Isaac Asimov nueva guía de la ciencia ciencias físicas

una teoría particularmente importante (la teoría de Einstein de la relatividad general).

Desgraciadamente, no todas las historias científicas tienen un final feliz. Otros

científicos no pudieron duplicar los resultados de Weber, lo intentaran como lo

intentasen, y la creencia general fue la de que los gravitones siguen sin poder

detectarse. No obstante, los físicos confían lo suficiente en la teoría como para estar

seguros de que existen. Son partículas con una masa de 0, una carga de 0 y un espín

de 2, y son asimismo bosones. Los gravitones no han sido tampoco enumerados entre

los leptones.

Fotones y gravitones no tienen antipartículas; o, más bien, cada cual posee su propia

antipartícula. Una forma de visualizarlo es imaginarse un papel doblado por la mitad y

que, tras ser desplegado, presenta una arruga que corre por su centro. Si se coloca un

pequeño círculo a la izquierda de la arruga, y otro a igual distancia a la derecha, los

mismos representarán un electrón y un positrón. El fotón y el gravitón podrían hallarse

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a la derecha del doblez.

Neutrinos y antineutrinos

Hasta ahora, pues, parece que existen dos leptones: el electrón y el positrón. Los

físicos podrían haberse contentado con esto; no parecía existir una abrumadora

necesidad de nada más, excepto que sí existía esa necesidad. Había complicaciones

relacionadas con la emisión de partículas beta por los núcleos radiactivos.

La partícula emitida por un núcleo radiactivo, por lo general lleva una considerable

cantidad de energía. ¿Y de dónde procede esa energía? Es creada por la conversión en

energía de una pequeña parte de la masa del núcleo; en otras palabras, el núcleo

siempre pierde un poco de masa en el acto de expeler la partícula. Los físicos se han

visto durante mucho tiempo turbados por el hecho de que, a menudo, la partícula beta

emitida en una desintegración del núcleo no alberga energía suficiente para tener en

cuenta la cantidad de masa perdida por el núcleo. En realidad, los electrones no eran

igualmente deficitarios. Emergían con un amplio espectro de energías, y el máximo

(conseguido por muy pocos electrones), era casi correcto, pero todos los demás no

llegaban a alcanzarlo en mayor o menor grado. Ni tampoco era necesaria una

concomitancia de emisión de partículas subatómicas. Las partículas alfa emitidas por

un nucleido particular poseían iguales energías en cantidades inesperadas. En ese

caso, ¿qué era erróneo en la emisión de partículas beta? ¿Qué había sucedido con la

energía perdida?

En 1922, Lise Meitner se hizo por primera vez esta pregunta, y, hacia 1930, Niels Bohr

estaba dispuesto a abandonar el gran principio de conservación de la energía, al

menos en lo concerniente a partículas subatómicas. En 1931, Wolfgang Pauli sugirió

una solución para el enigma de la energía desaparecida. Tal solución era muy simple:

junto con la partícula beta del núcleo se desprendía otra, que se llevaba la energía

desaparecida. Esa misteriosa segunda partícula tenía propiedades bastante extrañas.

No poseía carga ni masa. Lo único que llevaba mientras se movía a la velocidad de la

luz era cierta cantidad de energía. A decir verdad, aquello parecía un cuerpo ficticio

creado exclusivamente para equilibrar el contraste de energías.

Sin embargo, tan pronto como se propuso la posibilidad de su existencia, los físicos

creyeron en ella a pies juntillas. Y esta certeza se intensificó al descubrirse el neutrón y

al saberse que se desintegraba en un protón y se liberaba un electrón, que, como en la

decadencia beta, portaba insuficientes cantidades de energía. Enrico Fermi dio a esta

partícula putativa el nombre de «neutrino», palabra italiana que significa «pequeño

neutro».

El neutrón dio a los físicos otra prueba palpable de la existencia del neutrino. Como ya

hemos dicho, casi todas las partículas describen un movimiento rotatorio. Esta rotación

se expresa, más o menos, en múltiplos de una mitad según la dirección del giro. Ahora

bien, el protón, el neutrón y el electrón tienen rotación y una mitad. Por tanto, si el

neutrón con rotación de una mitad origina un protón y un electrón, cada uno con

rotación de una mitad, ¿qué sucede respecto a la ley sobre conservación del momento

angular? Aquí hay algún error. El protón y el electrón totalizan una unidad con sus

rotaciones (si ambas rotaciones siguen la misma dirección) o cero (si sus rotaciones

son opuestas); pero sus rotaciones no pueden sumar jamás una mitad. Sin embargo,

por otra parte, el neutrino viene a solventar la cuestión. Supongamos que la rotación

del neutrón sea + 1/2. Y admitamos también que la rotación del protón sea + 1/2, y la

del electrón, - 1/2, para dar un resultado neto de 0. Demos ahora al neutrino una

rotación de + 1/2, y la balanza quedará equilibrada.

+ 1/2 (n) = + 1/2 (p) - 1/2 (e) + 1/2 (neutrino)

Pero aún queda algo por equilibrar. Una sola partícula (el neutrón) ha formado dos

partículas (el protón y el electrón), y, si incluimos el neutrino, tres partículas. Parece

más razonable suponer que el neutrón se convierte en dos partículas y una

antipartícula. En otras palabras: lo que realmente necesitamos equilibrar no es un

neutrino, sino un antineutrino. (El propio neutrino surgiría de la conversión de un

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protón jen un neutrón. Así, pues, los productos serían un neutrón j(partícula), un

positrón (antipartícula) y un neutrino (partícula)]! Esto también equilibra la balanza.

11 En otras palabras, la existencia de neutrinos y antineutrinos debería salvar no una,

sino tres, importantes leyes de conservación: la de conservación de la energía, la de

conservación del espín y la de conservación de partículas/antipartículas» Es importante

conservar esas leyes puesto que parecen estar presentes en toda clase de reacciones

nucleares que no impliquen electrones o positrones, y sería muy útil si también se

hallasen presentes en reacciones que incluyesen esas partículas.

Las más importantes conversiones protón-neutrón son las relacionadas con las

reacciones nucleares que se desarrollan en el Sol y en los astros. Pjsr consiguiente, las

estrellas emiten radiaciones rápidas de neutrinos, y se calcula que tal vez pierdan a

causa de éstos el 6 u 8 % de su energía., Sin embargo, esto es cierto sólo para

estrellas tales como nuestro Sol. En 1961, el físico americano Hong Yi Chiu manifestó

que cuando se elevan las temperaturas centrales de un astro,

pueden ser importantes las reacciones productoras de neutrinos adicionales. Cuando

una estrella, en su curso evolutivo, progresa hacia un centro de temperatura cada vez

más elevada (véase capítulo 2), los neutrinos le arrebatarán su energía en proporción

creciente Esto tiene una gran importancia. El método habitual de transmitir energía —

mediante los fotones— es lento. Los fotones mantienen una interacción con la materia

y se abren camino desde el centro del Sol hacia la periferia, tras innumerables series

de absorciones y reemisiones. Por consiguiente, aunque la temperatura, en el centro

del Sol, sea de 15.000.000° C, su superficie está sólo a 6.000° C. La sustancia solar es

un buen aislante del calor.

Sin embargo, los neutrinos no mantienen virtualmente interacción con la materia. Se

ha calculado que el neutrino corriente podría atravesar 100 años luz de plomo sólido

sin que sus probabilidades de resultar absorbido superaran el 50 %. Esto significa que

el neutrino formado en el centro del Sol parte instantáneamente, a la velocidad de la

luz, para alcanzar, sin interferencias, la superficie del astro en menos de tres

segundos, y proseguir su veloz trayectoria. (Cualquier neutrino lanzado en nuestra

dirección, nos atravesará sin afectarnos en forma alguna. Así ocurrirá siempre, día y

noche, pues con la oscuridad, cuando la masa terrestre se interpone entre nosotros y

el Sol, los neutrinos pueden atravesar fácilmente tanto la Tierra como nuestros

cuerpos.)

