hizo que el universo se volviese transparente a la luz, a la radiación electromagnética. Y los fotones que escaparon del confinamiento, cuya abundancia era de miles de millones por cada nucleón (protón o neutrón), son los que constituyen la radiación de fondo de microondas CMB que observamos en la actualidad, cuya longitud de onda ha aumentado en un factor 1.300 debido a la expansión del universo.

A continuación, vamos a examinar más de cerca el problema de la asimetría materia-antimateria a la luz del modelo estándar de la física de partículas. En este modelo existen unas cantidades conservadas y unas simetrías de gran relevancia para el problema que nos ocupa, así que vamos a describirlas brevemente.

Cantidades conservadas: q, L y B

Comencemos con la conservación de la carga eléctrica q, con la cual ya nos hemos topado en el capítulo 2. Esta se conserva siempre, como vimos, por lo que las cargas eléctricas inicial y final de cualquier proceso físico deben ser iguales. Por este motivo las partículas cargadas se crean en pares partícula-antipartícula cuando se producen a partir de la energía de fotones muy energéticos, pues estos no tienen carga.

El número leptónico L y el número bariónico B, también conocidos como carga leptónica y carga bariónica, se encargan del contaje de los leptones y bariones involucrados en las reacciones entre partículas, como sus nombres indican, con la asignación del valor +1 para las partículas ordinarias y -1 para las antipartículas. Como los bariones son hadrones constituidos por tres quarks, cada quark tiene B = 1/3, mientras que los antiquarks tienen B = -1/3. Estas cargas, L y B, también son cantidades conservadas; es decir, la suma del número leptónico de las partículas iniciales debe coincidir con la suma del número leptónico de las partículas finales, y lo mismo sucede con el número bariónico.

De hecho, la razón por la que en la desintegración β del neutrón, n → p + e– + , el neutrino emitido es en realidad un antineutrino radica precisamente en la conservación del número leptónico, pues los bariones (como el neutrón y el protón) tienen L = 0, mientras que el electrón tiene L = 1; de donde se deduce que la partícula neutra emitida tiene que ser un antineutrino con L = -1. También vemos que se conserva el número bariónico en esta desintegración, pues B = 1 para los bariones y B = 0 para los leptones.

Sin embargo, a diferencia de la conservación de la carga eléctrica, que es exacta, la conservación de los números L y B no es exacta, al menos en teoría, aunque nunca se ha observado un proceso entre partículas en el que estos números no se conserven. La razón se debe a un efecto muy pequeño, la llamada anomalía cuántica de Adler-Bell-Jackiw (ABJ), que solo puede observarse a energías mucho mayores que aquellas a las que tenemos acceso en la actualidad.

Simetrías C y P

Las operaciones C y P, que vamos a considerar a continuación, transforman los procesos físicos, y en particular los procesos entre partículas, en otros que pueden, o no, existir. Si los procesos transformados existen y tienen análogas propiedades a los originales, en particular las mismas probabilidades de que ocurran, entonces se dice que esa operación, o transformación, es una simetría de las leyes que rigen esos procesos. De lo contrario, se dice que esa operación no es una simetría, pero si esto sucede en un número pequeño de casos comparados con el total, entonces se dice que tales procesos anómalos violan esa simetría.

La conjugación de carga C consiste en cambiar todas las cargas (eléctrica, fuerte, débil, leptónica y bariónica) por sus opuestas. Las leyes del electromagnetismo son simétricas bajo esta transformación, por lo cual C es una simetría de todos los procesos electromagnéticos. La gravitación es invariante bajo C, pues ni siquiera distingue entre unas cargas y otras, y las interacciones fuertes también cumplen esta simetría. Sin embargo, las interacciones débiles mediadas por los bosones W+ y W– violan la simetría C, tal como puede deducirse fácilmente de cualquier proceso en el que intervengan estas interacciones. Veamos un ejemplo.

Tomemos de nuevo la desintegración β del neutrón. Como explicamos en detalle en el capítulo 1, este proceso tiene lugar en dos fases. Primero, un quark d del neutrón emite un bosón W-, transmutándose en un quark u, y después este bosón se desintegra produciendo un electrón e– y un antineutrino . También explicamos que solo las partículas de materia con helicidad levógira y las de antimateria con helicidad dextrógira participan de los intercambios con los bosones intermediarios W –; lo que es lo mismo, solo esas partículas tienen acoplamientos con dichos bosones. Pues bien, si escribimos la desintegración β del neutrón indicando explícitamente la helicidad del electrón y del antineutrino, tenemos:

n → + W – → + + ,

en donde L indica helicidad levógira (left-handed) y R dextrógira (right-handed). El proceso resultante de realizar la conjugación de carga C es, por tanto:

→ + W + → + + νR,

proceso inexistente que no se corresponde con ningún canal de desintegración del antineutrón, , por la simple razón de que el bosón W+ no se desintegra dando como productos partículas con las que no tiene acoplamientos, como son el positrón levógiro eL+ y el neutrino dextrógiro νR. Este último ni siquiera estamos seguros de que exista, ya que se convierte en indetectable al no tener interacciones con el resto de las partículas, salvo las gravitacionales, que son extremadamente débiles, como hemos visto.

La operación P, denominada paridad, consiste en la inversión de las coordenadas del espacio. Si solo hubiese una coordenada, esta inversión coincidiría exactamente con la imagen especular producida por un espejo. De nuevo, las leyes del electromagnetismo y de la gravitación, así como las interacciones fuertes, son simétricas bajo P. Y de nuevo, las interacciones débiles violan esta simetría, lo cual fue descubierto en 1956 como resultado de un famoso experimento, liderado por la física experimental Chien-Shiung Wu, que tuvo lugar en el laboratorio de bajas temperaturas de la Oficina Nacional de Estándares de EE UU, en Washington. La realización de este experimento fue propuesta por los físicos teóricos Tsung-Dao Lee y Chen-Ning Yang, pues a ellos se les ocurrió la idea de que la paridad pudiera no conservarse en las interacciones débiles. Este descubrimiento les valió el premio Nobel a Lee y Yang en 1957, pero no se lo concedieron a Wu, a pesar de que ella ideó y diseñó todo el montaje experimental para llevarlo a cabo, usando el isótopo radiactivo Cobalto-60.

La desintegración β del neutrón transformada bajo P resulta en:

n → + W – → + + ,

en donde puede apreciarse que P ha intercambiado las helicidades levógira y dextrógira de las partículas. Esto se ve muy fácilmente sin más que colocar un reloj frente a un espejo y observar la imagen especular del mismo, en la cual las agujas se mueven en sentido antihorario, al contrario que las agujas del reloj original. Pues bien, esta supuesta desintegración del neutrón tampoco existe, como descubrió el equipo del experimento Wu, porque los electrones dextrógiros y los antineutrinos levógiros no tienen acoplamientos con los bosones W –. En cuanto a los antineutrinos , de existir serían también prácticamente indetectables, como sus antipartículas, los neutrinos νR.

Simetría CP

Las operaciones C y P también se pueden componer, es decir, realizarse una después de la otra, sin importar en qué orden se realicen. La operación CP resultante cambia todas las cargas de las partículas por sus opuestas, y además invierte la helicidad. Así pues, CP transforma las partículas en sus antipartículas, y viceversa. Como nota de interés histórico, diremos que fue Lev Landau, un físico soviético muy prominente, quien propuso en 1957 que la distinción entre partículas y antipartículas debía incluir la inversión de la helicidad y, por tanto, la transformación entre ellas es CP, no solo C.

