El neutralino

Hace ya unas cuantas entradas que la serie Esas maravillosas partículas ha dejado atrás todas las partículas subatómicas confirmadas, e incluso el propio Modelo Estándar de física de partículas. En el último artículo de la serie hablamos acerca de los WIMPs, esas elusivas partículas hipotéticas que podrían dar cuenta de la existencia de la materia oscura que tantos quebraderos de cabeza da a los cosmólogos.

Sin embargo, al igual que –como vimos– el término materia oscura es una forma un tanto pedante de decir “cosas que no vemos ni sabemos lo que son”, losWIMPs son “partículas que tienen la masa que nos falta por ver pero que casi no interaccionan con nada”. La postulación de su existencia es interesante, pero parte de las consecuencias de esa existencia, es decir, de la aparición en el Universo de una masa que no hemos logrado ver. Ahora bien, de existir los WIMPs y tener esas características, ¿por qué son así? ¿dónde encajan con todas las demás partículas? ¿qué mecanismo teórico exige su existencia?

Responder a estas preguntas nos llevará a hablar de la supersimetría, brevemente del reciente Premio Nobel de Física 2008 y la ruptura espontánea de la simetría, del tan en boga LHC y del máximo candidato a WIMP, cuya confirmación supondría una noticia bastante más importante que la del bosón de Higgs: el neutralino.

Antes de seguir, un par de avisos recurrentes: en primer lugar, esta entrada aborda problemas bastante complejos, de modo que, si sabes del asunto, las simplificaciones y explicaciones burdas que voy a hacer pueden ponerte la carne de gallina o los ojos llorosos. Si destruyes tu ordenador en un ataque de furia,El Tamiz no se hace responsable: no esperes que me ponga a hablar de grupos de Poincaré o nada parecido, porque eso no va a pasar.

En segundo lugar, el grado de abstracción de artículos como éste es bastante grande: es posible que, por mucho que intente explicarlo de forma llana, te resulte un ladrillo infumable, o tengas que dejar de leer un rato y volver a él en otro momento, o que te haga falta una aspirina a medio camino. Trato de utilizar ejemplos cercanos a nuestra intuición para hacerlo más concreto, pero el problema es precisamente ése (como verás en unos cuantos párrafos): que estamos hablando de cosas tan ajenas a nuestra experiencia cotidiana que es muy difícil dejar atrás las fórmulas y ecuaciones y traducirlas a cosas que podamos, no ya calcular, sino entender y hacer nuestras. De modo que paciencia, y vamos con ello.

A lo largo de la serie hemos mencionado varias veces el hecho de que, por muy bello y sólido que sea, ningún físico duda de que el Modelo Estándar de partículas subatómicas no es el modelo teórico definitivo que describe la estructura del Universo, pues nunca ha pretendido serlo — es, desde su nacimiento, un modelo constreñido a unas condiciones determinadas y sujeto a una teoría incompleta.

Para empezar, como hemos comentado en ocasiones anteriores, la teoría en la que se basa el Modelo Estándar no incluye la gravedad, sino sólo las interacciones electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil. Puesto que la gravedad existe, todo el mundo es consciente de que hace falta una teoría más general que el modelo del que actualmente disponemos (y que se convertiría entonces en un caso especial de la teoría general).

Pero, además de las limitaciones de la teoría de la que parte, el Modelo Estándar se aplica a unas condiciones más o menos concretas: las de lo que podemos observar. Esto puede parecer una perogrullada (¿a qué otras condiciones se va a aplicar?), pero no lo es tanto. Piensa que las partículas subatómicas que observamos, la forma de comportarse que tienen y las interacciones que existen entre ellas están muy restringidas. Sería ingenuo pensar que las reglas que podamos deducir de su comportamiento en estas condiciones sean válidas para otros lugares o momentos en los que las cosas fueran muy distintas — y lo han sido, y mucho, durante la historia del Universo.