Según calcula Chiu, cuando se alcanza la temperatura central de unos 6.000.000.000°

C, casi toda la energía del astro se deposita en los neutrinos. Éstos parten al instante,

llevándose consigo la energía, y el centro solar se enfría de un modo drástico. Tal vez

sea esto lo que determine la catastrófica contracción, que luego se manifiesta en forma

de una supernova.

Rastreando el neutrino

\Cualquier conversión neutrón-protón origina antineutrinos/ mas por ahora no se sabe

que éstos actúen en las vastas proporciones que conducen a esos aludes de neutrinos

procedentes de cada estrella.!;Las fuentes más importantes de antineutrinos son la

radiactividad natural y la fisión del uranio) (a las cuales nos referiremos más

detenidamente en el capítulo 10).

Naturalmente, los físicos no se dieron por satisfechos hasta encontrar el rastro del

neutrino. El científico no se siente feliz mientras haya de aceptar como artículo de fe

los fenómenos o leyes de la Naturaleza. Pero, ¿cómo detectar una entidad tan

nebulosa cual el neutrino, un objeto sin masa ni carga y prácticamente sin tendencia

alguna a la interpretación con la materia corriente?

Sin embargo, aún quedaba una leve esperanza. Y si bien parecen extremadamente

reducidas, no son nulas las probabilidades de que un neutrino reaccione ante cualquier

partícula. El atravesar cien años luz de plomo sin experimentar modificación, se

considera como un promedio; pero ciertos neutrinos reaccionarán con una partícula

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antes de alcanzar semejante distancia, y algunos —una proporción ínfima, casi

inconcebible, del número total— detendrán su carrera ante el equivalente de 2,5 mm

de plomo.

En 1953, un equipo de físicos dirigido por Clyde L. Cowan y Frederick Reines, del «Los

Alamos Scientific Laboratory», intentaron abordar lo «casi imposible». Instalaron los

aparatos para detectar neutrinos junto a un inmenso reactor de fisión de la Atomic

Energy Commission, a orillas del río Savannah, en Georgia. El reactor proporcionaría

corriente de neutrones, que liberarían aludes de antineutrinos, o al menos así se

esperaba. Para capturarlos, los investigadores emplearon grandes tanques de agua. El

plan consistió en dejar que los antineutrinos bombardearan los protones (núcleos de

hidrógeno) dentro del agua, al objeto de poder detectar así los resultados cuando un

protón capturara un antineutrino.

1¿Qué sucedería? Cuando el neutrón se desintegra, desprende un protón, un electrón y

un antineutrino.j Ahora bien, la absorción del antineutrino por el protón debería

originar, fundamentalmente, lo contrario. Es decir, el protón debería convertirse en

neutrón al emitir un positrón en el proceso. Así, pues, sería preciso estar atento a dos

acontecimientos: 1." La creación de neutrones. 2." La creación de positrones. Para

detectar los neutrones, se disolvería un compuesto de cadmio en el agua, pues cuando

el cadmio absorbe los neutrones, emite rayos gamma de energía característica. Y los

positrones se podrían identificar por su interacción aniquiladora con los electrones, lo

cual originaría otra especie de rayos gamma. Si los instrumentos de los investigadores

detectaran esos rayos gamma de energías tan reveladoras, con el intervalo exacto, se

podría tener la certeza de que habrían captado los antineutrinos.

Los investigadores pusieron a punto sus ingeniosos artificios detectores y esperaron

pacientemente hasta 1956, en que lograron capturar el antineutrino. Hacía entonces

veinticinco años que Pauli había descubierto la partícula. Los periódicos, e incluso

algunas revistas especializadas, lo llamaron, simplemente, «neutrino».

Para llegar hasta el auténtico neutrino necesitamos alguna fuente rica en neutrinos. Y

la idónea es, evidentemente, el Sol. ¿Qué sistema puede emplearse para detectar el

neutrino como elemento opuesto al antineutrino? Se perfila una posibilidad —según

cierta sugerencia del físico italiano Bruno Pontecorvo— con el cloro 37, que representa,

aproximadamente, 1/4 de todo el cloro contenido en los átomos. Su núcleo posee 17

protones y 20 neutrones. Si uno de esos neutrones absorbe un neutrino, se transforma

en protón (y desprende un electrón). Entonces, el núcleo tendrá 18 protones y 19

neutrones, y será el argón 37.

Para constituir un blanco aceptable de neutrones-cloro se podría usar el cloro líquido;

pero se trata de una sustancia muy corrosiva y tóxica; además, si se quiere mantener

líquida, se ha de resolver un problema de refrigeración. En su lugar podemos utilizar

compuestos orgánicos que contengan cloro; para este propósito es adecuado el

tetracloroetileno.

En 1956, el físico americano Raymond R. Davis tendió dicha «trampa» al neutrino,

para demostrar que existe realmente una diferencia entre el neutrino y el antineutrino.

Suponiendo que ambas partículas fueran distintas, la «trampa» detectaría sólo

neutrinos, no antineutrinos. Cuando fue montada junto a un reactor de fisión en

condiciones que le permitieran detectar antineutrinos (suponiendo que éstos fuesen

idénticos a los neutrinos), no los detectó.

Luego se intentó detectar los neutrinos del Sol. Para ello, se empleó un enorme tanque

con 450.000 litros de tetracloroetileno. Se instaló en una profunda mina de Dakota del

Sur, o sea, que encima había la tierra suficiente para absorber cualesquiera partículas

que llegaran del Sol, excepto los neutrinos. (Así, pues, nos encontramos ante la

peregrina situación de que es preciso zambullirse en las entrañas de la Tierra para

poder estudiar el Sol.) Aquel tanque permaneció expuesto a los neutrinos solares

durante varios meses, para que el argón 37 tuviera tiempo de acumularse en cantidad

apreciable. Luego se llenó el tanque hasta el borde con helio, se mantuvo así veintidós

horas y se determinó la minúscula cantidad de argón 37. En 1968 se detectaron los

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neutrinos solares, pero en una cantidad inferior a la mitad de lo que se había supuesto,

según las teorías actuales acerca de lo que ocurre en el interior del Sol. Ahora bien,

para esto se requieren unas técnicas experimentales enormemente laboriosas, y,

además, en este sentido nos hallamos todavía en los comienzos.

Interacción nuclear

Nuestra lista de partículas subatómicas comprende ahora I diez: cuatro partículas

masivas (o hartones, de una palabra / griega que significa «pesado») —el protón, el

neutrón, el antiprotón y el antineutrón—; cuatro leptones —el electrón, el ¡positrón, el

neutrino y el antineutrino— y dos bosones: el / fotón y el gravitón. Y, sin embargo, no

eran suficientes, por (lo que los físicos decidieron seguir adelante. Las atracciones

ordinarias entre protones y electrones aislados, o repulsiones entre dos protones y dos

electrones, pueden explicarse con facilidad como el resultado de las interacciones

electromagnéticas. La forma en que dos átomos se mantienen unidos, o dos

moléculas, se explica por las interacciones electromagnéticas: la atracción de los

núcleos cargados positivamente respecto de los electrones exteriores.

Mientras se creyó que el núcleo atómico estaba compuesto por protones y electrones,

pareció razonable dar por supuesto que la interacción electromagnética —la atracción

conjunta entre protones y electrones— sería suficiente para explicar asimismo cómo se

mantenían unidos los núcleos. Sin embargo, una vez que fue aceptada la teoría

protón-neutrón de la estructura nuclear, se produjo en 1930 la sorprendente

comprobación de que no existía una explicación para lo que mantiene unido al núcleo.

Si los protones fuesen las únicas partículas cargadas presentes, en ese caso la

interacción electromagnética estaría representada por una muy fuerte repulsión entre

los protones que eran impulsados rígidamente unos contra otros en el diminuto núcleo.

Cualquier núcleo atómico debería explotar con tremenda fuerza desde el instante en

que se formó (si es que pudo formarse en primer lugar).

