El Big Bang, Inflación y el origen del Universo

Hoy partimos con un título rimbombante, pero no es sólo para atraer audiencia, sino también para celebrar un importante descubrimiento que (de ser corroborado por la comunidad científica) permitiría entender uno de los mayores enigmas en astronomía, qué fue lo que sucedió inmediatamente después del Big Bang y que dió lugar al universo tal como lo conocemos hoy. Puede que te preguntes, ¿Pero qué importa!?, acá intentamos explicártelo, y de paso, compartir la aventura del descubrir y el triunfo de la mente humana.

(Super-corta) Historia del Universo.

Probablemente has escuchado acerca de la teoría del Big Bang (al menos la serie con Sheldon). Esta idea señala que el universo comenzó en un estado de altísima densidad, el cual explotó, dando paso, luego de muchos millones de años, al universo que conocemos. En los primeros 400 mil años luego de la explosión inicial, el universo se mantuvo opaco, sin emitir luz, ya que las partículas de luz (fotones) no tenían la capacidad de viajar grandes distancias y escapar de la densa sopa de partículas eléctricamente cargadas (electrones y protones en estado de plasma) sin chocar con ellas. Cuando el universo se expandió y se enfrió, los electrones y protones que existían de forma independiente en ese plasma, se unieron y formaron átomos eléctricamente neutros, dejando un camino libre a los fotones. Para ejemplificar estos sucesos imaginemos un gato tratando de atravesar en un parque lleno de gente que dejo libre a sus perros. La interacción perro-gato hace muy difícil para el pobre gatito avanzar hacia cualquier parte. Ahora, si cada persona toma a su perro, veremos que la vida se hace mucho más fácil para el gato, quien ahora puede atravesar el parque sin miedo a ser atacado por los caninos y de forma bastante veloz. Al periodo donde los electrones y protones formaron átomos neutros se le denomina época de recombinación.

Lo increíble, es que este período en el desarrollo de universo, dejó marcas que podemos incluso percibir hoy en día. Estas marcas se llaman Radiación de Fondo Cósmico (CMB por sus siglas en inglés), y fueron descubiertas por accidente en los años 60. Fig. 1

Figura1: Mapa de la radiación de fondo cósmico detectada por el satélite WMAP. Las regiones están coloreadas para representar variaciones de +- 0.0002 grados Kelvins. [Fuente Wikipedia]

Los distintos colores en figura 1 representan las variaciones en temperatura del CMB, estas variaciones son solo de 0.0002 Kelvins, siendo la temperatura promedio 2.7 Kelvins.

Al analizar esta radiación de fondo, varias preguntas aparecen. Como vemos en Fig. 1,  el universo presenta un estado de gran homogeneidad!.  Pero, ¿Por qué el universo luce tan homogéneo en todas direcciones? Recordemos que estamos hablando de un universo que partió desde una gran explosión de plasma. Inicialmente esta homogeneidad se asumió como un principio (una idea que no puede ser derivada como consecuencia de otra idea), en lo que se llama "principio cosmológico".

Una interesante idea que busca resolver la pregunta de la homogeneidad del universo fue postulada en la década del 70 del siglo pasado, por físicos en estados Unidos y en la Unión Soviética*. Esta idea se conoce como Inflación. La idea es simple pero revolucionaria: El universo es similar en todas partes debido a que inmediatamente después del big bang el universo se expandió a una velocidad exponencialmente alta, superando por mucho la velocidad de la luz (técnicamente, lo que se espande es el espacio tiempo mismo, por lo que la comparación con la velocidad de la luz puede llevar a confusiones). Esta súper-expansión sería por lo tanto la causante de la similitud en distintas direcciones del universo observable. Suena simple, pero bueno para creerlo hay que demostrarlo! Otra analogía puede ser útil, podemos pensar en el universo inicial como una fotografía compleja, con zonas claramente distinguibles. La inflación en este contexto sería hacer un zoom en alguna zona particular de la imagen hasta que las regiones con características distintas desaparecen de la zona observada. (¿quiere decir que nos parece homogéneo porque estamos mirando a una zona muy pequeña del universo total?, SI!, bienvenido Multiverso**)