Ni siquiera hace falta salirse del Modelo Estándar para ver a lo que me refiero: en el “mundo normal”, de las energías habituales a nuestro alrededor, las fuerzas electromagnética y nuclear débil son bien diferentes. Sin embargo, cuando la energía de las partículas involucradas es muy grande, las cosas cambian: por encima de unos 100 GeV, las interacciones electromagnética y débil se unifican, y se convierten en una única fuerza indistinguible, la interacciónelectrodébil.

Mosquito, alias “superprotón”. Crédito: Alvesgaspar (CC 3.0).

Para que te hagas una idea, un mosquito volando tiene una energía cinética de unos 1000 GeV, de modo que un protón de 100 GeV tiene el 10% de la energía cinética de un mosquito, ¡pero concentrada en la masa de un protón! Esto significa que se mueve a una velocidad prácticamente igual que la de la luz; 100 GeV es una verdadera barbaridad, de ahí que normalmente las fuerzas electromagnética y débil sean claramente distintas, en el intervalo de energías de partículas que solemos observar. Sin embargo, tenemos pruebas experimentales de esta unificación a altas energías, y el Modelo Estándar las predice correctamente.

Hoy en día estas energías no se encuentran en prácticamente ningún sitio: nosotros logramos observar qué sucede en esas condiciones provocándolas artificialmente con aceleradores de partículas como el Tevatrón o el LHC. Sin embargo, en los inicios del Universo energías de 100 GeV no eran nada inusual — cuando las partículas se movían así de rápido y la temperatura del cosmos era de unos 1015 K (sí, quince ceros, no es ningún error) no existían una fuerza débil y otra electromagnética, sino que eran una sola. Según el Universo se fue enfriando, ambas se diferenciaron y hoy en día las vemos como cosas distintas.

Muchos físicos de partículas piensan que algo parecido sucedería con la interacción fuerte si aumentásemos aún más la energía de las partículas (o lo que es lo mismo, si nos retrajéramos aún más hacia el origen del Universo de modo que la temperatura fuese aún mayor): entonces, las tres fuerzas (electromagnética, débil y fuerte) se convertirían en una sola. Desgraciadamente, aunque no estamos seguros del valor, el umbral energético por encima del cual las tres fuerzas se unifican está muy por encima de cualquiera de los aceleradores actuales — puede tratarse de unos 1015 GeV, lo cual significa que un protón se mueva tan rápido que tenga un billón de veces la energía de un mosquito en vuelo. Por ahora, cualquier cosa que pensemos al respecto no va a tener confirmación experimental directa, pues no podemos acelerar tanto un protón… pero sigue leyendo.

Las teorías que predicen esta unificación de las tres fuerzas a esas energías inimaginables, como ya hemos mencionado en artículos anteriores de la serie, se llaman Teorías de Gran Unificación (TGUs), y son algunas de las teorías más prometedoras en física fundamental. La razón de que los físicos saliven profusamente cuando piensan en ellas es la siguiente: a principios del siglo XIX se pensaba que la electricidad y el magnetismo eran fuerzas diferentes, pero posteriormente se descubrió que se trataba de una misma interacción con “dos caras”, el electromagnetismo. Posteriormente se descubrieron otras interacciones, como la nuclear débil… pero ahora sabemos que, en realidad, la electromagnética y la débil son la misma fuerza que muestra “dos caras” cuando las condiciones son adecuadas (es decir, para pequeñas energías). Parece lógico pensar que algo parecido puede suceder con la interacción fuerte e incluso, quién sabe, con la gravedad.

La cuestión es que, para que pueda existir una unificación fuerte-débil-electromagnética, hace falta ampliar el Modelo Estándar de alguna manera, pues en su forma actual no la contempla. Las buenas noticias son que es posible hacerlo de modo que la nueva teoría tenga varias ventajas extraordinarias:

Que prediga lo que ya vemos de un modo tan acertado como el Modelo Estándar, de modo que éste sea un caso particular de la nueva teoría.

Que prediga el valor esperado de la masa del bosón de Higgs (recordarás del artículo correspondiente que el Modelo Estándar no la puede calcular).

Que incluya, a altas energías, la unificación de todas las interacciones excepto la gravitatoria.