De forma clara, debería hallarse implicada alguna forma de interacción, algo mucho

más fuerte que la interacción electromagnética y capaz de sobreimponerse a la misma.

En 1930, la única otra interacción conocida era la interacción gravitatoria, que es

mucho más débil que la interacción electromagnética, y que puede, en realidad,

dejarse de lado al tomar en consideración los acontecimientos subatómicos, por lo que

nadie reparó en ello. No, debía de existir una interacción nuclear, alguna desconocida

hasta aquel momento, pero que fuese muy fuerte.

La fuerza superior de la interacción nuclear puede demostrarse a través de la siguiente

consideración. Los dos electrones de un átomo de helio pueden eliminarse del núcleo

por la aplicación de 54 electronvoltios de energía. Esa cantidad de energía es suficiente

para hacer frente a una fuerte manifestación de interacción electromagnética.

Por otra parte, el protón y el neutrón constituyen un deuterón, con los enlaces más

débiles de todos los núcleos y que requiere 2 millones de electronvoltios para su

desintegración. Teniendo en cuenta el hecho de que las partículas en el interior del

núcleo se hallan mucho más cerca unas de otras que los átomos en el interior de una

molécula, sigue siendo razonable llegar a la conclusión de que la interacción nuclear es

130 veces superior a la interacción electromagnética. ¿Pero, cuál es la naturaleza de

esa interacción nuclear? La primera pista fructífera llegó en 1932, cuando Werner

Heisenberg sugirió que los protones se mantenían unidos a través de unas fuerzas de

intercambio. Describió a los proto! nes y neutrones en el núcleo como intercambiando

continuamente identidad, por lo que, cualquier partícula dada, es en primer lugar un

protón, luego un neutrón, a continuación un protón, etc. Este proceso debe mantener

el núcleo estable de , la misma forma que se sujeta una patata caliente arrojándola

con rapidez de una mano a otra. Antes de que el protón se «dé cuenta» (por así

decirlo) de que es un protón y trate de escapar de sus protones vecinos, se ha

convertido en un neutrón y se queda donde se encontraba. Naturalmente, sólo puede

lograrlo si esos cambios tienen lugar con extraordinaria rapidez, digamos en el

intervalo de una billonésima de una billonésima de segundo.

272

Otra forma de contemplar esta interacción consiste en imaginarse a dos partículas que

intercambian una tercera. Cada vez que la partícula A emite la partícula de

intercambio, se mueve hacia atrás para conservar la inercia. Cada vez que la partícula

B acepta la partícula de intercambio, se ve empujada hacia atrás por idéntica razón.

Mientras la partícula de intercambio rebota de atrás adelante, las partículas A y B se

separan más y más, hasta que parecen experimentar una repulsión. Si, por otra parte,

la partícula de intercambio se mueve alrededor al modo de un bumerán, desde detrás

de la partícula A hasta detrás de la partícula B, en ese caso ambas partículas serán

impulsadas más íntimamente la una contra la otra y parecerán experimentar una

atracción.

Según la teoría de Heisenberg, todas las fuerzas de atracción y repulsión serían el

resultado de partículas de intercambio. En el caso de la atracción y repulsión

electromagnética, la partícula de intercambio es el fotón; y en el caso de la atracción

gravitacional (al parecer no existe repulsión en la interacción gravitatoria), la partícula

de intercambio será el graviten.

Tanto el fotón como el graviten carecen de masa, y es al parecer por esa razón que el

electromagnetismo y la gravitación constituyen fuerzas que disminuyen sólo con el

cuadrado de la distancia y, por lo tanto, se sienten a través de enormes huecos.

La interacción gravitacional y la interacción electromagnética son interacciones a larga

distancia y, según sabemos hasta hoy, las únicas de este tipo que existen.

La interacción nuclear —dando por supuesto que exista— no puede ser una de este

tipo. Debería ser muy fuerte dentro del núcleo, para que el núcleo siguiese existiendo,

pero era virtualmente indetectable en el exterior del núcleo, o en otro caso ya se

hubiera descubierto hace mucho tiempo. Por lo tanto, la fuerza de la interacción

nuclear disminuía con gran rapidez con la distancia. Cada vez que se dobla la distancia,

debe disminuir a 1/100 de lo que era, más bien que meramente un 1/4, como en el

caso de las interacciones electromagnética y gravitatoria. Por esta razón, no actuaría

ningún intercambio de partículas sin masa.

El muón

En 1935, el físico japonés Hideki Yukawa intentó analizar ) matemáticamente el

problema. Su razonamiento llevó a este resultado: la transferencia alternativa de

cargas entre protón y neutrón debe correr a cargo de una partícula que posea cierta

masa. Dicha masa se podría calcular tomando como base el alcance del campo de

fuerza nuclear —evidentemente, un alcance muy parco, pues no se dejaba sentir más

allá del ultramicroscópico núcleo—. La masa estaría en razón inversa al alcance: a

mayor masa, menor alcance. Resultó que la masa de la partícula apropiada figuraba en

algún lugar entre las masas del protón y el electrón. Yukawa estimó que sería 200 o

300 veces mayor que la masa de un electrón,

Escasamente un año después se descubrió esa partícula tan especial. En el California

Institute of Technology, Cari Anderson (descubridor del positrón), cuando examinaba

las huellas dejadas por unos rayos cósmicos secundarios, halló un rastro muy corto,

más curvilíneo que el del protón y menos que el del electrón. En otras palabras, la

partícula en ; cuestión tenía una masa intermedia. Pronto se detectaron otros rastros

semejantes, y las partículas recibieron el nombre de «mesotrones» o «mesones», para

abreviar.

Más tarde se descubrió otra partícula perteneciente a este tipo de masa intermedia,

que recibió el nombre de «mu mesón», «mesón mu» o «muón» («mu» es una letra del

alfabeto griego; hoy se emplea ya casi todo este alfabeto para denominar partículas

subatómicas). Como en el caso de las partículas citadas anteriormente, el muón

presenta dos variedades: positiva y negativa.

El muón negativo, que tiene 206,77 veces más masa que el electrón (y, por tanto, una

novena parte del protón) es la partícula; el muón positivo es la antipartícula. El muón

negativo y el muón positivo corresponden, respectivamente, al electrón y al positrón.

273

Por cierto que en 1960 se hizo evidente que el muón negativo era idéntico al electrón

en todos los aspectos, excepto en la masa. Era, pues, un «electrón pesado».

Asimismo, el muón positivo era un «positrón pesado».

Hasta ahora no se ha podido explicar esta identidad, pese a ser tan real, que los

muones negativos pueden remplazar a los electrones en el átomo para formar

«átomos muón». Asimismo, los muones positivos remplazan a los positrones en la

antimateria.

Los muones positivos y negativos se aniquilarán entre sí, y tal vez giren antes

brevemente en torno a un centro común de fuerza: lo mismo cabe decir de los

electrones positivos y negativos. Sin embargo, en 1960 el físico americano Vernon

Willard Hughes descubrió una situación mucho más interesante. Detectó un sistema en

que el electrón giraba alrededor de un muón positivo; lo denominó «muonio» (el

positrón que gira alrededor de un muón negativo sería el «antimuonio»).

El átomo muonio (si se nos permite llamarlo así) es análogo al hidrógeno 1, en el cual

el electrón gira en torno a un protón positivo, y ambos son similares en muchas de sus

propiedades. Aunque los muones y electrones parecen ser idénticos, si se exceptúa la

masa, esta diferencia de masas basta para evitar una verdadera oposición entre el

electrón y el muón positivo, de forma que ninguno de ellos aniquilará al otro. Por

consiguiente, el muonio no tiene la inestabilidad característica del positronio. El muonio

resiste más tiempo, y resistiría indefinidamente —siempre y cuando no fuese

perturbado desde el exterior— si no fuera porque el muón es mucho menos resistente.

Apenas transcurridas dos millonésimas de segundo aproximadamente, el muón se

desmorona, y el átomo muonio deja de existir.