Las pequeñas inhomogeneidades encontradas en la radiación de fondo cósmico que sobrevivieron a este gran zoom (distintos colores en Fig. 1) que supone el periodo inflacionario son aún más sorprendentes. Como ya discutimos en este post anterior, las leyes de la mecánica cuántica (MC) gobiernan los sistemas que son muy pequeños. Una característica particular de la MC es que el vacío (que, fuera de divagaciones filosóficas, definimos como un estado con total ausencia de partículas) se encuentra en constante ebullición, creando y destruyendo partículas. En promedio es un estado realmente vacío, pero en cualquier momento posee fluctuaciones. Este vacío fluctuante, sujeto a la expansión por inflación, creó las irregularidades que vemos en el CMB y serían estas irregularidades  las que dieron pie a la creación de galaxias. Esto se entiende de la siguiente forma. Las pequeñas irregularidades en la densidad suponen puntos de aglutinamiento, donde, debido a la gravedad, las cosas se atraen un poco mas fuerte (la gravedad que un objeto crea depende de la densidad de masa de este). Estos puntos de aglutinamiento son las semillas donde las galaxias fueron creadas.

En suma, las fluctuaciones cuánticas sumadas al proceso de inflación dieron origen a las semillas que eventualmente produjeron las galaxias. Si esta idea no te asombra, nada de lo que yo pueda escribir acá lo hará.

Fig.2 Factor de escala (o cuanto crece el universo en tamaño) en función del tiempo después del Big bang [Fuente: Astronomia.net]

Otra pregunta interesante es ¿Cómo podemos conocer el estado del universo antes de la época de recombinación? Debido a que los fotones no podían viajar antes de este periodo, cualquier observación convencional no nos entrega ninguna pista acerca del periodo de pre-recombinacion. Por supuesto, eso no detuvo a los físicos en su búsqueda de respuestas, quienes encontraron una forma alternativa de obtener dicha  información, esto es, a través del análisis de la forma en que la luz se propaga o polarización*** en la radiación de fondo.

Esta polarización se ve influenciada por los cambios en el espacio tiempo, cambios que datan del periodo pre-recombinación, y que se manifiestan como ondas gravitacionales****. Estas ondas gravitacionales perturban la polarizarion del CMB, y es esta perturbación la que fue analizada por el equipo de BICEPS2. En ella se encontraron rastros que pueden ser atribuidos al periodo inflacionario. Si los datos son comprobados por otros experimentos independientes, estaríamos ante un descubrimiento que nos permitiría comenzar a entender los inicios mismos del tiempo y el espacio, y por consiguiente, de nosotros mismos.

Celebramos este gran hallazgo, triunfo de la curiosidad humana.

Si quedaste con ganas de mas detalles, no dudes en preguntar.
Tambien puedes visitar los siguientes links con una muy buena explicación.

En español:
http://conexioncausal.wordpress.com/2014/03/17/descubrimiento-de-modos-b-en-la-polarizacion-del-cmb/

http://cuentos-cuanticos.com/2014/03/18/el-universo-saca-bicep2/


En Ingles [mas técnicos]

http://www.preposterousuniverse.com/blog/2014/03/16/bicep2-updates/

http://profmattstrassler.com/2014/03/18/if-its-holds-up-what-might-bicep2s-discovery-mean/

Algunos videos [En Ingles]
Inflation & the Universe in a Grapefruit - Sixty Symbols 

Evidence of cosmic inflation expands universe understanding

* Algunos nombres notables en el desarrollo de la idea de Inflacion son: Alan Guth, Andrei Linde, Alexei Starobinsky, Paul J. Steinhardt.

**Multiverso es la idea que es consecuencia directa de Inflación. Imaginemos un universo con dos caracteristicas opuestas, para simplificar, imaginemos un universo compuesto por los colores rojo y azul. Luego de Inflación, el universo de color rojo queda causalmente desconectado del universo de color azul (no se pueden enviar señales porque estan separados por mucha distancia). Alguien viviendo dentro del universo azul pensará que el universo es azul y no hay otro tipo de universo. Al conjunto de distintos universos se le llama Multiverso.

***Polarización es una propiedad de las ondas electromagnéticas (luz), asociada con la forma en que esta se propaga. Un filtro de polarización es un instrumento que permite el paso de una polarización especifica (ver figura)

Representación de la propagación de una onda, (en rojo). Un conjunto de ondas con distintas polarizaciones, al pasar por un polarizador, es filtrada, sobreviviendo solo la polarización asociada al filtro (el filtro es representado por la rejilla negra en el centro de la imagen)

**** Ondas Gravitacionales: Como el agua, que al distorsionarse actúa como medio donde ondas de presión se propagan, el espacio-tiempo también puede ser distorsionado, en cuyo caso la distorsión se propaga como ondas de gravedad, que perturban en espacio-tiempo a su paso.