Por lo general, las reacciones entre partículas son simétricas bajo CP. Es decir, si un proceso existe, también existirá el proceso transformado, intercambiando todas las partículas por sus antipartículas, y tendrá las mismas probabilidades de producirse. Así, la desintegración β del neutrón se transforma bajo CP en el proceso:

→ + W + → + + νL,

el cual existe, y corresponde a un canal de desintegración del antineutrón , con la misma probabilidad que la desintegración β del neutrón. Si esto no fuese así, si estas dos desintegraciones no ocurriesen al mismo ritmo, entonces la transformación CP no sería una simetría exacta de estos canales de desintegración, sino solo una simetría aproximada. En ese caso se diría que dichas desintegraciones violan de manera directa la simetría CP, señalando una clara asimetría materia-antimateria en la naturaleza.

Pues bien, resulta que la simetría CP se viola en algunos procesos muy raros entre partículas, en los que están involucradas (¡cómo no!) las interacciones débiles. Esto se conoce desde 1964, año en el que James Cronin y Val Fitch, trabajando en el Laboratorio Nacional de Brookhaven, en EE UU, descubrieron una pequeña anomalía en el comportamiento del llamado kaón largo (o longevo) KL, que es una mezcla del kaón neutro K0 y su antipartícula . Estas partículas son mesones formados por un quark y un antiquark de tipos d y s; concretamente, K0 = (d, ) y = (, s). Además, al carecer de carga eléctrica, pueden mezclarse entre sí (por razones muy técnicas en las que no vamos a entrar), de manera que los kaones resultantes son KL y KS, este último llamado kaón corto (short), en referencia a su corto tiempo de vida comparado con el kaón largo KL. En resumen, la anomalía observada consistió en la presencia de un canal de desintegración que no debería existir: el kaón largo KL produciendo dos piones; y se constató que era debida a una violación indirecta de la simetría CP, que hasta ese momento se había considerado intocable.

Esto tuvo consecuencias de gran alcance, pues para acomodar la violación de la simetría CP en el modelo estándar, sin desviarse sustancialmente del mismo, era necesario suponer que existía una tercera familia de fermiones elementales, o bien un segundo campo de Higgs, tal como propusieron Makoto Kobayashi y Toshihide Maskawa en 1973. Ocurría que con las dos familias que se conocían en aquella época y un solo Higgs esta simetría resultaba ser exacta. Al incluir una familia más, u otro Higgs, el propio modelo estándar predecía que la simetría CP tenía que violarse a través de ciertos parámetros en sus ecuaciones, parámetros que daban lugar a procesos que ocurren a diferentes ritmos para las partículas y sus antipartículas. Pocos años después se hizo evidente que, efectivamente, existía una tercera familia de fermiones, y sus componentes fueron descubriéndose paulatinamente (el quark top t el último, en 1995).

Sorprendentemente, tuvieron que pasar 35 años para que pudiera observarse la primera violación directa de la simetría CP, que ocurre cuando un canal de desintegración de una partícula, y el canal transformado por CP de desintegración de su antipartícula, tienen probabilidades diferentes de producirse, como decíamos antes. El descubrimiento aconteció en 1999 y tuvo lugar, casi de manera simultánea, en el experimento KTeV del Tevatrón de Fermilab y en el experimento NA48 del acelerador SPS del CERN. En ambos experimentos se encontraron procesos en los que el kaón neutro K0 y su antipartícula se desintegran a ritmos ligeramente diferentes, con una diferencia de solo una parte entre un millón. Así pues, curiosamente, una partícula y su antipartícula no tienen necesariamente todas las propiedades idénticas, aparte de los signos de las cargas y del sentido de la helicidad, que los tienen opuestos. En otras palabras, las antipartículas no son necesariamente la imagen especular exacta de las partículas respecto del “espejo” que proporciona la simetría CP.

Poco tiempo después, en 2001, en una nueva generación de experimentos se descubrieron violaciones indirectas de la simetría CP también en algunos mesones neutros de tipo B, en los que una de las partículas constituyentes es un quark b o un antiquark . Y en 2004 se observaron violaciones directas de CP en desintegraciones de mesones de tipo B, tanto neutros como cargados. Por ejemplo, las desintegraciones

B0 → K+ π– y B0 → π+ π–,

del mesón B0, no se producen con probabilidades idénticas a las correspondientes desintegraciones del mesón , transformadas por CP:

→ K– π+ y → π– π–

Estos hallazgos se realizaron en las llamadas factorías de mesones B, que eran los experimentos BABAR, en el laboratorio SLAC (EE UU), y Belle, en el laboratorio KEK (Japón). Desde entonces se han descubierto muchos más procesos que violan la simetría CP, tanto de manera directa como indirecta. Además, a las factorías de mesones B mencionadas se sumó en 2010 el experimento LHCb del acelerador LHC, en el CERN, cuyo objetivo es precisamente el estudio de la violación de CP, realizando medidas de gran precisión sobre las desintegraciones del quark b y su antiquark . Estos son los componentes esenciales de todos los mesones de tipo B, como decíamos, así que sus desintegraciones podrían estar en el origen de las violaciones de la simetría CP observadas en estos mesones.

Una observación importante es que las partículas inestables se desintegran por más de un canal, y la suma de las contribuciones de los diferentes canales es lo que determina la vida media de una partícula. Esta tiene que ser idéntica para las partículas y sus antipartículas, lo mismo que sus masas y sus momentos magnéticos. Si no fuera así, se violaría la simetría CPT (T es la inversión del sentido del tiempo), con lo cual dejaría de ser válida la teoría cuántica de campos en la que se asienta el modelo estándar. No vamos a ahondar en esta cuestión, pues es muy técnica, pero sí queremos resaltar que hasta la fecha nunca se ha observado una violación de la simetría CPT. Esta tendría lugar, de hecho, si se observaran diferencias entre las propiedades de la materia y la antimateria en algunos de los experimentos que se realizan en el hall del desacelerador de antiprotones AD, en el CERN.

Aunque la mayoría de los procesos que violan la simetría CP involucran mesones de tipo K, o de tipo B, algunos de estos procesos también parecen señalar al barión b, formado por el trío de quarks (u, d, b). De confirmarse, esta sería la primera violación de CP observada en bariones. Respecto a los leptones, en 2011 el experimento BABAR constató diferencias entre la desintegración del leptón τ y la de su antipartícula , en un canal en el que se producen kaones; este es el primer caso conocido de violación de la simetría CP en leptones. Así que, al igual que pasa con los mesones, los antileptones no son necesariamente la imagen especular exacta de los leptones respecto al “espejo” de CP.

Otra posible manifestación de la violación de CP serían las asimetrías en las oscilaciones de neutrinos respecto a las oscilaciones de antineutrinos, asimetrías que están a punto de confirmarse. En efecto, en agosto de 2017, el equipo de investigación del experimento T2K, que tiene lugar en Japón, presentó indicios muy sólidos de que las oscilaciones de neutrinos y las de antineutrinos no tienen idénticas probabilidades. Los haces de neutrinos νμ y de antineutrinos , de tipo muónico, son producidos en Tokai, en el laboratorio J-PARC, y se envían al enorme detector subterráneo Super-Kamiokande, a 295 km de distancia. Durante el trayecto, una pequeña fracción de estas partículas oscilan y se convierten en neutrinos y antineutrinos de tipo electrónico, νe y , respectivamente. En este tipo de oscilaciones, los neutrinos solo se transforman en neutrinos de otras especies, y los antineutrinos solo se transforman en antineutrinos; es decir, no se mezclan los neutrinos y los antineutrinos entre sí. El experimento T2K analiza los resultados de estas oscilaciones, y ha encontrado hasta la fecha muchos más neutrinos νe y menos antineutrinos de lo que debería si la simetría CP fuera exacta; es decir, ha detectado diferencias apreciables en las probabilidades con las que los neutrinos νμ y los antineutrinos oscilan, pasando a convertirse en neutrinos νe y antineutrinos , respectivamente.