He aquí otro punto de similitud: así como las partículas pesadas pueden producir

electrones más antineutrinos —como cuando un neutrón se convierte en protón—, o

positrones más neutrinos (como cuando un protón se convierte en neutrón), esas

mismas partículas pesadas pueden mantener una interacción para formar muones

negativos más antineutrinos, o muones positivos más neutrinos. Durante largos años,

los físicos dieron por supuesto que los neutrinos que acompañaban a los electrones y

positrones eran idénticos a los que iban unidos a los muones negativos y positivos. Sin

embargo, en 1962, se comprobó que los neutrinos no pasaban nunca al otro campo,

por así decirlo; el neutrino del electrón no emprendía jamás una interacción que

condujera a formar un muón, y, por su parte, el neutrino del muón tampoco procedía

en el mismo sentido respecto a formar un electrón o un positrón.

Resumiendo: los físicos se encontraron con dos pares de partículas sin cargas ni

masas: el antineutrino del electrón y el neutrino del positrón, más el antineutrino del

muón negativo y neutrino del muón positivo. ¿Cuál sería la diferencia entre los dos

neutrinos y entre los dos antineutrinos? De momento no puede decirse nada en este

sentido, pero no cabe duda de que son diferentes. Los muones difieren de los

electrones y positrones en otro aspecto: el de la estabilidad. El electrón o positrón

abandonado a su propia suerte, permanece invariable indefinidamente. En cambio, el

muón es inestable y se desintegra al cumplirse las dos millonésimas de segundo, que

es su promedio de vida. El muón negativo se desintegra para formar un electrón (más

un antineutrino de la variedad electrón y un neutrino de la variedad muón), mientras

que el muón positivo hace lo mismo, aunque a la inversa, o sea, da un positrón, un

electrón-neutrino y un muón-antineutrino.

Cuando un muón se desintegra, forma un electrón (o positrón) con menos de 1 /200

de su masa, y un par de neutrinos que carecen en absoluto de masa. ¿Pero, qué

sucede con el 99,5 por ciento restante de la masa? De una forma clara, se convierte en

energía que puede emitirse como fotones o consumirse en formación de otras

partículas.

A la inversa, si se concentra la suficiente energía en un diminuto volumen de espacio,

en ese caso en vez de formarse un par electrón-positrón, se formará un par más

hinchado; un par parecido al par electrón-positrón, excepto por el hinchamiento de

energía que hace las veces de masa. La adherencia de una masa extra al electrón o

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positrón básico no es muy fuerte, por lo que el muón es inestable y rápidamente se

despoja de esa masa y se convierte en un electrón o positrón.

El tauón

Naturalmente, si se concentra mayor energía en un pequeño volumen, se formará un

electrón más masivo. En California, Martin L. Perl empleó un acelerador que aplastaba

electrones con elevada energía en positrones también de alta energía. En 1974, se

detectó la prueba de semejante electrón superpesado. Se le denominó electrón tau

(tau es otra letra del alfabeto griego) y, para abreviar, frecuentemente se le llama

tauón.

Como cabía esperar, el tauón tiene una masa 17 veces mayor que la del muón y, por

lo tanto, es 3.500 veces más masivo que un electrón. De hecho, el tauón es el doble

de / masivo que un protón o un neutrón. A pesar de su masa, el tauón es un leptón,

excepto por su masa e inestabilidad, i puesto que posee todas las propiedades de un

electrón. Con i toda su masa, cabía esperar que fuese mucho más inestable que el

muón, y así es. El tauón dura sólo una billonésima de 1 segundo, antes de

desintegrarse en un muón (y luego en un electrón).

Naturalmente, existe un tauón positivo y un tauón negativo, y los físicos dan por

supuesto que asociado con ellos hay una tercera clase de neutrino y antineutrino,

aunque en realidad aún no han sido detectados.

La masa del neutrino

En la actualidad se conocen doce leptones, como ya hemos visto: el electrón negativo

y positivo (este último constituye el positrón), el muón positivo y negativo, el tauón

positivo y negativo, el electrón neutrino y antineutrino, el muón neutrino y

antineutrino, y el tauón neutrino y antineutrino. De una forma clara se hallan divididos

en tres niveles (o como los físicos dicen ahora sabores). Existe el electrón y el asociado

neutrino y sus antipartículas; el muón y su asociado neutrino y sus antipartículas; y el

tauón y su asociado neutrino y sus antipartículas.

Dado que existen esos tres sabores, no hay razón para que no pueda haber otros. Es

posible que si la cantidad de energía a mano se incrementase indefinidamente, se

formarían más y más sabores de leptones, cada uno con mayor masa y más inestable

que el precedente. Aunque no existe un límite teórico al número de sabores, en

realidad, debe haber un límite práctico. Llegado el momento, será sencillo tomar toda

la energía del Universo para formar un leptón de un nivel particularmente elevado, no

pudiéndose llegar más allá; una partícula así sería tan inestable que su existencia

carecería de significado en cualquier sentido.

Si nos confinamos a los tres sabores conocidos en la actualidad, el misterio de los

neutrinos resulta desconcertante. ¿Cómo puede haber tres pares fermión sin masa y

sin carga, cada uno de ellos claramente diferente en tanto tienen lugar las

interacciones de partículas y, sin embargo, sin ninguna propiedad particular al parecer?

Tal vez exista una propiedad distintiva, pero no la hemos buscado de modo apropiado.

Por ejemplo, los tres sabores del neutrino se supone que poseen masa cero y, por lo

tanto, se mueven siempre a la velocidad de la luz. Sin embargo, supongamos que cada

sabor de neutrino tiene una masa muy pequeña, diferente de la de los otros dos. En

ese caso, sus propiedades, naturalmente, serían levemente diferentes de uno a otro.

Por ejemplo, cada uno viajaría levemente por debajo de la velocidad de la luz, y la

cantidad a la que disminuiría esa velocidad, sería algo diferente en cada uno de ellos.

Existen razones teóricas para discutir, en tal caso, que cualquier neutrino, mientras

viaja, cambia su identidad, siendo un electrón-neutrino a veces, un muón-neutrino en

otras ocasiones, o bien hasta un tauón-neutrino en otros momentos. Esos cambios

representan oscilaciones de neutrino, sugerido por primera vez como una posibilidad

en 1963 por un grupo de físicos japoneses.

275

En los últimos años 1970, Frederick Reines, uno de los detectadores originales del

neutrino, junto con Henry W. Sobel y Elaine Pasierb, de la Universidad de California,

lograron hacer una prueba al respecto. Emplearon unos 1.000 kilogramos de un agua

pesada muy pura y los bombardearon con neutrinos procedentes de uranio fisionado.

Este proceso debería producir sólo electrón-neutrinos.

Los neutrinos pueden originar uno u otro de esos acontecimientos. Un neutrino golpea

la combinación protón-neutrón del pesado núcleo de hidrógeno en el agua pesada,

desintegrándolo y prosiguiendo el movimiento. Se trata de una reacción de corriente

sin carga, y cualquiera de los sabores de neutrino puede llevarlo a cabo. En segundo

lugar, el neutrino, al golpear contra la combinación protón-neutrón, induce un cambio

del protón en un neutrón, originando un electrón; en este caso, el neutrino deja de

existir. Se trata de una reacción de corriente con carga, y sólo lo consigue el electrónneutrino.

Se puede calcular cuántos de esos tipos de sucesos tendrían lugar si los neutrinos no

oscilasen y permaneciesen sólo como electrón-neutrinos, y cuántos si los neutrinos

oscilasen y algunos cambiasen. En 1980, Reines anunció que su experimento parecía

demostrar la existencia de la oscilación del neutrino. (Digo «parecía» porque el

experimento se encontró muy cerca del límite de lo detectable, y porque otros

experimentadores que han comprobado este asunto han informado no haber detectado

signos de dicha oscilación.)