Y de repente... Supernova!

El lugar y momento preciso

Ben Cooke, Tom Wright, Matthew Wilde y Guy Pollack son 4 estudiantes de pregrado de la University College London. El 21 de enero estaban en el observatorio docente de la universidad, guiados por el Dr. Steve Fossey. Era una noche nublada, pero había un pedazo de cielo que aún no estaba cerrado por las nubes, así que Fossey decidió apuntar ahí el telescopio de 0.35 metros de diámetro para dar una demostración de cómo usar la cámara CCD. Y ahí, mientras comían pizza y examinaban las imágenes que habían tomado, descubrieron un punto brillante en la galaxia M82 que no se conocía en imágenes anteriores. Habían encontrado a SN2014J, la supernova en la galaxia M82, conocida por ser una galaxia con alta formación estelar y “muy cercana”, a sólo 11.4 millones de años luz*. 

Y saltaron a la fama.

Animación con la aparición de la "nueva estrella".  El punto brillante que aparece cerca, marcado por las líneas blancas corresponde a SN 2014J.
(Fuente: UCL)

Super qué?

Las Supernovas (SNe) son la etapa final de la evolución estelar y consisten en explosiones muy energéticas. Hay dos tipos de SNe: el primero ocurre cuando una estrella de alta masa (al menos más masiva que 8 veces la masa del sol) ha agotado el combustible para las reacciones nucleares en su núcleo, por lo que se vuelve inestable y explota. El segundo corresponde a estrellas de baja masa, que no terminan su vida como SN sino como enanas blancas, y que están en sistemas de al menos dos estrellas, donde una de ellas le transfiere masa a la enana blanca. Esto produce que el núcleo de la enana blanca alcance una masa "crítica",  se “encienda” y explote. SN2014J corresponde a este último tipo, o en lenguaje más técnico, tipo Ia. La luz de las SNe viene del decaimiento de elementos radiactivos producidos en la explosión, por lo que el brillo irá decayendo en las semanas siguientes a la explosión.

Se han conocido muchos registros de explosiones de SNe que han sido observadas desde la Tierra a “ojo desnudo”. La más brillante ha sido SN 1006, (el número corresponde al año en la denominación oficial), registrada por varias culturas, notablemente la china, y de la cuál se determinó ser unas 10 veces más brillante que Venus. Otras SNe notables son: la SN1054, también registrada por muchas culturas de la cual su remanente es la famosa Nebulosa del Cangrejo; SN1987A, descubierta en Chile, fue visible en el hemisferio sur por algunas semanas. Esta SN es una de las mejores estudiadas ya que pertenece a la Nube Grande de Magallanes, una galaxia irregular que orbita nuestra propia Vía Láctea a una distancia de 168.000 años luz. SN2014 J representa una nueva oportunidad de estudiar estas magníficas explosiones en detalle.

La impresionante explosión de SN1987A (izq.) y el progenitor marcado con la flecha (der.)
Fuente: AAO

La famosa Nebulosa del Cangrejo, remanente de la SN1054. Aún no puedo imaginarme un cangrejo en esta nube.
(Fuente: APOD)

Las SNe tipo Ia tienen una importancia especial en astronomía, ya que, debido a que los progenitores tienen todos aproximadamente la misma masa, la explosiones tienen el mismo brillo, lo que las hace excelentes medidores de distancia**. Y a diferencia de las RR Lyrae, que son mucho más débiles, las SNe, al ser mucho más brillantes, pueden encontrarse en galaxias muy lejanas. Estudios de SNe tipo Ia distantes permitieron a los premios Nobel (2011) Brian Schmidt, Saul Perlmutter and Adam Riess a concluir que el universo se está expandiendo aceleradamente (más detalles de esto en una próxima columna). Otra importante característica de estos objetos es que durante la explosión, debido a procesos nucleares (conocido por nucleosíntesis), se producen varios elementos químicos. Por ejemplo, el fierro (Fe) del que está hecho tu escritorio, o tu silla en la que estás sentado en la terraza comiendo sandía, o que compone nuestra sangre provino de una de estas explosiones de SNe. 