Oscilaciones partícula-antipartícula de mesones neutros

Una peculiaridad muy curiosa, tanto de los mesones neutros de tipo kaón (K0 y ) como de los mesones neutros de tipo B (B0, , y ), es que cambian de personalidad a gran velocidad, oscilando de manera vertiginosa entre su identidad de partícula y su identidad de antipartícula. Esta propiedad, perfectamente explicable dentro del modelo estándar y conocida como oscilaciones materia-antimateria de partículas neutras, se debe simplemente al intercambio de dos bosones W entre el quark y el antiquark que forman el mesón, por cada oscilación. Así que son las interacciones débiles las que producen este fenómeno tan singular, por lo cual en ocasiones producen también violaciones CP que se reflejan en estas oscilaciones. Un comentario adicional es que, como los mesones están constituidos por un quark y un antiquark, no hay razones claras para considerar a unos mesones partículas de materia y a otros partículas de antimateria, por lo que, en nuestra opinión, sería más adecuado denominar a este fenómeno oscilaciones partícula-antipartícula de mesones neutros.

Figura 13

Oscilación partícula-antipartícula del mesón B0.

Tomemos, por ejemplo, el caso del mesón B0 y su antipartícula , constituidos de la forma: B0 = (, d) y = (b, ). Como se puede apreciar en el diagrama de Feynman que representa la evolución temporal de estas partículas, el mesón se transforma en el mesón B0 a través del intercambio de dos bosones W entre el par quark-antiquark (b, ) que lo constituye. En el primer intercambio el quark b se convierte en otro quark, que puede ser u, c o t; mientras que el antiquark se convierte en otro antiquark, que puede ser ū, o . No ponemos flechas indicando qué partícula emite y cuál absorbe el bosón W, pues pueden ocurrir ambas posibilidades, y dependiendo de cuál sea la partícula emisora en cada caso, entonces el bosón intercambiado será el W+, o bien el W-. Esto es fácil de ver simplemente aplicando la conservación de la carga eléctrica en cada intersección de tres partículas, o vértice.

La velocidad de estas oscilaciones es realmente impactante. En 2006, en el detector CDF del Tevatrón de Fermilab, se pudo determinar que las oscilaciones más veloces, que son las que tienen lugar entre el mesón = (,s) y su antipartícula = (b, ), ocurren a un ritmo de 2,8 x 1012 por segundo, es decir, a ¡casi 3 billones de veces en un segundo!

Bariogénesis

El origen del problema de la asimetría materia-antimateria radica, en parte, en la convicción generalizada que tenemos los científicos de que la materia y la antimateria se crearon en cantidades idénticas, menos de un microsegundo después del Big Bang. Obviamente, carecemos de pruebas de que esto fuese así, pero esta idea va en consonancia y sintonía con los conocimientos que tenemos, tanto de física de partículas como de cosmología. Por otro lado, como explicamos en las primeras páginas de este capítulo, las no-observaciones de fronteras de radiación gamma entre dominios de materia y posibles dominios de antimateria nos hacen concluir que la antimateria primordial, de existir en el universo observable, debe presentarse en cantidades muy pequeñas respecto a la materia ordinaria, cantidades que el experimento AMS está intentando determinar desde su posición privilegiada en la Estación Espacial Internacional.

Ahora regresemos al Big Bang, a la explosión inicial, y a los acontecimientos que se sucedieron, en busca de una explicación sobre qué pudo ocurrir para que la antimateria desapareciera. Estos acontecimientos se deducen con bastante precisión de nuestros conocimientos sobre física de partículas y cosmología, ya que las colisiones en los grandes aceleradores reproducen, aproximadamente, las condiciones del universo en los primeros instantes después del Big Bang. Pues bien, lo primero que nos encontramos, sorprendentemente, es que, si las partículas elementales de materia se crearon en cantidades idénticas a las de sus antipartículas, en la primera billonésima de segundo a partir de una energía primordial, inmediatamente después tuvieron que aniquilarse entre sí en su práctica totalidad. Esto se debió a las condiciones reinantes: altísima densidad y temperatura, a la vez que muy poco espacio disponible para que las partículas y sus antipartículas lograran separarse y vencer la atracción entre sus cargas eléctricas opuestas, evitando así la mutua extinción.

Este escenario, un tanto desolador, tiene como consecuencia directa que el problema de la asimetría materia-antimateria no es tanto por qué desapareció la antimateria, sino más bien por qué no desapareció la materia ordinaria con ella; es decir, cómo se las arregló esta para sobrevivir a la Gran Aniquilación entre la materia y la antimateria, acaecida menos de un segundo después de la explosión inicial. Veamos, en los primeros instantes los pares partícula-antipartícula que se creaban se aniquilaban casi de inmediato, produciendo fotones muy energéticos que, a su vez, invertían su energía en crear nuevos pares partícula-antipatícula. Pero, antes de aniquilarse, esas partículas (quarks, antiquarks, electrones, positrones, etc.) tenían tiempo para interaccionar con otras a través del intercambio de los bosones mediadores: gluones, fotones y bosones W y Z. Así que existe la posibilidad de que esas interacciones creasen un pequeñísimo exceso de quarks sobre antiquarks y leptones sobre antileptones.

Ahora bien, nuestro minúsculo universo se expandía rápidamente, enfriándose, lo cual se traducía en un descenso de las energías con las que se producían las colisiones. Una vez que la temperatura descendió lo suficiente, los fotones ya no tuvieron la energía necesaria para crear nuevos pares partícula-antipartícula, mientras que los aún existentes continuaban aniquilándose mutuamente, a la vez que los quarks y los antiquarks se iban uniendo unos a otros formando hadrones (bariones, antibariones y mesones). La gran mayoría de estos hadrones se desintegraron de manera espontánea en menos de un microsegundo después de haber sido creados, debido a su naturaleza inestable, en particular todos los mesones. Y también se desintegraron todos los bariones, a excepción de los protones y los neutrones, así como todos los antibariones, a excepción de los antiprotones y los antineutrones. Pero estos hadrones “supervivientes” (por ser estables) no corrieron mucha mejor suerte, ya que la inmensa mayoría de ellos desaparecieron también, al aniquilarse los protones y los neutrones con los antiprotones y los antineutrones de su entorno.

El balance, un segundo después de la explosión inicial, fue sobrecogedor con respecto a los bariones, léase protones y neutrones, pues solo quedó uno entre miles de millones de fotones resultantes de la Gran Aniquilación. Y en cuanto a los antibariones, si algunos antiprotones y antineutrones sobrevivieron, tuvo que ser en cantidades insignificantes, como uno entre millones de bariones, o aún menos. Pero algo realmente interesante sucedió como resultado de la Gran Aniquilación, y es que los neutrinos, que habían sobrevivido en grandes cantidades debido a que apenas interaccionan, se desacoplaron del resto de partículas; de los fotones al carecer de carga eléctrica y de los bariones debido a su escasez. Así que el universo se hizo transparente a los neutrinos primordiales entre uno y dos segundos después del Big Bang, por lo cual tiene que existir, necesariamente, una radiación de fondo cósmica de neutrinos y antineutrinos que no somos capaces de detectar con nuestros instrumentos actuales debido a su baja energía.

Siguiendo con nuestro relato, al irse expandiendo y enfriando el universo, unos 100 segundos después, los protones y los neutrones comenzaron a unirse para formar núcleos atómicos, proceso que duró unos pocos minutos y en el que solo se crearon núcleos muy ligeros (de deuterio 2H, también de helio 3He y 4He, algunos de litio 6Li y 7Li y muy pocos de berilio 7Be y 8Be). Las “bajas” temperaturas no permitían más reacciones nucleares; de hecho, los núcleos más pesados, hasta llegar al isótopo de hierro 56Fe, solo se crearon mucho tiempo después dentro de las estrellas, mientras que los núcleos aún más pesados tuvieron que producirse en procesos astrofísicos muy energéticos, como explosiones de supernovas y fusiones de estrellas de neutrones. No obstante, aún debieron transcurrir 380.000 años para que esos núcleos ligeros fueran capaces de capturar electrones y formar átomos, lo cual liberó a los miles de millones de fotones que había por cada barión y que constituyen la radiación de fondo CMB.