Suena muy bien, ¿verdad? Las “malas noticias” son sólo una, y seguro que te la esperas, porque cosas así vienen siendo cosa habitual en física de partículas desde su nacimiento: para que estas teorías funcionen es necesario duplicar el número de partículas existentes.

Sí, así como suena: este tipo de teorías no añaden una partícula nueva o dos, sino que predicen que todas y cada una de las partículas del Modelo Estándar tienen un “compañero fantasma”, una partícula relacionada pero que no hemos visto jamás. Es como si todas las partículas que vemos (electrones, fotones, piones, bosones W o Z, etc.) tuvieran una “imagen en un espejo” que no solemos ver. Dicho con otras palabras, es como si existiera una simetría más allá de lo que vemos, una supersimetría.

La “imagen en el espejo” de cada partícula es su compañero supersimétrico, también llamado supercompañero (ya sé que esto empieza a sonar como unos dibujos animados de superhéroes, pero qué se le va a hacer). El electrón tiene el suyo, lo mismo que el protón, lo mismo que el fotón y todas las demás partículas que hemos visto a lo largo de la serie.

Si lo piensas, es algo parecido a lo que sucede con las antipartículas: toda partícula tiene un “compañero simétrico”, la antipartícula, que tiene algunas propiedades idénticas y otras diferentes, como la carga: el electrón tiene al positrón, los neutrinos a los antineutrinos correspondientes, etc. Al tener en cuenta las antipartículas se duplicó el número de partículas conocidas con anterioridad… y con la supersimetría sucede lo mismo de nuevo.

Sin embargo, en el caso de los supercompañeros la diferencia fundamental es el espín: como espero que recuerdes de artículos anteriores de la serie, aunque no hemos hablado muy en profundidad de él, el espín de una partícula determina si se trata de un fermión (como el electrón) o un bosón (como el fotón). Los primeros tienen un espín semientero (1/2, 3/2, etc.) y se trata de partículas “individualistas” –de ahí que exista un principio de exclusión para los electrones pero no para los fotones– y, generalmente, constituyentes de la materia. Los segundos tienen un espín entero (0, 1, 2, etc.) y se trata de partículas “colectivistas” que suelen ser portadoras de interacciones fundamentales. Si lo que acabo de decir te suena a chino, es posible que te venga bien empezar esta serie por el principio.

Bien, el supercompañero de cada partícula elemental del Modelo Estándar tiene un espín que es 1/2 mayor que el de la partícula original. Por ejemplo, el archiconocido y cotidiano electrón tiene un compañero supersimétrico, el selectrón: como el electrón tiene un espín de 1/2, su supercompañero tiene un espín de 1… con lo que es un bosón. Como puedes comprender, lo mismo sucede con cualquier otro fermión: al añadir 1/2 a su espín, el supercompañero es un bosón.

Pero, claro, también pasa al contrario: cualquier bosón del Modelo Estándar, como el fotón (espín 0), tiene un supercompañero que es un fermión (en este caso, de espín 1/2, como el electrón), el fotino. La manera de nombrar a los supercompañeros es precisamente la que acabas de ver en ambos casos: el compañero bosónico de un fermión tiene el mismo nombre con una s- delante (selectrón, sprotón), mientras que el compañero fermiónico de un bosón tiene el mismo nombre con el sufijo -ino, como fotino, higgsino, etc.

Las propiedades de cada partícula supersimétrica son diferentes, y dependen de la teoría que se trate, pero como puedes imaginar, no son las mismas que la de la partícula “original” en absoluto: aparte ya de que se trate de un bosón en vez de un fermión –o al contrario–, la masa, la carga y otras propiedades son también diferentes. La supersimetría duplica la riqueza –y la complejidad– del Modelo Estándar.

Las teorías que la incluyen se denominan, por lo tanto, teorías supersimétricas. A cambio de multiplicar por dos el número de partículas teóricas, con ellas tenemos las tres ventajas que he mencionado antes (que no son moco de pavo), y otra más de la que hablaré en un momento. De hecho, casi todas las teorías modernas más prometedoras incluyen la supersimetría en sus ecuaciones. Pero esto no quiere decir que no haya problemas.