El centro de atención

Desde el momento del descubrimiento, la comunidad astrónomica no ha perdido el tiempo y ha estado tomando imágenes de SN2014J en cualquier telescopio donde sea posible. Además, como M82 es una galaxia cercana y muy estudiada, imágenes de archivo ayudarán a determinar el progenitor de la explosión. También ha llamado la atención de astrónomos amateurs en el hemisferio norte, y muchas imágenes dan vuelta la internet. La SN no puede ser observada a simple vista, pero se espera que en su fase de máximo brillo, que ocurrirá por estos días, pueda ser observada con simples binoculares.

Sin duda,  este es un bonito ejemplo de cómo un poco de suerte y una rápida respuesta de la comunidad astronómica en el mundo nos permite explorar en detalle sucesos en escalas de tiempo humanas y desentrañar misterios estelares.

*En distancias astrónomicas, eso es a la vuelta de la esquina.

** En el caso de las SNe tipo II, esto no es tan simple ya que presentan un rango mucho mas amplio de brillo en su máximo y en su curva de luz

Cometa ISON muy cerca del Sol

C/2012 S1 o ISON, como se conoce por estos días, es un cometa que tiene a los astrónomos y público en general muy interesado y siguiéndole todos los pasos. Este interesante objeto se cree que proviene de la nube de Oort, la nube de residuos de la época de formación del sistema solar, que consisten en su mayoría en planetesimales (o básicamente piedras de todos los tamaños, como plutón o menor) congelados. Este cometa es el primero que vemos que tiene una órbita desde la nube de Oort directo al Sol (cometa rasante del sol o sungrazing en inglés). La gran pregunta de estos días es: sobrevivirá el cometa al encuentro con el sol o se desintegrará? Si logra sobrevivir,  aparecerá en unos días visible desde el hemisferio norte, y podrá ser visto en plena luz del día! Si no, se desintegrará debido al calor intenso que sentirá...

Y cuando sabremos el destino del cometa? ahora mismo! en el twitter de las noticias del cometa (@ISONUpdates) anunciaron mientras escribo esta entrada que estamos a unas 5 horas del momento en que  la superficie del cometa alcance el punto donde se empieza a derretir... Mañana 28 de noviembre es el día clave....esperemos que sobreviva!

Mientras, los dejo con la espectacular imagen de SOHO (satélite que monitorea al sol) cuando el cometa apareció en el campo de visión

Fuente: @ISONUpdates

Otros links con más imágenes e información del cometa:

http://www.slate.com/blogs/bad_astronomy/2013/11/21/comet_ison_12_cool_facts.html

http://www.startres.net/todo-sobre-ison/ (este link en español, blog creado por 3 estudiantes de magíster en Astrófisica de Valparaíso)

http://apod.nasa.gov/apod/ap131123.html

http://apod.nasa.gov/apod/ap131127.html

http://www.universetoday.com/106674/say-goodbye-to-comet-ison-for-now-timelapse-and-image-gallery/

https://twitter.com/CometISONnews

https://twitter.com/ISONUpdates

Actualización: Al parecer, el cometa ISON no resistió su pasada por el sol y el núcleo se desintegró... Pero nos dio unas imágenes impresionantes, como el video en este link.

Actualización de la actualización: Mientras escribía la actualización anterior, leo en el twitter de Phil Plait (https://twitter.com/BadAstronomer) que al parecer algo del cometa quedó, como muestra la imagen de SOHO... los cometas son impredecibles!

Nuevos Mundos

Voy a partir esta columna haciendo un descargo: El descubrimiento del primer planeta extrasolar hace rato que merece un Nobel. O al menos, una distinción. Michel Mayor, Didier Queloz y Geoffrey Marcy, descubridores de 51 Peg b, el primer planeta extrasolar, eran, de hecho, candidatos al Nobel este año, pero todos ya aprendimos en una columna anterior en este blog que ese reconocimiento los recibieron otros por el bosón de Higgs... Bueno ya. También es importante.

Pero acaso ¿no es fundamental para la humanidad el descubrimiento de otros planetas y sistemas, similares a nuestro vecindario solar? ¿Y la posibilidad de que haya vida en al menos uno de ellos? Desde el tiempo de los griegos, pasando por Giordano Bruno en el siglo XVI hasta nuestros días, se intuía la presencia de “infinitos soles e infinitos mundos rotando alrededor de esos soles”.