El asunto continúa dudoso, pero experimentos realizados por físicos de Moscú,

implicando un punto que no tiene nada que ver con oscilaciones, parecen mostrar que

el electrón-neutrino posee una masa de, posiblemente, hasta 40 electrón-voltios. Esto

le daría una masa de 1/13.000 de la de un electrón, por lo que no hay que extrañarse

de que dicha partícula haya pasado por carente de masa.

Si Reines está en lo correcto, pues, y existe una oscilación de neutrino, ello explicaría

la escasez de neutrinos procedentes del Sol, que ya he mencionado al principio de este

capítulo y que resulta tan intrigante para los científicos. El mecanismo utilizado por

Davis para detectar neutrinos solares, sólo daría un electrón-neutrino. Si los neutrinos

emitidos por el Sol oscilasen, en ese caso llegarían a la Tierra en una mezcla de tres

sabores tal vez en iguales cantidades, por lo que no hay que maravillarse de que sólo

detectemos una tercera parte de los neutrinos que esperábamos.

Así, también, si los neutrinos tienen una pequeña cantidad de masa, aunque sólo sea

el 1/13.000 de un electrón, en ese caso habría muchos neutrinos en el espacio, y todos

ellos juntos harían posible calcular que se encuentran muy lejos de aventajar a todos

los protones y neutrones. Más del 99 por 100 de la masa del Universo estaría

compuesta por neutrinos, y podrían fácilmente representar la «masa perdida» de la

que he hablado en el capítulo 2. En realidad, existiría la suficiente masa de neutrinos

en el Universo para cerrarlo y asegurar que, en su momento, la expansión se detendría

y el Universo comenzaría a contraerse de nuevo.

Todo esto si Reines está en lo cierto. Pero todavía no lo sabemos.

HADRONES Y QUARKS

Dado que el muón es una especie de pesado electrón, no puede tratarse del cemento

nuclear que Yukawa estaba buscando. Los electrones no se encuentran dentro del

núcleo, y por lo tanto tampoco estaría el muón. Esto se descubrió que era cierto sobre

una base puramente experimental, mucho antes de que se sospechase la próxima

identidad del muón y del electrón; los muones, simplemente, no mostraban tendencia

a interactuar con los núcleos. Durante algún tiempo, la teoría de Yukawa parecía

tambalearse.

Piones y mesones

Sin embargo, en 1947 el físico británico Cecil Frank Powell descubrió otro tipo de

mesón en las fotografías de los rayos cósmicos. Era un poco más masivo que el muón

276

y demostró poseer 273 veces más masa que un electrón. El nuevo mesón fue llamado

mesón pi o pión.

El pión se observó que reaccionaba fuertemente con los núcleos y que se trataba

precisamente de la partícula predicha por Yukawa. (Yukawa fue recompensado por el

premio Nobel de Física en 1949, y Powell lo recibió en 1950.) Asimismo, existía un pión

positivo que actuaba como una fuerza de intercambio entre protones y neutrones, y

aparecía también la correspondiente antipartícula, el pión negativo, que llevaba a cabo

un servicio similar para los antiprotones y antineutrones. Ambos son de vida más corta

que los muones; tras una vida media de un 1/40 de microsegundo, se desintegraban

en muones, más neutrinos de la variedad muón. (Y, naturalmente, el muón se

desintegra ulteriormente para dar electrones y neutrinos adicionales.) Existe también

un pión sin carga, que es su propia antipartícula. (Es decir, en otras palabras, sólo

existe una variedad de esa partícula.) Es en extremo inestable, y se desintegra en

menos de una cuatrillonésima de segundo para formar un par de rayos gamma. A

pesar del hecho de que un pión «pertenece» al interior del núcleo, rodeará fugazmente

un núcleo antes de interactuar con el mismo, algunas veces, para formar un átomo

piónico, como se detectó en 1951. Asimismo, cualquier par de partículas negativa y

positiva o sistemas de partículas puede lograrse que giren unas en torno de otras; en

los años 1960, los físicos estudiaron cierto número de «átomos exóticos» evanescentes

a fin de conseguir alguna noción acerca de los detalles de la estructura de la partícula.

Los piones fueron los primeros descubiertos de toda una clase de partículas, que han

sido agrupadas como mesones. Las mismas no incluyen al muón, aunque fue la

primera partícula conocida a la que se dio el nombre. Los mesones interactúan

fuertemente con los protones y neutrones (figura 7.8), mientras que los muones no lo

hacen así, por lo que han perdido de esta manera su derecho a verse incluidos en el

grupo.

277

Como ejemplo de partículas diferentes al pión y que sean miembros del grupo, existen

los mesones-K, o kayones. Fueron detectados por primera vez en 1952 por dos físicos

polacos, Marian Danysz y Jerzy Pniewski. Son unos 970 veces más masivos que un

electrón y, por tanto, poseen casi la mitad de la masa de un protón o neutrón. El

kayón se presenta en dos variedades, un kayón positivo y un kayón sin carga, y cada

uno de ellos posee una antipartícula asociada con el mismo. Naturalmente, son

inestables y se desintegran en piones en más o menos un microsegundo.

Baríones

Por encima del mesón se encuentran los bariones (un término que ya he mencionado

antes), que incluye el protón y el neutrón. Hasta los años 1950, el protón y el neutrón

fueron los únicos especímenes conocidos. Sin embargo, a principios de 1954, fueron

descubiertas una serie de partículas aún más masivas (a veces llamadas hiperones).

Son las partículas del barión las que han proliferado en particular en años recientes, de

hecho, y el protón y el neutrón son los más ligeros de una amplia variedad.

Existe una ley de conservación del número bariónico, y los físicos han descubierto que,

en todas las desintegraciones de partículas, el número neto de bariones (es decir,

bariones menos antibariones) sigue siendo el mismo. La desintegración es siempre de

una partícula más masiva a otra menos masiva, y esto explica el porqué el protón es

estable y es el único barión en ser estable. Tiene lugar en los bariones más ligeros. Si

se desintegra, debería cesar de ser un barión y así infringiría la ley de conservación del

278

número barión. Por la misma razón, un antiprotón es estable porque es el antibarión

más ligero. Naturalmente, un protón y un antiprotón pueden enzarzarse en una mutua

aniquilación puesto que, tomados juntos, constituyen un barión más un antibarión para

un número de barión neto de cero.

(Existe asimismo una ley de conservación del número leptónico, que explica por qué el

electrón y el positrón son los únicos leptones estables. Son los leptones menos

masivos y no pueden descomponerse en algo más simple sin violar esa ley de

conservación. En realidad, electrones y positrones tienen una segunda razón para no

desintegrarse. Son las partículas menos masivas que pueden poseer una carga

eléctrica. Si se desintegrasen en algo más simple, perderían la carga eléctrica, algo

prohibido por la ley de conservación de carga eléctrica. Se trata en efecto de una ley

más extraña que la de conservación del número bariónico, como veremos, puesto que

los electrones y positrones son, en cierto sentido, más estables que los protones y

antiprotones o, por lo menos, deberían ser más estables.)

Los primeros bariones en descubrirse más allá del protón y neutrón recibieron nombres

griegos. Existe la partícula lambda, la partícula sigma y la partícula xi. La primera se

presentó en una variedad, una partícula neutra; la segunda en tres variedades,

positiva, negativa y sin carga; la tercera en dos variedades, negativa y sin carga. Cada

una de las mismas tiene una partícula asociada, lo cual hace un total de doce

partículas. Todas son en extremo inestables; ninguna puede vivir más allá de una

centésima de microsegundo, más o menos; y algunas, como la partícula sigma sin

carga, se desintegran tras una centésima de billonésima de microsegundo.

La partícula lambda, que carece de carga, puede remplazar un neutrón en un núcleo

para formar un hipernúcleo, una entidad que dura menos de una milmillonésima de

segundo. La primera en descubrirse fue en un núcleo de hipertritio compuesto de un

protón, un neutrón y una partícula lambda. Fue localizada entre los productos de

radiación cósmica por Danysz y Pniewski en 1952. En 1963, Danysz informó de

hipernúcleos que contenían dos partículas lambda. Y lo que es más, los hiperones

negativos pueden remplazar electrones en la estructura atómica como se informó por

primera vez en 1968. Tales electrones masivos de remplazo giran en torno del núcleo

en unas zonas tan próximas como para pasar en realidad su tiempo dentro de las

regiones exteriores nucleares.