El escenario de la Gran Aniquilación que acabamos de describir es aceptado por la inmensa mayoría de los científicos en la actualidad, y la creación del excedente de bariones sobre antibariones, en los primeros instantes después del Big Bang, recibe el nombre de bariogénesis. Hay que resaltar que ese pequeño excedente es lo que hizo posible que los bariones sobrevivieran, dando lugar así a nuestro universo material. Actualmente se desconoce el mecanismo que logró producir la cantidad de bariogénesis necesaria para crear la materia de nuestro universo, solo se conocen mecanismos que dan lugar a cantidades mucho menores, aunque se han hecho muchas propuestas.

Uno de los primeros científicos que se ocupó de este problema en profundidad fue el disidente ruso Andrei Sájarov, físico nuclear que contribuyó a la construcción de la bomba de hidrógeno soviética antes de dedicarse a la física de partículas y a la cosmología. En 1967 publicó un artículo proponiendo tres condiciones que ha de cumplir toda teoría que describa las partículas elementales y sus interacciones, para que pueda generarse un exceso de bariones. Estas, conocidas como condiciones de Sájarov, se consideran aún hoy en día los ingredientes básicos de la bariogénesis y son las siguientes:

En primer lugar, tienen que existir procesos, reacciones entre las partículas, que violen la conservación del número bariónico B. Esta condición, aunque obvia, no es suficiente para la bariogénesis, pues podría haber otras reacciones que invirtieran este efecto.

En segundo lugar, tienen que existir procesos que violen las simetrías C y CP; es decir, que no sean simétricos bajo la conjugación de carga C y bajo CP, que transforma partículas y antipartículas entre sí. Esta condición también parece obvia, pues permite introducir alguna asimetría que dé ventaja a las partículas con respecto a las antipartículas, resultando en un exceso de aquellas con respecto de estas en los instantes posteriores al comienzo del universo.

Por último, los procesos anteriores que no conserven el número bariónico B, o que violen las simetrías C y CP, tienen que realizarse fuera del equilibrio térmico. Esto significa simplemente que estos procesos no sean reversibles, pues el equilibrio térmico puede considerarse como sinónimo de reversibilidad en las reacciones entre partículas.

Vamos a repasar ahora qué dice el modelo estándar sobre las dos primeras condiciones de Sájarov. Como hemos explicado, en este modelo existen procesos que violan la conservación del número bariónico B, así como procesos que violan las simetrías C y CP. La cuestión es entonces si estos procesos podrían producir la cantidad requerida de bariogénesis que explique la asimetría materia-antimateria en nuestro universo.

La conservación del número bariónico B se viola a través de la anomalía de Adler-Bell-Jackiw (ABJ), que hace posible que exista la configuración de los campos cuánticos llamada esfalerón, descubierta por Frans Klinkhamer y Nicholas Manton en 1984. Esto se debe a que los esfalerones transforman tres antileptones (positrones, antineutrinos, etc.) en tres bariones, violando flagrantemente la conservación del número bariónico B, así como la conservación del número leptónico L, aunque se conservaría el número B-L. Ahora bien, esos procesos requieren energías muy elevadas, por lo cual no se han observado nunca, pero sí pudieron contribuir de manera crucial a la creación de bariones en los primeros instantes de existencia del universo, debido a las altísimas densidades y temperaturas reinantes.

Respecto a la violación de las simetrías C y CP, hemos visto que las interacciones débiles mediadas por los bosones W violan totalmente las simetrías C y P, y levemente la simetría CP. Sin embargo, no se han observado violaciones de la simetría CP que afecten a los constituyentes de los átomos (protones, neutrones y electrones), solo a los mesones de tipo B y K, y a los leptones τ, y quizás también a los neutrinos y a los bariones b, pues la violación de CP en estos últimos casos está aún por confirmarse, como decíamos. Por otro lado, se ha calculado la contribución a la bariogénesis de los procesos conocidos que violan CP, y el resultado es irrisorio, pues la cantidad de materia generada no hubiera sido suficiente ni para formar un puñado de estrellas.

La tercera condición de Sájarov, o sea la presencia de procesos no reversibles, depende de los detalles del modelo cosmológico de que se trate, por lo cual el modelo estándar tiene poco que decir al respecto. No obstante, en un universo en expansión es de esperar que sea posible satisfacerse esta condición, pues al expandirse y enfriarse este todos los procesos reversibles dejan de serlo al irse alcanzando ciertas temperaturas características de cada tipo de proceso. Un buen ejemplo es la Gran Aniquilación entre partículas y antipartículas, que tuvo lugar en nuestro universo en varias etapas correspondientes a las temperaturas a las que los fotones dejaban de tener la energía suficiente para volver a producir los pares partícula-antipartícula. Estas temperaturas eran ligeramente diferentes en cada caso, porque las masas de las diferentes partículas también lo eran, y por lo tanto se requerían diferentes energías para crearlas.

Leptogénesis

Hemos visto que el modelo estándar cumple las dos primeras condiciones de Sájarov para producir la bariogénesis, pero solo de manera cualitativa. En lo cuantitativo, la violación de la simetría CP en este modelo es muy insuficiente como para dar cuenta de la asimetría materia-antimateria observada en nuestro universo. Así pues, hay que buscar teorías y mecanismos más allá del modelo estándar para explicar esta asimetría.

Entre las muchas propuestas que se han presentado para explicar la bariogénesis, hay una favorita indiscutible, desde hace ya varios años, que claramente podría resolver este problema. Se trata de una modificación bastante simple del modelo estándar, sugerida por Masataka Fukugita y Tsutomu Yanagida en 1986, que consiste en extender el modelo añadiendo neutrinos hipermasivos, con masas del orden de 1.000 millones de GeV. Estos neutrinos serían sus propias antipartículas, ya que se regirían por la ecuación propuesta por Ettore Majorana en 1932, que tiene esa propiedad. Pues bien, entre los méritos de esos neutrinos, el más importante es que su desintegración al comienzo del universo produciría leptones y antileptones ordinarios de manera asimétrica, violando así la conservación del número leptónico L, lo cual se denomina leptógénesis.

La leptogénesis, a su vez, daría lugar a la generación de bariones a través de los esfalerones, que convertirían tres antileptones en tres bariones, transmutando la leptogénesis en bariogénesis y violando así la conservación del número bariónico B. Además, la desintegración de los neutrinos hipermasivos ocurriría fuera del equilibrio térmico, debido a las interacciones extremadamente débiles de estos neutrinos con el resto de las partículas. Y, por si esto fuera poco, este escenario también provee cantidades suficientes de violación de las simetrías C y CP. Así pues, esta modificación del modelo estándar satisface las tres condiciones de Sájarov y además produciría la cantidad de bariogénesis requerida para explicar la asimetría materia-antimateria que observamos en el universo.

Vamos a terminar este capítulo con un comentario de interés histórico. Acabamos de mencionar a Ettore Majorana, artífice de una ecuación muy relevante que describe un tipo de fermiones que son antipartículas de sí mismos. Estos fermiones podrían existir; de hecho, los neutrinos conocidos del modelo estándar podrían ser tales fermiones, ya que no se sabe si satisfacen la ecuación de Majorana o bien se rigen por la ecuación de Dirac, al igual que todos los demás fermiones conocidos. Pues bien, este físico italiano desapareció en 1938 durante una travesía en barco, en el mar Tirreno, cuando contaba solo 31 años. A juzgar por las circunstancias que rodearon esta desaparición, parece que fue voluntaria y premeditada, pero se ignora si Majorana se quitó la vida, se recluyó en un monasterio de los alrededores o emigró a Buenos Aires, entre otras hipótesis que se han barajado. Curiosamente, Majorana y Dirac compartieron también rasgos muy peculiares de su personalidad, ya que los dos fueron muy introvertidos y socialmente retraídos.