¡Y qué intuición! 

1. Cazadores de planetas

Los planetas extrasolares, tal como lo indica su nombre, son planetas fuera del Sistema Solar. Su detección es difícil, ya que son demasiado pequeños y distantes como para observarlos directamente. La estrategia, entonces, es identificar los efectos que causan éstos en su estrella central. Los métodos más usados (y por supuesto, efectivos) son el de las velocidades radiales y la detección de tránsitos, que explicaré a continuación.

El método de las velocidades radiales se basa en el hecho de que el planeta, en su órbita alrededor de su estrella central, produce un “empuje” sobre ésta debido a la atracción gravitatoria entre ambos cuerpos. Este “empuje” produce que la estrella se mueva en una órbita pequeña. Cuando hacemos pasar la luz de la estrella por un prisma que dispersa la luz (lo que se llama un espectro, ver Figura 1), veremos unas líneas oscuras a longitudes de onda específicas. Estas líneas son producidas por los elementos que componen la superficie de la estrella y que absorben fotones en estas longitudes de onda (Figura 2) que son conocidas y fijas, o como se dice en lenguaje técnico, de laboratorio.

Figura 1: Portada de Dark Side of the Moon y clásico ejemplo para demostrar como un prisma dispersa la luz y produce un espectro

Fuente: Google Images

Figura 2: Espectro del Sol con líneas de absorción

Fuente: Google Images 

Sin embargo, como la estrella se bambolea producto de la interacción con el planeta (Figura 3), estas longitudes de onda aumentan cuando la estrella se está alejando (corrimiento al rojo), y disminuyen cuando ésta se acerca (corrimiento al azul). Este fenómeno es conocido como el Efecto Doppler, y es el mismo fenómeno que causa el cambio de frecuencia (o longitud de onda, las que son inversamente proporcionales) que percibimos en el sonido de una ambulancia, cuando va acercándose y alejándose de nosotros. La diferencia entre el valor de la longitud de onda de laboratorio y el corrimiento que observamos está relacionado con el cambio en velocidad radial (la componente que apunta hacia el observador) en la pequeña órbita de la estrella y es la indicación que hay (al menos) un planeta presente. Si monitoreamos las estrella por un período largo de tiempo, podemos describir la órbita y obtener una masa aproximada del planeta. Esta masa dependerá de la orientación de la órbita del planeta respecto de nosotros, ya que si existe una inclinación, afectará la medida del corrimiento que determinemos. 

Figura 3: Esquema del método de detección por velocidades radiales. La órbita de la estrella está exagerada para efectos de claridad.

Fuente: NASA

Figura 4: Variación en la velocidad radial de 51 Peg encontrada por Marcy & Butler, 1995.

Fuente: Google Images

Además, una vez identificado un planeta, se puede aislar el efecto que produce en la curva de cambio de la velocidad radial para poder identificar perturbaciones en la órbita de la estrella causadas por planetas más alejados y menos masivos. Así, se han descubierto sistemas de planetas, como es el caso del sistema asociado a la estrella 55 Cancri, con 5 planetas conocidos hasta ahora. 

Este método fue el usado por Michel Mayor y Didier Queloz en 1995, astrónomos de la Universidad de Geneve, para encontrar el primer planeta extrasolar, orbitando alrededor de la estrella 51 Peg (Figura 4). Algunos meses después, este descubrimiento fue confirmado por Geoffrey Marcy y Paul Butler, de la Universidad de Berkeley. Y se hizo historia...

La gran restricción que tiene este método es que está limitado por la masa del planeta. Esto quiere decir que mientras mayor es la masa del planeta, mayor es la variación de la velocidad radial, por lo que ha sido muy exitoso en encontrar planetas con masas similares a Júpiter. De hecho, 51 Peg b es un planeta que tiene una masa de alrededor de la mitad de la masa de Júpiter, pero está en una órbita mucho más cercana que la órbita de Mercurio, con un período de 4 días. En cambio, para encontrar planetas tipo Tierra, necesitamos espectros con excelente resolución, es decir, capaz de detectar corrimientos de las líneas muy pequeños. De todas maneras, se ha mejorado mucho la técnica con los años, y hoy en día instrumentos especialmente diseñados para cazar planetas, como el espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), ubicado en La Silla, Chile, o el PFS (Planet Finder Spectrograph), en Las Campanas, Chile, son capaces de encontrar planetas tipo Neptuno, y ya se están anunciando unos pocos tipo Tierra. 