Pero todas éstas son partículas comparativamente estables; viven el tiempo suficiente

para ser detectadas directamente y ser recompensadas con facilidad con una vida

media y personalidad propia. En los años 1960, la primera de toda una serie de

partículas fue detectada por Álvarez (que recibió el premio Nobel de Física en 1968

como resultado de todo ello). Todas tenían una vida tan breve que su existencia sólo

puede deducirse a partir de la necesidad de contar sus productos de desintegración.

Sus vidas medias se encuentran en el orden de una billonésima de billonésima de

segundo, y uno llega a preguntarse si son realmente partículas individuales o

meramente una combinación de dos o más partículas, que realizan una pausa para

conocerse unas a otras antes de centellear.

Estas entidades de vida ultrabreve se llaman partículas de resonancia, y, en cuanto los

físicos comenzaron a tener a su disposición cada vez mayores cantidades de energía,

continuaron produciendo cada vez más partículas, hasta 150, y aún se conocieron

más. Todas se encontraban entre los mesones y los bariones, y esos dos grupos fueron

reunidos como hadrones (de una palabra griega que significa voluminoso). Los

leptones siguen teniendo unos modestos tres sabores, cada uno conteniendo una

partícula, antipartícula, neutrino y antineutrino.

Los físicos quedaron tan desolados con la multiplicidad de los hadrones como les había

pasado a los químicos con la multiplicidad de los elementos un siglo antes. Cada vez

fue creyéndose más que los hadrones debían estar compuestos de partículas más

simples. A diferencia de los leptones, los hadrones no tenían puntos sino unos

diámetros definidos, no muy grandes, en realidad, sólo alrededor de 25 billonésimas

de centímetro, pero esto no es un punto.

279

En los años 1950, el físico estadounidense Robert Hofstadter investigó núcleos con

electrones en extremo energéticos. Los electrones no interactuaban con los núcleos

sino que rebotaban; a partir de estos rebotamientos, Hofstadter llegó a la conclusión

acerca de la estructura del hadrón y, en su momento, demostraron ser inadecuadas,

pero constituyeron un buen principio. Como resultado de todo ello, compartió el

premio Nobel de Física en 1961.

La teoría quark

Una cosa que parecía necesaria radicaba en una especie de tabla periódica para

partículas subatómicas, algo que las agrupase en familias formadas por un núcleo

básico de miembros o miembros con otras partículas que son estados de excitación de

esos miembros básicos o miembros (tabla 7.1).

Algo de esta especie se propuso en 1961 por parte del físico norteamericano Murray

Gell-Mann y por el físico israelí Yuval Ne'emen, que trabajaban de forma

independiente. Se colocaron juntos grupos de partículas en una hermosa pauta

simétrica que dependía de varias propiedades: una pauta que Gell-Mann denominó de

ocho pliegues, pero a la que formalmente se le denomina SU n.° 3. En particular, uno

de tales agrupamientos necesita una partícula más para completarse. Esa partícula,

para encajar en el grupo, debería tener una masa particular y una serie particular de

otras propiedades.

La combinación no era probablemente una por partícula. Sin embargo, en 1964, una

partícula (la omega menos) fue detectada exactamente con la serie de propiedades

predichas y, en años sucesivos se detectó docenas de veces. En 1971 se detectó su

antipartícula, la antiomega menos.

Aunque los bariones se dividieron en grupos, y se estableció una tabla periódica

subatómica, aún siguieron existiendo diferentes partículas para proporcionar a los

físicos el ansia de encontrar algo todavía más simple y fundamental. En 1964,

GellMann, tras haberse esforzado en elaborar la forma más simple de tener en cuenta

280

todos los bariones con un número mínimo de las más fundamentales partículas

subbariónicas, presentó la noción de quark. Le dio este nombre porque vio que sólo

tres quarks en combinación eran necesaríos para componer un barión, y que diferentes

combinaciones de los tres quarks resultaban necesarios para componer todos los

bariones conocidos. Esto le recordó una frase de Finnegan's Walke, de James Joyce:

«Tres quarks para Musther Mark.»

A fin de tener en cuenta las conocidas propiedades de los bariones, los tres quarks

diferentes han de tener propiedades específicas propias. La propiedad más asombrosa

era una carga eléctrica fraccionaria. Todas las partículas conocidas debían poseer una

no carga eléctrica, o una carga eléctrica igual a un múltiplo exacto del electrón (o

positrón). Las cargas conocidas, en otras palabras, eran O, + 1, - 1, + 2, - 2, etc. El

sugerir unas cargas fraccionarias resultaba algo tan raro, que la noción de Gell-Mann

tuvo que enfrentarse con una fuerte resistencia inicial. Pero el hecho de que

consiguiera explicar tantas cosas, le proporcionó una respetuosa audiencia, luego

muchos partidarios y después el premio Nobel de Física en 1969.

Gell-Mann empezó, por ejemplo, con dos quarks, que en la actualidad se llaman quark

ascendente y quark descendente. Esos ascendente y descendente no tienen un

significado real, sino sólo una forma extravagante de describirlos. (Los científicos, en

particular los jóvenes, no deben ser considerados gente monótona y máquinas

mentales sin emotividad. Tienden a ser amigos de la broma, y en ocasiones tan

ingenuos como un novelista medio o un camionero.) Sería mejor denominarlos quark-u

y quark-d.

El quark-u tiene una carga de + 2/3 y el quard-d otra de - 1/3. También puede haber

un antiquark-u, con una carga de - 2/3, y un antiquark-d con una carga de + 1/3.

Dos quarks-u y un quark-d tendrían una carga de + 2/3, + 2/3 y - 1/3 —un total de +

1— y, en combinación, formarían un protón. Por otra parte, dos quarks-d y un quark-u

tendrían una carga de - 1/3, - 1/3 y + 2/3 —un total de O— y, en combinación,

formarían un neutrón.

Tres quarks se unirían siempre de tal forma que la carga total constituiría un entero.

Así, dos antiquarks-u y un antiquark-d tendrían una carga total de - 1, y formarían un

antiprotón, mientras que dos antiquarks-d y un antiquark-u tendrían una carga total

de O y formarían un antineutrón. Y lo que es más, los quarks se mantendrían juntos

con tanta firmeza, gracias a la interacción nuclear, que los científicos han sido

incapaces hasta ahora de desintegrar protones y neutrones para constituir quarks

separados. En realidad existen sugerencias de que la atracción entre quarks aumenta

con la distancia, por lo que no existe una forma concebible de desintegrar un protón o

neutrón, por lo que no puede nunca detectarse, lo cual hace de la iconoclasta noción

de GellMann un poco más fácil de aceptar.

Esos dos quarks son insuficientes para dar cuenta de todos los bariones, o de todos los

mesones (que están compuestos por combinaciones de dos quarks). Por ejemplo, Gell-

Mann sugirió originariamente que un tercer quark, el que ahora se llama quark-s. La s

sería por sideways (en inglés, «de lado», para enlazar con ascendente y descendente),

pero con más frecuencia se le hace derivar, en inglés, de strangeness (raro), porque

debe emplearse para tener en cuenta la estructura de ciertas llamadas partículas

extrañas, y extrañas porque han existido durante un tiempo muy prolongado antes de

desintegrarse como se esperaba.

No obstante, llegado el momento los físicos que investigaban la hipótesis quark

decidieron que los quarks deberían existir a pares. Si había un quark-s, debería de

haber un quark compañero, al que llamaron quark-c. Esa c, en inglés, no es por

companion (compañero), sino de charm (encanto). En 1974, un físico norteamericano,

Burton Richter, y otro, Samuel Chao Chung Ting, que trabajaban de forma

independiente, en altas energías, aislaron partículas que poseían las propiedades que

requería el quark-c, es decir, esas partículas con «encanto». Como resultado de ello,

ambos compartieron el premio Nobel de Física en 1976.