Para empezar, sucede lo mismo que con la antimateria. Hemos hablado con anterioridad del hecho sorprendente de que veamos tanta materia en el Universo y tan poca antimateria, y de los intentos teóricos de explicar este hecho con algunas Teorías de Gran Unificación: si hay una simetría entre partículas y antipartículas, ¿por qué vemos tantas partículas y tan pocas antipartículas? En el caso de la supersimetría, ¿por qué vemos tantos protones, electrones y fotones y ningún sprotón, selectrón o fotino?

Si los compañeros y supercompañeros fueran realmente simétricos, veríamos unos y otros por igual, pero esto no sucede. Es decir, la supersimetría está rota, y nadie sabe quién ha sido — mejor dicho, la supersimetría se ha roto espontáneamente, si es que en algún momento fue una simetría real. Este problema de laruptura espontánea de la supersimetría es un verdadero quebradero de cabeza para los físicos de partículas, pero al menos tienen ejemplos similares en los que basarse, como el caso de partículas/antipartículas y también el del bosón de Higgs y la masa de las partículas.

Como espero que recuerdes del artículo sobre el bosón de Higgs (si no lo recuerdas léelo de nuevo, porque si no no vas a entender nada de lo que viene a continuación), el campo de Higgs tiene una dirección conceptual, que determina la masa de las partículas elementales –incluído el propio bosón de Higgs–. Ahora bien, ¿por qué tiene esa dirección y no otra? Una vez más, pensamos que en el origen del Universo el campo de Higgs no tenía una dirección privilegiada, y todas las partículas tenían masa nula, pues no se veían afectadas por él: existía una simetría entre ellas, en lo que a la masa se refiere.

Sin embargo, en un momento determinado, según la temperatura del Universo fue disminuyendo, el campo de Higgs se decantó por una dirección en concreto,rompiendo la simetría de manera espontánea. Es posible que el siguiente ejemplo te ayude a comprender la idea: supongamos que las posibles direcciones del campo de Higgs son todas las de una brújula en un mapa. El campo de Higgs puede “apuntar” a cualquier ángulo, de 0 a 360°, y la dirección que elija determinará la masa de todas las partículas. Imagina, para tener una imagen visual, que el campo de Higgs es un lápiz sobre el mapa, y que la punta del lápiz indica la dirección del campo de Higgs (por ejemplo, justo hacia el norte).

Ahora bien, muy poco tiempo después del Big Bang, como he dicho, el campo de Higgs no tenía una dirección privilegiada debido a las energías extremas involucradas en el Universo. En nuestro ejemplo del lápiz, es como si el lápiz tuviera tanta energía que lo levantásemos, de modo que estuviera completamente vertical, apoyado sobre su punta. Evidentemente, el lápiz se encuentra en equilibrio inestable, y se mantiene en pie porque lo estamos sujetando verticalmente.

El campo de Higgs antes y después de romperse la simetría. Crédito: Nobel Prize Foundation (PDF).

Pero, poco a poco, el Universo se va enfriando, y el campo de Higgs no se sostiene “verticalmente sobre el mapa”, sino que busca un estado de mínima energía. Puesto que estaba en equilibrio inestable, y existían pequeñas fluctuaciones en su estado (algo inevitable, al tener en cuenta la naturaleza cuántica del Universo), en un momento dado se colapsó sobre el mapa en una dirección concreta — a partir de ahí, la masa de todas las partículas y el propio bosón de Higgs quedó determinada tal y como es hoy. La simetría de la masa se había roto espontáneamente al disminuir la temperatura del joven Universo.

Yoichiro Nambu. Crédito: Betsy Devine (CC 3.0).

El estudio de las rupturas espontáneas de simetría ha valido este año el Premio Nobel de Física a tres investigadores, Yoichiro Nambu, Makoto Kobayashi y Toshihide Maskawa, y es factible pensar que, en un futuro cercano, logremos explicar la ruptura de la supersimetría de una manera similar. Hasta ahora, desde luego, no sabemos por qué las partículas que vemos y sus supercompañeros son tan diferentes.