El segundo método más usado es el de los tránsitos. Consiste en monitorear el brillo de una estrella por un periodo de tiempo. En general, este brillo se mantiene constante (excepto para estrellas que varían intrínsicamente, que son un lindo tema para algún post futuro). Sin embargo, cuando la estrella tiene asociado un planeta, cuando éste pasa delante de la estrella respecto del observador (o transita, de ahí el nombre del método), se observa una disminución en el brillo de la estrella (Figura 5). Lo mismo ocurre durante un eclipse de Sol, cuando la luna pasa frente a éste y lo tapa, o en tránsitos como el de Venus delante del Sol, ocurrido el 2012 (Figura 6). De nuevo, el porcentaje de disminución del brillo de la estrella depende del tamaño del planeta. Un planeta tipo Júpiter produce una caída en el brillo de 1% aproximadamente. Para planetas tipo Tierra, se necesitan imágenes de excelente calidad para detectar la caída del brillo de la estrella.

Figura 5: Esquema de un tránsito. El gráfico muestra la curva de luz del brillo de la estrella. Mientras el planeta pasa delante de la estrella, el brillo disminuye.

Fuente: NASA

Figura 6: Ejemplo de un tránsito: Tránsito de Venus (círculo negro grande) delante del Sol, ocurrido en 2012. Los puntos negros pequeños corresponden a manchas solares.

Fuente: Astronomy Picture of the Day

Una forma de mejorar la calidad es observar desde el espacio, donde no está presente la atmósfera terrestre que afecta las observaciones. Una limitación de este método es la orientación de las órbitas de los planetas respecto al observador: Si la órbita está suficientemente inclinada, el planeta no transitará delante de ella y no podremos detectarlo.

La mejor estrategia para encontrar planetas es usar ambos métodos juntos, es decir, buscar los tránsitos y confirmar la presencia del planeta por velocidades radiales. De esta forma se puede obtener una descripción de la órbita y características físicas del planeta.

2. Infinitos planetas alrededor de infinitos soles...

Los dos métodos descritos anteriormente, además de otros usados, han llevado al descubrimiento de más de 1000 planetas (número anunciado el mes pasado), de acuerdo al censo llevado por The Extrasolar Planets Encyclopaedia (www.exoplanet.eu). El número es impactante si pensamos que el primero se descubrió hace sólo 18 años. De estos 1000 planetas, 536 fueron descubiertos por velocidades radiales y 424, por tránsitos.

El tema de detección de planetas es absolutamente hot en la astronomía actual. Tanto así que se han enviado misiones al espacio con el principal objetivo de monitorear estrellas y los posibles tránsitos de planetas. El más reciente fue la misión Kepler, lanzada el 2009, que tenía como misión encontrar planetas tipo Tierra ubicadas en lo que se denomina como la zona de habitabilidad. Esta zona son órbitas alrededor de la estrella que tienen las condiciones necesarias para que los planetas en estas órbitas tengan agua líquida en su superficies. Es decir, Kepler busca vida extraterrestre... vida como la conocemos al menos. Lamentablemente, la misión Kepler tuvo problemas en su funcionamiento, y ya no estará más operativa. En los 3 años de actividad nos entregó al menos 3455 candidatos de planetas. Pero como los seres humanos somos obstinados, una nueva misión, TESS (Transiting Exoplanets Survey Satellite) está planeada por la NASA para lanzarse el 2017, además de otras misiones como Gaia (Agencia espacial europea ESA) y James Webb Telescope, que serán lanzadas este año y el 2022, respectivamente. 

Potenciales planetas habitables, ordenados por similaridad con la Tierra. El número debajo de cada planeta es el índice de similaridad con la Tierra.

Fuente: Kepler

El futuro se ve prometedor. Estamos ad-portas de encontrar un planeta con condiciones similares al nuestro. Condiciones que pueden significar vida. Un descubrimiento que cambiará nuestra forma de ver el universo.

Para terminar, dejo esa frase tan famosa de Carl Sagan: “El Universo es un lugar bastante grande. Si sólo somos nosotros, sería una terrible pérdida de espacio”

Nota tecnológica: Exoplanet (exoplanetapp.com) es un app disponible en el Appstore (lamentablemente no para Android) que tiene la base actualizada de los planetas descubiertos y algunas formas divertidas de visualizarlos. En inglés.