CAPÍTULO 5

Aplicaciones médicas y tecnológicas de la antimateria

Este último capítulo lo vamos a dedicar a las aplicaciones prácticas de la antimateria en nuestra sociedad actual, las cuales se reducen básicamente a las aplicaciones de los positrones e+ y, en menor medida, a las de los antimuones μ+, también llamados muones positivos. Estas aplicaciones se pueden diferenciar en dos grandes grupos. Por una parte, está el uso cotidiano que se hace de los positrones en clínicas y hospitales para llevar a cabo las técnicas de imagen conocidas como tomografía por emisión de positrones o escaneos PET (por las siglas de Positron Emission Tomography), las cuales muestran en qué estado se encuentran los órganos y tejidos y sirven para localizar y estudiar tumores, entre otras muchas funciones. Por otra parte, está la utilización de los positrones y de los muones positivos a nivel industrial, como herramienta en muchas investigaciones en el ámbito de la ciencia y tecnología de materiales.

A continuación, vamos a describir con un mínimo detalle estas aplicaciones, que constituyen lo que podríamos calificar como el lado útil de la antimateria. Antes de nada, recordemos que los positrones son emitidos de manera natural por algunos isótopos radiactivos, como el Sodio-22 (22Na) y el Potasio-40 (40K), y también los emiten los isótopos radiactivos artificiales obtenidos bombardeando átomos con protones. Además, es fácil crear positrones haciendo colisionar contra un blanco un haz de electrones, o de rayos gamma de un reactor, o bien un rayo láser muy intenso. En estos casos se producen pares electrón-positrón, e+ e-, que pueden separarse antes de aniquilarse entre sí. Los muones, a su vez, se crean haciendo incidir un haz de protones sobre un blanco, lo cual produce abundancia de piones, que se desintegran de inmediato produciendo muones. Hay que resaltar, además, que la mayoría de los aceleradores de partículas que existen en la atualidad son bastante pequeños y se usan con fines médicos o tecnológicos, ya sea en los hospitales o en los laboratorios.

Aplicaciones médicas

La aniquilación e+ e-, de positrones con electrones de los tejidos biológicos, constituye la base de la tomografía por emisión de positrones. Esta técnica de imagen se usa ampliamente en la medicina nuclear actual, ya que sirve para multitud de propósitos. Para aplicarla se inyectan en el paciente unos radiofármacos apropiados emisores de positrones, los cuales consisten en fármacos mezclados con isótopos radiactivos, de vida muy corta, de elementos que abundan en el cuerpo, como el Carbono-11 (11C), el Nitrógeno-13 (13N), el Oxígeno-15 (15O) y el Flúor-18 (18F), este último de capital importancia para la localización y seguimiento de tumores, como veremos. Como estos isótopos radiactivos tienen una vida muy corta, hay que producirlos justo antes de inyectarlos al paciente, para lo cual se bombardean los elementos que correspondan con protones provenientes de un pequeño acelerador.

Después se coloca al paciente dentro del tomógrafo, un escáner cuyas paredes internas consisten en una serie de anillos detectores que registran los fotones emitidos al aniquilarse los positrones dentro del cuerpo. Dichos fotones son dos rayos gamma de 511 keV por cada aniquilación e+ e-, que salen del cuerpo en la misma dirección, pero en sentidos contrarios, lo cual sirve para que los detectores puedan localizar el punto exacto del cuerpo en donde se produjo la aniquilación. El aparato hace un escáner a lo largo del cuerpo, o solo en una zona de interés, y las señales registradas se usan para construir una serie de láminas que se combinan formando una imagen en 3-D (tridimensional).

Figura 14

Escaneos PET del cerebro de una persona alcohólica. Las imágenes de la izquierda y de la derecha corresponden a 10 días y 30 días después de comenzar la cura de abstinencia, respectivamente.

El escáner PET puede seguir procesos biológicos tales como el flujo de sangre, el metabolismo, la transmisión neuronal y el crecimiento de tumores, por lo cual también se usa en la industria farmacéutica para monitorear el comportamiento de medicamentos en el cuerpo. Está especialmente indicado para estudiar la estructura y actividad del cerebro, y puede rastrear incluso los cambios fisiológicos asociados a enfermedades como el párkinson y el alzhéimer. Y también se usa, cada vez más, para obtener imágenes tridimensionales rápidas y precisas de tumores, ayudando así a planificar las terapias oncológicas que deben administrarse a los pacientes. El radioisótopo 18F es de crucial importancia porque permite localizar el trazador fluorodesoxiglucosa (18FDG), gracias al cual se puede identificar y cuantificar el consumo de glucosa, haciendo posible detectar las células tumorales debido a su elevado metabolismo glucídico.

Un dato curioso es que en las moléculas orgánicas los positrones se combinan con los electrones, antes de su aniquilación mutua, formando positronio que, como explicamos en el capítulo 3, es un sistema ligado con niveles de energía similares a los átomos de hidrógeno. Esto sucede más del 80% de las veces al irradiar los tejidos biológicos con positrones, y aumenta la eficacia de las técnicas PET al retener a los positrones unos breves instantes, aumentando así la probabilidad de que se aniquilen en la zona deseada. El nivel energético fundamental del positronio se da en dos configuraciones: el ortopositronio, con los espines del electrón y del positrón paralelos, cuya vida media es de 142 nanosegundos (1,42 x 10-7 s), y el parapositronio, con los espines antiparalelos (en sentidos opuestos), con una vida media de 125 picosegundos (1,25 x 10-10 s).

Figura 15

Esquema del positronio.

En cuanto al uso de la antimateria como terapia para destruir tumores, hace ya varios años que se está investigando la conveniencia de usar antiprotones , de manera similar al uso de protones que se hace en la actualidad en algunos tratamientos de radioterapia, normalmente combinada con quimioterapia. Una de las ventajas de irradiar los tumores con antiprotones en vez de protones sería la disminución drástica de las dosis de radiación necesarias, pues los antiprotones se aniquilarían dentro de las células cancerosas liberando mucha más energía que la que se consigue con el bombardeo de protones.

Las primeras investigaciones realizadas para evaluar la efectividad e idoneidad de la radiación con antiprotones en terapias oncológicas tuvieron lugar en el CERN. Este fue el objetivo del experimento ACE (Antiproton Cell Experiment), en el que se irradiaban células con antiprotones. Este experimento estuvo instalado en el hall del desacelerador AD desde 2003 hasta que se completó en 2013, y reunió a un equipo de expertos en física, biología y medicina de 10 instituciones científicas, los cuales se convirtieron en los pioneros en el estudio de los efectos biológicos de la radiación con antiprotones. En sus experimentos, comparaban el daño celular usando antiprotones versus protones, y concluyeron que se necesitaba la cuarta parte de antiprotones para infligir el mismo nivel de destrucción en las células.

Aplicaciones tecnológicas

La aniquilación de los electrones de la materia con positrones e+ proporciona una herramienta muy útil en la ciencia y tecnología de materiales, como decíamos, y también se usan muones positivos μ+ en algunas técnicas, aunque a mucha menor escala. Estos no se aniquilan con los electrones, como es obvio, pero se desintegran espontáneamente, y producen positrones que sí se aniquilan con los electrones de la materia circundante.

La tomografía PET se emplea para obtener imágenes del interior de algunos materiales, sobre todo con la finalidad de analizar procesos de interés tecnológico o industrial. Por ejemplo, el fluir del agua o del petróleo a través de las rocas; el comportamiento de los detergentes en lavadoras y lavavajillas, así como el de los lubricantes en los motores; el estado de los desechos radiactivos en depósitos nucleares, etc. También puede revelar el inicio de la fatiga metálica mucho antes que cualquier otra técnica, por lo cual se usa para examinar el estado de las palas de las turbinas en los aeroplanos, y permite mejorar la seguridad de los vuelos.