Lo que parece –aunque no sepamos por qué– es que las versiones supersimétricas de las partículas normales tienen masas enormemente grandes comparadas con las de las partículas que vemos, y son en su mayor parte tremendamente inestables: de ahí que no las veamos por ninguna parte. Pero lo realmente interesante (y alentador) es que la más ligera de las partículas supersimétricas, de acuerdo con la mayor parte de las teorías, es estable.

El hecho es que, por suerte para nosotros, de las cuatro combinaciones posibles entre el zino (el supercompañero del bosón Z), el fotino (supercompañero del fotón) y el higgsino (supercompañero del bosón de Higgs), una de ellas resulta tener una masa relativamente pequeña (para ser una partícula supersimétrica, claro) y ser estable: esas cuatro combinaciones posibles se denominan neutralinos, aunque normalmente cuando se habla de “el neutralino” nos referimos a la más ligera y estable. Si lo encontramos habremos dejado obsoleto el Modelo Estándar y abierto las fronteras de la física de partículas — de ahí que si el LHC detecta neutralinos la importancia, en mi opinión, sea mayor aún que si detecta bosones de Higgs.

Pero es que, al ser estables, los neutralinos (los neutralinos estables, no los otros tres, claro) no sólo son detectables tras producirlos nosotros haciendo colisionar otras cosas: ahí está una cuarta ventaja de las teorías supersimétricas que los predicen, además de las tres que he mencionado antes. La cuestión está en que estas teorías predicen la posibilidad de una producción masiva de neutralinos en el Universo joven, y al tratarse de partículas neutras y que sólo interaccionan –como los neutrinos– a través de la interacción débil, pueden estar aún ahí fuera en cantidades enormes, sin que hayamos logrado detectarlos aún.

Si has seguido la serie desde sus comienzos, ya sabes dónde vamos a acabar: el neutralino interacciona débilmente con el resto de la materia pero, al contrario que el neutrino, tiene una gran masa (probablemente entre 100 GeV y 1 TeV), por pequeña que sea comparada con el resto de los supercompañeros. Es decir, de existir el neutralino, se trata indudablemente de un WIMP. Pero observa que aquí, al contrario que en el artículo sobre los WIMPs, no hemos partido de la existencia de la materia oscura y la intención de explicarla, sino al revés: hemos partido de teorías nuevas y calculado las propiedades de una de las partículas que predicen, y resulta que esa partícula, de existir, cumple todos los requisitos para convertirse en una de las principales responsables de la existencia de la materia oscura.

En el artículo acerca de los WIMPs mencionamos los distintos modos en los que tratamos de descubrirlos: si el CDMS del que hablamos allí detecta un neutralino, muchos físicos van a ponerse a dar botes de contentos (y otros no tanto), lo mismo que si lo vemos en el LHC. Pero, como siempre y afortunadamente, por ahora se trata de una hipótesis sin confirmar, de modo que tendremos que esperar hasta que tengamos alguna prueba de su existencia, o bien resultados experimentales que sean incompatibles con ella.

Dado que el proyecto actual que trata de expandir las fronteras de nuestro conocimiento en física de partículas y cosmología es el LHC, y que parece que las noticias al respecto se han calmado un poco –con lo que no estoy hasta las narices del tema–, es probable que dediquemos alguna entrada futura de la serie a hablar de él y el Tevatrón, y las distintas maneras de detectar partículas que se utilizan en ellos. Más información cuando toque el próximo artículo de la serie. Ah, y si has llegado hasta aquí (con o sin aspirina), gracias por tu tesón y paciencia, y espero que el viaje haya merecido la pena.

En la próxima entrada, otra candidata a explicar la materia oscura: el axión.

Si quieres leer más sobre la supersimetría, los neutralinos y demás, hay muchísima información en la red. Sugiero que empieces por:

Neutralino (en español, muy escaso) o Neutralino (en inglés, más completo).

Supersimetría (en español, escaso) o Supersymmetry (en inglés, una vez más, más completo).

Introduction to Supersymmetry.

2008 Physics Nobel Prize.