El bosón de Higgs, Lady Gaga y el premio Nobel

La semana pasada supimos los nombres de los ganadores del premio Nobel de Física 2013, otorgado a Francois Englert y Peter Higgs (nombre que usted probablemente ha escuchado) por su rol en el descubrimiento del mecanismo que le da masa a algunas partículas subatómicas. En la columna de hoy hablaremos sobre la relevancia de este descubrimiento, y sobre la difusión que ha tenido en los medios.

1.- ¿Porque el descubrimiento del Higgs es importante?.

Para entender la importancia de este descubrimiento, necesitamos un poco de contexto. En el universo existen cuatro fuerzas o interacciones fundamentales, estas son:

-Interacción Fuerte, que permite que los núcleos atómicos sean estables o sea, que nosotros y todas las cosas que vemos podamos existir.

-Interacción Electromagnética, la encargada de que dos cargas eléctricas de distinto signo se atraen mientras que cargas de igual signo se repelen. Esta es la interacción con la que estamos más familiarizados. Está presente en todos nuestros aparatos electrónicos, y más importantemente, controla las diferentes reacciones químicas, que dan lugar a los elementos que conocemos.

-Interacción Débil, es la responsable de ciertas reacciones nucleares que mantienen al sol entregándonos su energía, y consecuentemente permitiendo el desarrollo de vida en la tierra.

La cuarta interacción presente en la naturaleza es la atracción gravitacional. La búsqueda de una descripción de esta interacción en conjunto con las tres previas ha servido de motor para parte de la física en las últimas décadas.

Nuestro entendimiento actual sobre las leyes que gobiernan los procesos subatómicos se encapsulan en lo que los físicos llaman el modelo estándar. Este modelo explica las tres primeras interacciones (o fuerzas) fundamentales, dejando sin explicar la fuerza de gravedad.

En el modelo estándar existen dos tipos de partículas, partículas de materia (por ejemplo electrones) y mediadores de fuerza (fotones o cuantos de luz, por ejemplo), que interactúan según leyes dictadas por simetrías. Las simetrías son ingredientes fundamentales en la construcción de modelos exitosos para describir la naturaleza en estas distancias tan pequeñas (hablaremos más sobre simetrías en alguna columna próxima).

Un gran problema es que las simetrías del modelo estándar no permiten que ciertas partículas (los mediadores de la fuerza débil para los entusiastas) tengan masa. Esto es un GRAN (SÍ! con mayúsculas) problema, porque los experimentos revelan que estos mediadores si tienen masa.

Al final del día, lo que queremos es describir la naturaleza, entonces, ¿qué hacer?, ¿dejamos de lado las simetrías?, que nos han guiado en la construcción de modelos, o ¿dejamos de lado el modelo estándar? que ha sido exitoso en la descripción de un sin fin de otros procesos.

La respuesta a estas preguntas vino de la mano de los recientemente galardonados físicos teóricos, Prof Englert y Prof. Higgs. Ellos (junto a varios otros teóricos no galardonados) propusieron un mecanismo para que estas partículas mediadoras adquirieran masa, sin romper las simetrías del modelo original.

En términos simples propusieron lo siguiente. Supongamos que existe una sustancia que permea todo el universo. Esta sustancia está en su estado de mínima energía (como tú, como yo, el universo a un nivel fundamental siempre quiere mantenerse en su mínima energía). Este estado de mínima energía sin embargo, no posee las simetrías originales del modelo estándar.

Podemos ejemplificar esta idea pensando en lo siguiente. Imaginemos que queremos balancear un lápiz sobre su punta. En principio, una persona muy hábil y con mucha paciencia podría lograr balancear el lápiz sobre su punta. El estado de el lápiz es de mínima energía, pero es inestable, cualquier pequeño movimiento lo hará caer. El lapiz balanceándose es un estado de máxima simetría, podemos mirar desde cualquier posición sobre la mesa donde se balancea el lápiz y veremos lo mismo. Cualquier pequeña perturbación hará caer al lapiz, y este apuntará en una dirección particular, rompiendo la simetría original. A este proceso lo llamamos un rompimiento espontáneo de simetría. Este mecanismo produce que los mediadores de la fuerza débil adquieran masa ¿Porque?. Una analogía ayudará a entender mejor este proceso.