281

Los pares de quarks son sabores; y, en cierto sentido, se adecúan a los sabores leptón.

Cada sabor de un quark tiene cuatro miembros —por ejemplo el quark-u, el quark-d, el

antiquark-u y el antiquark-d—, como cada sabor de los leptones tiene cuatro

miembros: por ejemplo, el electrón, el neutrino, el antielectrón y el antineutrino. En

cada caso, existen tres sabores conocidos: electrón, muón y tauón entre los leptones;

quarks u y d, quarks s y c y, finalmente, quarks t y b. El quark-t y el quark-b son por

las palabras inglesas top (arriba) y bottom (abajo), según la formulación usual, pero

en plan más frivolo, derivan de las palabras inglesas truth (verdadero) y beauty

(bello). Los quarks, al igual que los leptones, parecen ser partículas de tamaño

puntual, y fundamentalmente carecen de estructura (pero no podemos estar seguros,

puesto que ya hemos sido engañados a este respecto, primero por el átomo y luego

por el protón). Y es posible que en ambos casos, exista un número indefinido de

sabores, si podemos tener más y más energía para gastarla en detectarlos.

Una enorme diferencia entre leptones y quarks radica en que los leptones tienen

cargas enteras, o ninguna en absoluto y que no se combinan, mientras que los quarks

poseen cargas fraccionarias y, aparentemente, sólo existen en combinación.

Los quarks se combinan según ciertas reglas. Cada sabor y diferente de quarks

procede de tres variedades de propiedad: una propiedad que los leptones no poseen.

Esta propiedad se llama (sólo metafóricamente) color, y las tres variedades se

denominan roja, azul y verde.

Cuando los quarks se unen tres a la vez para formar un barión, un quark debe ser

rojo, otro azul y otro verde, careciendo la combinación de color, o ser blanca. (Ésta es

la razón para eso del rojo, el azul y el verde; en el mundo que nos rodea, como, por

ejemplo, en la pantalla del televisor, esa combinación daría blanco.) Cuando los quarks

se unen dos a la vez para formar un mesón, uno tendrá un color particular, y el otro el

anticolor particular correspondiente, para que la combinación de nuevo dé el color

blanco. (Dos leptones carecen de color, siendo ya para empezar blancos.)

El estudio de las combinaciones del quark está aún tan en sus inicios que el color no se

detecta nunca en el producto final, como las cargas eléctricas fraccionarias tampoco lo

son, y se denomina a esto cromodinámica cuántica, utilizando la palabra cromo de una

voz griega que significa «color». (Este término deriva también de una moderna teoría

de las interacciones electromagnéticas que ha tenido éxito, y a la que se denomina

electrodinámica cuántica.)

Cuando los quarks se combinan lo hacen a través de una partícula de intercambio, que

siempre oscila hacia delante y hacia atrás, y que sirve para mantenerlos unidos. A esta

partícula de intercambio se la llama gluón, por razones obvias, teniendo en cuenta que

en inglés la palabra gluón deriva de glue («pegamento»). Los gluones sí poseen color,

lo cual añade más complicaciones al asunto y pueden mantenerse unidos para formar

un producto llamado glueballs (bolas de pegamento).

Aunque los hadrones no pueden separarse para formar quarks aislados (dos en el caso

de los mesones, tres en el caso de los bariones), existen más formas indirectas de

demostrar la existencia del quark. Los quarks podrían formarse por rascamiento si se

concentrase la suficiente energía en un pequeño volumen, o aplastando juntas unas

corrientes muy enérgicas de electrones y positrones (las suficientes para formar un

tauón).

Los quarks producidos de esta forma se combinarían instantáneamente en hadrones y

antihadrones que saldrían en direcciones opuestas. Si hubiese la suficiente energía,

habría tres corrientes que formarían un trébol de tres hojas: hadrones, antihadrones y

gluones. El trébol de dos hojas ya ha sido formado y, en 1979, se anunciaron

experimentos en los que una rudimentaria tercera hoja estaba empezando a formarse.

Esto es una fuerte confirmación de la teoría de los quarks.

CAMPOS

Cada partícula que posee masa constituye la fuente de un campo gravitatorio que se

282

extiende hacia delante en todas direcciones de una forma indefinida, decreciendo la

intensidad del campo en proporción al cuadrado de la distancia desde la fuente.

La intensidad del campo es increíblemente pequeña en lo que se refiere a las partículas

individuales, tan pequeñas que, para todos los intentos y propósitos, el campo puede

ignorarse cuando se estudian las interacciones de las partículas. Sin embargo existe

una clase de masa, y la interacción gravitatoria entre dos partículas parece siempre

constituir una atracción.

Y lo que es más, donde un sistema consiste de muchas partículas, el campo

gravitatorio, desde un punto fuera del sistema, parece ser la suma de todos los

campos individuales de todas las partículas. Un objeto como el Sol o la Tierra se

comporta como si tuviese un campo en la intensidad que cabría esperar, si el mismo

consistiese de una partícula que contuviese toda la masa del cuerpo localizada en el

centro de gravedad del mismo. (Esto es precisamente cierto sólo si el cuerpo es

perfectamente esférico y de una densidad uniforme, o de una densidad variable donde

las variaciones se extienden hacia fuera desde el centro en una exacta simetría

esférica; y todo esto es casi verdad en objetos como el Sol o la Tierra.)

El resultado es que el Sol, y en menos extensión la Tierra, poseen campos

gravitatorios de una enorme intensidad, y ambos pueden interactuar, atrayéndose

mutuamente, y permanecer firmemente unidos incluso separados por una distancia de

150 millones de kilómetros. Los sistemas de galaxias pueden mantenerse unidos

aunque estén esparcidos en unas distancias de millones de años-luz, y si el Universo ,

empieza a contraerse de nuevo, lo hará así a causa de la fuerza de la gravedad a

través de una distancia de miles de millones de años-luz.

Cada partícula que posee una carga eléctrica es la fuente de un campo

electromagnético que se extiende hacia delante en todas direcciones indefinidamente,

decreciendo la intensidad del campo en proporción al cuadrado de la distancia a /

partir de la fuente. Cada partícula que posee tanto masa como carga eléctrica (y no

existe carga eléctrica sin masa) constituye la fuente de ambos campos.

Interacción electromagnética

El campo electromagnético es varios billones de billones de billones de veces más

intenso que el campo gravitatorio en el caso de cualquier partícula individual dada. Sin

embargo, existen dos clases de carga eléctrica, positiva y negativa, y el campo

electromagnético exhibe a un tiempo atracción y repulsión. Donde las dos clases de

carga están presentes en números iguales, las cargas tienden a neutralizarse

mutuamente y no está presente ningún campo electromagnético fuera del sistema.

Así, los átomos intactos normales están constituidos a partes iguales de cargas

posjtivas y negativas y, por lo tanto, son eléctricamente neutras.

Donde una carga u otra está presente en exceso, un campo electromagnético está

presente, pero la atracción mutua de las cargas opuestas hace seguro que cualquier

exceso presente en una dirección u otra es microscópicamente pequeña hasta el punto

que los campos electromagnéticos donde están presentes no pueden compararse en

intensidad con los campos gravitatorios de los cuerpos del tamaño de un gran

asteroide o más allá. De este modo, Isaac Newton, que trató sólo con la interacción

gravitatoria, pudo dar una explicación satisfactoria de los movimientos de los cuerpos

del Sistema Solar, que se extendió para incluir los movimientos de las estrellas y de

las galaxias.

La interacción electromagnética no puede, de todos modos, ignorarse y desempeña un

papel en la formación del Sistema Solar, en la transferencia del momento angular

desde el Sol a los planetas y, probablemente, en algunas de las intrigantes

manifestaciones de los anillos de pequeñas partículas que giran en torno de Saturno,

pero se trata de refinamientos comparativamente pequeños.