Por otra parte, la espectroscopía de aniquilación de positrones PAS (Positron Annihilation Spectroscopy) consiste en irradiar muestras con positrones y realizar medidas de gran precisión de los pares de rayos gamma emitidos al aniquilarse los positrones con los electrones de las muestras. Este procedimiento se utiliza para analizar en detalle la naturaleza física y química de las superficies de los materiales, así como de láminas delgadas de los mismos. La espectroscopía PAS abarca varios tipos de mediciones. Una de ellas se basa en el ensanchamiento Doppler del espectro de energía de los rayos gamma, debido al entorno atómico inmediato, indicando si existen defectos estructurales, como vacantes de átomos y poros en la estructura cristalina de los semiconductores y otros sólidos.

Otra técnica de espectroscopía PAS es la asociada al tiempo de vida de los positrones al incidir sobre los materiales; es decir, al tiempo que duran estos antes de aniquilarse con los electrones de su entorno. Esta técnica se usa para estudiar materiales con propiedades tecnológicas importantes, como ferroelectricidad, superconductividad y magnetorresistencia, así como materiales semiconductores utilizados en paneles solares y otros dispositivos electrónicos. Además, este tipo de mediciones también se usa para sondear cavidades abiertas de escalas subnanométricas (menores que 10-9 m) en biopolímeros, en conjunción con la industria farmaceútica y la industria alimentaria, con el objetivo de diseñar vehículos a medida para el transporte de medicamentos y nutrientes en la sangre.

Finalmente, los muones positivos μ+ también se usan para investigar las propiedades de los materiales. Al irradiarlos con los antimuones, se forma una especie de átomos parecidos al hidrógeno con un antimuón en lugar del protón, y con un electrón arrancado al material. Pero estos átomos se desintegran con una vida media de 2,2 x 10-6 s, al desintegrarse los antimuones, y dan como productos positrones, que se aniquilan con los electrones del material, lo cual permite detectarlos. La técnica μ S R (muon spin rotation), o rotación del espín del muon, por su parte, hace uso del momento magnético del antimuón, y es análoga a la conocida técnica analítica de resonancia magnética nuclear.

En cuanto a la aplicación de la aniquilación materia-antimateria para cubrir las necesidades energéticas de la vida diaria en nuestra sociedad, es decir, para el suministro de energía en nuestras ciudades, fábricas, etc., a semejanza del uso que se hace de la energía nuclear, puede decirse que se necesitarían cientos (o miles) de años de evolución tecnológica para que esto fuese posible, si es que algún día se puede conseguir. Lo mismo puede decirse de su utilidad para la propulsión de cohetes y naves espaciales (tan popular en la ciencia ficción), y de sus posibles usos en la industria bélica y militar, afortunadamente.

La razón fundamental de que esto sea así es que con la tecnología actual solo es posible producir cantidades irrisorias de antimateria, comparadas con las que se requerirían para abastecer nuestras necesidades energéticas más básicas. Y además, esas cantidades de antimateria, por pequeñas que fuesen (por ejemplo, para iluminar una habitación), se obtendrían a costa de un gigantesco esfuerzo, tanto energético como financiero, porque para usar antimateria como fuente de energía primero hay que crearla. Claro está que, si se encontrase alguna “cantera” de antimateria natural y tuviéramos acceso a ella, se solucionarían todos los problemas energéticos de nuestro planeta. Vamos a ver algunas cifras para poner en perspectiva lo que estamos diciendo, lo cual nos permitirá apreciar, de paso, la imaginación descontrolada e ignorancia total de algunos escritores de novelas de ficción.

En primer lugar, hay que tener en cuenta que, para producir antimateria con ayuda de los aceleradores, los haces de partículas de altas energías no pueden “ajustarse” para que produzcan mayormente las antipartículas requeridas. Así, tenemos que, para producir un solo antiprotón, se necesita acelerar un millón de protones, en promedio, y hacerlos chocar contra un blanco. Además de este gasto, nos encontramos con que, si pudiéramos almacenar todos los antiprotones producidos en el CERN durante un año, del orden de 1013, su aniquilación con el mismo número de protones suministraría solo la energía necesaria para mantener encendida una bombilla de 100 W durante 30 segundos. Esto lo pueden comprobar fácilmente los lectores que hayan estudiado física, sin más que tener en cuenta que la energía liberada en una aniquilación vale 3 x 10-10 J, donde J es el símbolo del julio, la unidad de energía estándar.

Si ahora consultamos los datos de la mayor factoría de antiprotones que ha existido, la cual se encargaba de suministrarlos al Tevatrón de Fermilab, vemos que en sus años más prolíficos logró producir unos 1015 antiprotones por año, suficientes para llevar a ebullición un litro de agua a temperatura ambiente, al aniquilarse con el mismo número de protones (para ser precisos, se necesitarían 1,4 x 1015 aniquilaciones , para elevar la temperatura de un litro de agua desde 0 ºC hasta 100 ºC). Y en cuanto al futuro experimento PANDA, en el complejo FAIR, si alcanza a producir los 10 millones de antiprotones por segundo prometidos, en un año sumarían unos 3 x 1014, que es un número inferior al de los antiprotones producidos en Fermilab.

En segundo lugar, recordemos que un gramo de antimateria al aniquilarse con la misma cantidad de materia produciría una energía equivalente a más del doble de la energía liberada en la explosión de la bomba atómica de Hiroshima, como apuntamos en el capítulo 1. Pues bien, teniendo en cuenta que un gramo de antiprotones equivale a 6,02 x 1023 de los mismos, serían necesarios 602 millones de años para producir un solo gramo de antiprotones usando la tecnología de la factoría de Fermilab (que ya no está disponible porque se cerró al clausurarse el Tevatrón, en septiembre de 2011). En cuanto al CERN, usando su tecnología actual se necesitarían 60.200 millones de años para producir un gramo de antiprotones, un tiempo mayor que los 13.800 millones de años que lleva existiendo el universo. El experimento PANDA, por su parte, “solo” necesitaría unos 2.000 millones de años para lograr tal objetivo.

Pero estos no son los únicos problemas, ya que el almacenamiento de grandes cantidades de partículas que se repelen por tener la misma carga eléctrica, ya sean antiprotones o positrones, supone también una empresa de gran envergadura y plagada de dificultades pues, además, estas partículas se aniquilarían contra las paredes de su contenedor en cuanto tuviese lugar cualquier contacto entre ellas. Para minimizar estas dificultades, el procedimiento alternativo sería almacenar antiátomos, que son eléctricamente neutros. Pero entonces, de nuevo, se necesitaría más tiempo que la edad actual del universo para crear un solo gramo de átomos de antihidrógeno a su ritmo actual de producción en el CERN, que es el único laboratorio del mundo en el que se crean antiátomos en el momento presente. El experimento PANDA podría reducir este tiempo, pero no a menos de varios miles de millones de años.

Un último comentario para aquellos lectores interesados en conocer con más precisión la relación entre la energía liberada al aniquilarse un gramo de antimateria y la energía de las bombas nucleares. Tomemos, de nuevo, el ejemplo de la bomba Little Boy, que cayó sobre Hiroshima. Si su capacidad destructiva era de 15 kilotones de TNT (se dan diferentes cifras, desde 12 hasta 18 kilotones), entonces, teniendo en cuenta que un kiloton de TNT es, por definición, un billón de calorías y una caloría equivale a 4,18 J, se tiene que la energía liberada por Little Boy fue de 63 x 1012 J. Dividiendo esta cantidad por 3 x 10-10 J, que es la energía producida en una aniquilación , se obtiene finalmente que son necesarias 2,1 x 1023 aniquilaciones para igualar la energía de aquella bomba. Pero hemos visto que un gramo de antiprotones equivale a 6,02 x 1023 de ellos, número casi tres veces mayor. En conclusión, la aniquilación de un gramo de antiprotones con un gramo de protones libera casi tres veces la energía producida por la bomba de Hiroshima (suponiendo que esta equivaliese a 15 kilotones de TNT).