Fig 1. a.- El Señor Lápiz haciendo equilibrio posee más simetría (cualquier rotación en la mesa) que en b.- donde el señor Lápiz se cae y apunta en una dirección particular sobre la mesa.

Imagine que usted camina por una sala llena de admiradores de Lady Gaga. Usted pasa por la sala, siendo ignorado por la mayoría de los asistentes, lo que significa que no tiene dificultad en llegar de un extremo a otro de la sala. Ahora imagine que la misma Lady Gaga entra en la sala. Un gran tumulto se produce a su alrededor, y su paso de un extremo a otro de la sala se ve dificultado por toda la gente que quiere sacarle fotos o pedirle un autógrafo. Un observador diría que mientras la velocidad de usted fue bastante alta, la velocidad de lady Gaga fue mucho menor, debido a su interacción con el medio. Para este observador, la masa de usted lector es menor que la masa de Lady Gaga, ya que a ella le costaba moverse por la sala. Ahora si cambiamos la sala llena de fanáticos de Lady Gaga por el campo de Higgs, a usted por un fotón, y a Lady Gaga por un mediador de la fuerza débil, obtenemos el mecanismo por el cual éstos adquieren masa, y explicamos porque otras partículas permanecen sin masa.

Fig. 1.- En una habitación llena de fanáticos de Lady Gaga a) Usted, b) Lady Gaga.

2.-¿Partícula de Dios?

Hasta ahora hemos hablado de el campo de Higgs y como esa sustancia que permea el espacio (recuerde, como los fans de Lady Gaga), pero ¿qué tiene que ver esto con el bosón de Higgs?

Esta sustancia que permea el universo entero, el campo de Higgs, puede perturbarse y crear pequeñas olas, que pueden ser detectadas. Estas pequeñas perturbaciones del campo de Higgs corresponden a las partículas de Higgs. Quizás usted también ha escuchado el nombre BOSÓN de Higgs. Crear estas perturbaciones no es nada fácil. Con este objetivo en mente (entre muchos otros), una gigantesca colaboración de científicos, ingenieros y técnicos plantearon la posibilidad de crear una máquina capaz de perturbar este campo de Higgs, y probar o refutar su existencia. En realidad esta máquina, conocida como el Gran Colisionador de Hadrones (LHC por sus siglas en inglés), no solo busca entender el campo de Higgs, es mucho más ambicioso que eso. La idea es explorar los mismos límites del tiempo y el espacio, mirando tan cerca como es posible con nuestra tecnología actual el instante en que se produjo el Big Bang.

En los medios de comunicación probablemente usted escuchó hablar sobre el descubrimiento de la “partícula de Dios”. ¿Está el bosón de Higgs relacionado con Dios?. Si usted es creyente, entonces el Higgs está relacionado con Dios de la misma forma que una planta, el sol o las estrellas lo están con (inserte aqui su Deidad preferida). Si usted no es creyente, la respuesta es sencilla. NO.

Proyectos de la envergadura del LHC, donde miles de millones de dólares deben ser invertidos, deben de alguna manera justificarse frente a los votantes de los países involucrados. La búsqueda de la verdad y del entendimiento no es suficiente para la mayoría, por lo que los medios (a veces con complicidad de los científicos) crean frases pegajosas y llamativas para el público general. Es interesante analizar el caso de el proyecto anterior al LHC, un proyecto llamado Super Colisionador SuperConductor (SSC). Este proyecto se generó en Estados Unidos, y apuntaba a crear una máquina 3 veces más poderosa que el actual LHC. En medio de las negociaciones por un aumento en el presupuesto, y luego de ya haber gastado dos mil millones de dólares en la construcción del túnel que albergaría el proyecto, un político en el senado estadounidense le preguntó a los científicos responsables del proyecto: “¿Vamos a poder encontrar a Dios con esta máquina?, si es así, yo doy mi voto a favor”. Los científicos, impresionados por la pregunta, no pudieron dar una respuesta convincente y el proyecto fue cancelado unas semanas después. Luego de este incidente, el nombre de Partícula de Dios, para el bosón de Higgs, empezó a ser utilizado en algunos círculos. El uso de este tipo de nombres, no constituye ningún problema para los especialistas, pero su uso entre el público general constituye un riesgo, el riesgo de que el público espere, exija y saque conclusiones que están fuera del alcance científico.