Epílogo

Hemos visto que, aunando esfuerzos, la física de partículas y la cosmología han llegado a la conclusión de que, en los primeros instantes de existencia del Universo, las partículas y sus antipartículas, muy probablemente creadas en cantidades idénticas, se aniquilaron casi totalmente entre sí. Algo sucedió, sin embargo, justo antes de la Gran Aniquilación, para que se generara un ligerísimo excedente de partículas sobre antipartículas, el cual bastó para que el universo material pudiese tomar forma y llegara a existir tal como lo conocemos. En efecto, de los datos observacionales se deduce que por cada protón primordial que sobrevivió, miles de millones sucumbieron a la extinción, junto con la misma cantidad de antiprotones primordiales. Ese protón quedó inmerso en un baño de miles de millones de fotones, los cuales 380.000 años después dieron lugar a la radiación de fondo de microondas CMB que observamos en la actualidad.

Los antiprotones y positrones que se observan en el espacio y forman parte de los rayos cósmicos son en su práctica totalidad secundarios, producidos en colisiones de materia ordinaria y en procesos astrofísicos conocidos muy energéticos; al menos su abundancia es perfectamente explicable invocando estos fenómenos, por lo cual no son primordiales, al menos la inmensa mayoría de ellos no pueden serlo. Sin embargo, no es posible descartar que haya sobrevivido una pequeñísima cantidad de antimateria primordial en nuestro universo observable, quizás un antiprotón por cada decena de millones de protones. En este caso, no es impensable que pudieran existir estrellas e incluso galaxias pequeñas de antimateria, como predicen algunos modelos teóricos, siempre que estuviesen suficientemente aisladas de la materia (en el universo existen grandes regiones extremadamente vacías, además).

El experimento AMS, instalado en la Estación Espacial Internacional, se afana por encontrar indicios de tal posibilidad, escudriñando el espacio en busca de núcleos de antiátomos, pues los rayos cósmicos consisten, esencialmente, en núcleos atómicos desprovistos de electrones. Si encontrase un solo antinúcleo mayor que los núcleos de antihelio, como un núcleo de antilitio o antiberilio (con tres y cuatro antiprotones, respectivamente), esto constituiría un gran acontecimiento, pues indicaría que la antimateria primordial no desapareció totalmente, ya que estos antinúcleos no se pueden producir en nuestro “universo material”, a diferencia de los núcleos de antihelio (según las estimaciones actuales). Pero si el experimento AMS encontrase un solo antinúcleo aún mayor, como un núcleo de antiboro o anticarbono (con cinco y seis antiprotones, respectivamente), este hallazgo sería la prueba definitiva de la existencia de antiestrellas, pues estos antinúcleos solo podrían haberse creado en los hornos de las capas más profundas de estas.

También hay propuestas para explicar la asimetría materia-antimateria en el universo postulando que las partículas y sus antipartículas no se crearon en cantidades idénticas desde el principio. Una posibilidad interesante, en el marco teórico del multiverso, sería que nuestro universo se habría creado a la vez que otro universo hermano, casi gemelo, pero con las abundancias de materia y antimateria intercambiadas. De este modo, las cantidades totales de materia y antimateria serían idénticas para el conjunto de los dos universos, y mientras en uno dominaría la materia en el otro dominaría la antimateria. A este respecto, cabe señalar que la posibilidad de que existan otros universos tiene bastante aceptación, y esta va en aumento, tanto en la física de partículas como en la cosmología.

Ahora dejemos volar nuestra imaginación y vayamos hacia el futuro, a una época en la que pudiéramos realizar viajes interestelares de forma eficiente; por ejemplo, a través de atajos espaciotemporales, o por otras dimensiones. Supongamos que descubrimos una estrella de antimateria, a juzgar por los antineutrinos que emite (en vez de neutrinos). Además, al acercarnos avistamos todo un sistema planetario y algunos de sus planetas se encuentran en la zona de habitabilidad de la antiestrella. Así que decidimos enviarles señales que denoten nuestra procedencia inteligente, y con este propósito elegimos unas secuencias de flashes de luz láser con los números impares: 1, 3, 5, 7, 9… Si nos encontramos lo suficientemente cerca de esos planetas, por ejemplo a tan solo dos horas-luz de distancia, nuestras señales tardarán solo dos horas en llegar a su destino. Para nuestro asombro, unas seis horas después recibimos una respuesta inteligente, consistente en otras secuencias de flashes de luz láser, pero esta vez con los números pares: 2, 4, 6, 8… ¡Nuestras señales han sido interceptadas por seres inteligentes de una civilización tecnológica!, y nos envían acuse de recibo utilizando señales similares, aunque no idénticas a las nuestras para que no las confundamos con un eco de nuestras propias señales. Muy animados, esta vez les enviamos un vídeo amistoso enseñándoles la Tierra y sus gentes, al que ellos responden con otro vídeo amistoso enseñándonos su planeta e invitándonos a visitarlo, como se deduce de su lenguaje no-verbal y sus gesticulaciones.

Obviamente, ellos ignoran que nosotros somos de antimateria, en relación a la materia de la que ellos y su mundo están constituidos. Pero nosotros sí sabemos que ellos lo son, en relación a la nuestra. Así que no podemos aceptar la invitación y hemos de restringir nuestro contacto al intercambio de ondas electromagnéticas, exclusivamente. Nada de recepciones oficiales, ni de intercambios obsequios-antiobsequios, así como tampoco podríamos respirar su antiaire, ni beber su antiagua ni comer su anticomida, en caso de desabastecimiento de nuestra nave. Y a la inversa, por lo que una ventaja de contactar con una civilización tecnológica de antimateria, en lugar de una de materia, sería que nunca intentarían invadir nuestro planeta. Además, en el caso improbable de conflicto con una tal civilización, el armamento saldría muy económico, pues solo con arrojar un gramo de materia sobre su antiplaneta produciría una deflagración más del doble de potente que la bomba atómica que cayó sobre Hiroshima, de donde se deduce que unos cuantos pedruscos bastarían para arrasar cualquier antiplaneta enemigo. Pero habría un inconveniente, no obstante, y es que el armamento le saldría igualmente económico al enemigo.

Regresando al presente, este libro se terminó de escribir en junio de 2018, coincidiendo con la puesta a punto del nuevo desacelerador de antiprotones del CERN, ELENA, que permitirá realizar experimentos con antiátomos de manera mucho más eficiente que usando solo el desacelerador AD. Esperemos que estos experimentos puedan comenzar antes de la parada técnica de todos los aceleradores del CERN, prevista para diciembre, y que tendrá una duración de dos años. Y también en los próximos años comenzarán a operar los experimentos del complejo FAIR, en Alemania, en cuya agenda se encuentra también el estudio de los átomos de antihidrógeno. Así pues, se abre una nueva etapa en la producción y análisis de átomos de antimateria, en el empeño por comprobar si tienen exactamente las mismas propiedades que los átomos de materia. Quedamos a la espera de los resultados.

Agradecimientos

En primer lugar quisiera agradecer a Alberto Casas, del Instituto de Física Teórica (CSIC), sus muchos consejos y sugerencias para hacer más asequible este libro a los lectores interesados en cuestiones científicas, pero carentes de formación en física de partículas. También estoy en deuda con Manuel Aguilar, del CIEMAT, por sus comentarios críticos sobre mi conferencia de divulgación “La antimateria”, los cuales han contribuido a mejorar sustancialmente la presentación de este libro, pues este es la extensión natural de aquella conferencia. Varios comentarios de Fernando Barbero, del Instituto de Estructura de la Materia (CSIC), y algunos más de Pedro Martínez Gadea, del Instituto de Física Fundamental (CSIC), también han servido para mejorar la presentación de la introducción y de algunos capítulos. Tengo que agradecer, además, a Bert Schellekens, del Instituto Nacional Holandés de Física Subatómica (Nikhef), su ayuda inestimable para clarificar algunos conceptos y para elaborar muchas de las ilustraciones. He de dar las gracias también a Alexander Dolgov, de la Universidad de Novosibirsk, del ITEP de Moscú y de la Universidad Ferrara en Italia, por informarme detalladamente del estado actual de la investigación teórica sobre la posible existencia de estructuras de antimateria en el universo, tema sobre el cual su grupo es referente mundial. Por último, agradezco mucho a mi madre, María Isabel, a mi tía Angela, a mi prima Angelita y a su amiga Marisol que siempre acudan a mis conferencias de divulgación.

Bibliografía

Caballero Carretero, J. A. (2013): Dirac. La antimateria, Barcelona, RBA.

Casas, A. (2009): El LHC y la frontera de la física, Madrid, CSIC/Los Libros de la Catarata.

— (2010): El lado oscuro del Universo, Madrid, CSIC/Los Libros de la Catarata.

Casas, A. y Rodrigo, T. (2012): El bosón de Higgs, Madrid, CSIC/Los Libros de la Catarata.

Close, F. (2009): Antimatter, Oxford, Oxford University Press.

Edelstein, J. y Gomberoff, A. (2014): Antimateria, magia y poesía, Santiago de Compostela, Universidad de Santiago de Compostela.

Fernández-Vidal, S. y Miralles, F. (2013): Desayuno con partículas, Barcelona, Plaza & Janés Editores.

Fraser, G. (2000): Antimatter. The ultimate mirror, Cambridge, Cambridge University Press.

Illana, J. I. (2016): Las partículas elementales, Barcelona, RBA.

Masip, M. (2016): Los rayos cósmicos, Barcelona, RBA.

Rodríguez-Quintero, J. y Gómez Santamaría, M. (2017): ¿Por qué hay algo en lugar de nada?, Barcelona, RBA.

Weinberg, S. (2009): Los tres primeros minutos del universo, Madrid, Alianza Editorial.

A continuación, damos un listado de lecturas especializadas en el tema de los dominios materia-antimateria en el universo y la posible existencia de estructuras de antimateria:

Bambi, C. y Dolgov, A. D. (2007): “Antimatter in the milky way”, Nuclear Physics B, 784,132.

Blinnikov, S. I.; Dolgov, A. D. y Postnov, K. A. (2015): “Antimatter and antistars in the universe and in the Galaxy”, Physical Review, D92, 023516.

Cohen, A. G. y De Rújula, A. (1998): “Scars on the CRB?”, Astrophysics, J. 496L, 63.

Cohen, A. G.; De Rújula, A. y Glashow, S. L. (1998): “A matter-antimatter universe?”, Astrophysics, J. 495, 539.

Dolgov, A. D. (2011): “Antimatter in the universe”, Physics of Atomic Nuclei, 74, 462.

— (2016): “Early formed astrophysical objects and cosmological antimatter”, International Journal of Modern Physics, A31, 28.

Dolgov, A. D. y Silk, J. (1993): “Baryon isocurvature fluctuations at small scales and barionic dark matter”, Physical Review, D47, 4244.

Khlopov, M. Y.; Rubin, S. G. y Sakharov, A. S. (2000): “Possible origin of antimatter regions in the baryon dominated universe”, Physical Review, D62, 083505.

Kirilova, D.; Panayotova, M. y Valchanov, T. (2003): Vast antimatter regions and scalar condensate baryogenesis, actas del 14 congreso Rencontres de Blois: Matter-Antimatter Asymmetry, Castillo de Blois, Francia, 17-22 de junio de 2002 [ed. Tran Thanh Van].

Rehm, J. B. y Jedamzik, K. (2001): “Limits on cosmic matter. Antimatter domains from Big Bang nucleosynthesis”, Physical Review, D63, 043509.

Vlasov, N. A. (1966): Antimateria, Buenos Aires, Editorial Universitaria de Buenos Aires.

Los lectores interesados también pueden visitar páginas web relacionadas con los diferentes temas y centros de investigación que han aparecido en este libro, algunas de las cuales contienen vídeos didácticos. A este respecto es muy recomendable el vídeo de la NASA sobre los cinturones de radiación de Van Allen, que ilustra los cambios en la forma y la intensidad de estos cinturones (https://en.m.wikipedia.org/wiki/File:Van_Allen_Belts.ogv).

Fotografías

Figura 1

Espectrómetro magnético Alpha (AMS-02), instalado en la Estación Espacial Internacional.

Fuente: Cortesía de la NASA.

Figura 2

Lanzamiento del detector AMS-02 a bordo del transbordador espacial Endeavour, el 16 de mayo de 2011, para su instalación en la Estación Espacial Internacional.

Fuente: Cortesía de la NASA.

Figura 3

Recreación artística de los rayos cósmicos; da una perspectiva desde el espacio de la llegada de los rayos cósmicos primarios a la Tierra.

Fuente: Asimmetrie/INFN.

Figura 4

Recreación artística de una cascada de radiación secundaria sobre un detector del Observatorio Pierre Auger, en Argentina.

Fuente: A. Chantelauze, S.Staffi y L. Bret.

Figura 5

Wilson Hall, edificio principal del Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab), a 50 kilómetros de Chicago.

Fuente: Cortesía de Fermilab.

Figura 6

Vista aérea del complejo de aceleradores, donde se puede distinguir el Wilson Hall. El anillo en segundo plano es el Tevatron, de casi 7 kilómetros de longitud, un colisionador protón-antiprotón que fue el acelerador más potente del mundo entre 1985 y 2009, clausurado en 2011.

Fuente: Cortesía de Fermilab.

Figura 7

Globo de la Ciencia y la Innovación, de 27 m de altura, situado a la entrada del CERN. Es una obra maestra de la carpintería que alberga la exposición El universo de las partículas. En su proximidad se encuentra la escultura de acero ‘Recorriendo lo inconmensurable’.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 8

La escultura ‘Recorriendo lo inconmensurable’, del artista Gayle Hermick, de 11 metros de alto y 15 toneladas de peso, rinde homenaje a 396 descubrimientos en física, astrofísica y matemáticas, esculpidos con láser en su lengua de origen a través de 37 metros de acero.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 9

Imagen tomada en una placa fotográfica en la máquina LEAR del CERN, en 1984, que corresponde a la aniquilación de un antiprotón al chocar con un núcleo de un átomo de gas neón durante el experimento PS-179. Se puede apreciar que entre los productos de la aniquilación se crea un pión positivo que se mueve en espiral hacia abajo, por efecto del campo magnético aplicado, y este se desintegra produciendo un muón positivo (antimuón) que da varias vueltas en espiral hasta que se desintegra a su vez, dando como resultado un positrón (antielectrón). En cada una de estas desintegraciones también se emite un neutrino (o antineutrino), que no se observa por carecer de carga eléctrica.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 10

Vista del interior del hall del desacelerador de antiprotones AD, en el CERN, con el experimento ALPHA de frente.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 11

Plano del hall del desacelerador de antiprotones AD, en el CERN, con los diferentes experimentos que operan dentro de su anillo: ALPHA, ASACUSA, ATRAP, BASE, AEGIS y GBAR. La estructura en forma de hexágono es el nuevo desacelerador de antiprotones ELENA.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 12

Tramo del desacelerador de antiprotones AD, en el CERN.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 13

El desacelerador de antiprotones ELENA, acoplado al desacelerador AD, reduce en un factor 50 la energía de los antiprotones provenientes de este, antes de suministrarlos a los diferentes experimentos que producen átomos de antimateria.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 14

Peter Higgs posando delante del detector CMS del Gran Colisionador de Hadrones LHC del CERN, en 2013. Este fue uno de los detectores en los que se descubrió el bosón de Higgs en 2012, y en el momento de la instantánea se encontraba abierto debido a las labores de mantenimiento.

Fuente: Cortesía del CERN.

Figura 15

Detalle del experimento ASACUSA, situado en el hall del desacelerador de antiprotones AD del CERN. Investiga la antimateria usando helio antiprotónico.

Fuente: Cortesía del CERN.