Cada hadrón (mesones y bariones y sus quarks constituyentes) es la fuente de un

campo que se extiende hacia delante en todas direcciones de una forma indefinida, y la

283

intensidad del campo decrece tan rápidamente con la distancia que no puede por sí

misma ser útilmente notada a distancias mayores que el diámetro de un núcleo

atómico. Un campo así, aunque en extremo importante dentro de un núcleo, o

cualesquiera otras dos partículas veloces que se rozan mutuamente a distancias

nucleares, puede ignorarse a grandes distancias. Un campo así no desempeña ningún

papel en los movimientos generales de los cuerpos astronómicos, pero es importante,

por ejemplo, en consideración a los acontecimientos en los núcleos de las estrellas.

Los leptones son también la fuente de un campo que sólo se siente a distancias

nucleares. Asimismo, el ámbito de este campo es aún más corto que el campo del

hadrón. No excluyen ambos campos nucleares, pero son muy diferentes no sólo en el

tipo de partícula a la que están asociados, sino en sus intensidades. El campo del

hadrón es, partícula por partícula, 137 veces más fuerte que el campo

electromagnético. El campo del leptón es sólo una billonésima del campo

electromagnético. El campo del hadrón, por lo tanto, es denominado usualmente como

de fuerte interacción, y el campo del leptón como de interacción débil. (Recuérdese

que la interacción débil, aunque débil en comparación con lo fuerte de la interacción

electromagnética, es aún de 10.000 billones de billones de veces más potente que la

interacción gravitatoria.)

Esas cuatro interacciones, por lo que sabemos hasta ahora, se refieren a la conducta

de todas las partículas y, a través de las mismas, de toda la conducta medible de

cualquier clase. (Naturalmente, decir que esas interacciones tienen que ver con toda la

conducta medible no significa, ni con mucho, que podamos ya comprender toda la

conducta medible. El hecho de que se pueda saber que una compleja ecuación

matemática tenga solución, no significa que se pueda encontrar necesariamente la

solución.)

La interacción débil fue primero abordada matemáticamente en 1934 por Fermi, pero

durante las décadas siguientes continuó siendo la menos conocida de las cuatro

interacciones. Por ejemplo, las cuatro interacciones deben intercambiar partículas por

intermedio de las interacciones. Existe el fotón para las interacciones

electromagnéticas, el gravitón para la interacción gravitatoria, el pión para la potente

interacción al nivel protón-neutrón, y el gluón para la fuerte interacción al nivel del

quark. Algunas de tales partículas, llamada partícula-W (naturalmente esa W es por la

voz inglesa weak, es decir, «débil»), deben existir para la interacción débil; pero,

durante medio siglo, esa partícula-W ha seguido mostrándose elusiva.

Las leyes de conservación

Existe asimismo la cuestión de las leyes de conservación que fijan las reglas por las

que se puede juzgar qué interacciones de partículas son posibles y cuáles no y, por lo

tanto, de una forma más general, qué puede suceder en el Universo y qué no puede

ocurrir. Sin las leyes de conservación, los acontecimientos en el Universo serían

anárquicos y del todo incomprensibles.

Los físicos nucleares manipulan hoy doce leyes de conservación más o menos. Algunas

son leyes ya familiares de la Física decimonónica: conservación de la energía,

conservación del momento, conservación del momento angular y conservación de la

carga eléctrica. En cambio, otras leyes de conservación resultan menos familiares:

conservación de la rareza, conservación del número barión, conservación del espín

isotópico, etc.

Las interacciones fuertes parecen seguir todas estas leyes de conservación. Hacia

principios de la década de 1950, los físicos dieron por supuesto que tales leyes eran

universales e irrevocables. Pero no lo son, como se vio después. En el caso de

interacciones débiles, se han violado algunas leyes de conservación.

La ley de conservación que sufrió mayor quebranto fue la «conservación de paridad».

La paridad es una propiedad estrictamente matemática que no podemos describir en

términos concretos; bástenos decir que la misma implica una función matemática

relacionada con las ondas características de una partícula y su posición en el espacio.

284

La paridad tiene dos valores posibles: «impares» y «pares». Tengamos presente esto:

la clave de todo radica en que se ha conceptuado la paridad como una propiedad

básica que, a semejanza de la energía o el momento, sigue las leyes de conservación,

es decir, que en cualquier reacción o cambio se retiene la paridad. Así, pues, cuando

las partículas emprenden interacciones para formar nuevas partículas, la paridad debe

de mantener el equilibrio en ambos miembros de la ecuación —así se creía—, tal como

lo hacen los números de masa, o los números atómicos, o el momento angular.

Ilustremos este punto. Si una partícula de paridad impar y otra de paridad par

emprenden una interacción para formar dos partículas más, una de estas partículas

debe tener paridad impar, y la otra, par. Si dos partículas de paridad impar forman dos

nuevas partículas, éstas deben ser, a la vez, impares o pares. Y, a la inversa, si una

partícula de paridad par se desintegra para formar dos partículas, ambas deben tener

paridad par o impar. Si forma tres partículas, las tres tendrán paridad par, o bien

tendrá una paridad par, y las otras dos, impar. (El lector verá esto con más claridad si

considera que los números pares e impares siguen reglas similares. Por ejemplo, un

número par sólo puede ser la suma de dos números pares o de dos impares, pero

nunca de un número par y otro impar.)

Las complicaciones empezaron cuando se descubrió que el mesón K se desintegraba, a

veces, en dos mesones pi (cuyo resultado era la paridad par, puesto que el mesón pi

tiene paridad impar), mientras que otras veces daba origen a tres mesones pi (de lo

cual resultaba una paridad impar). Los físicos dedujeron que había dos tipos de

mesones K: uno, de paridad par, y otro, de paridad impar, que fueron denominados,

respectivamente, «mesón theta» y «mesón tau».

Ahora bien, aparte el resultado de la paridad, ambos mesones eran idénticos: la misma

masa, la misma carga, la misma estabilidad, todo lo mismo. Costaba mucho creer que

hubiese dos partículas que tuvieran exactamente las mismas propiedades. ¿No serían

ambas la misma partícula, y el hecho de considerarlas distintas se debería a que

hubiese algo erróneo en la idea de la conservación de la paridad? Precisamente

hicieron esta sugerencia en 1956, dos jóvenes físicos chinos que trabajan en Estados

Unidos: Tsung Dao Li y Chen Ning Yang, los cuales adujeron que, si bien la

conservación de la paridad se mantenía en las interacciones fuertes, quizá perdiera su

vigencia en las débiles, tales como la decadencia de los mesones K.

Al analizar matemáticamente dicha posibilidad, les pareció que si quedaba anulada la

conservación de la paridad, las partículas afectadas en interacciones débiles deberían

mostrar «identificación manual», lo cual sugirió por primera vez el físico húngaro

Eugene Wigner (fig. 7.9.). Permítaseme explicar esto.

285

Nuestras manos están opuestas. Se puede considerar la una como imagen virtual de la

otra: en un espejo, la derecha parece la izquierda. Si todas las manos fueran

absolutamente simétricas, la imagen virtual no diferiría de la real y no habría que

hacer la distinción de mano «derecha» y mano «izquierda». Pues bien, apliquemos

esto a un grupo de partículas que emitan electrones. Si los electrones se dispersan

uniformemente en todas direcciones, la partícula de referencia no mostrará

«identificación manual». Pero si casi todos ellos tienden a seguir una dirección

determinada —digamos hacia arriba y no hacia abajo—, la partícula será asimétrica,

mostrará «identificación manual». Si viéramos las emisiones en un espejo, la dirección

predominante aparecería invertida.

Por tanto, fue preciso observar una serie de partículas que emitieran electrones en una

interacción débil (por ejemplo, unas partículas que se debilitan por la emisión beta),

para comprobar si los electrones escapaban en una determinada dirección. Para

realizar este experimento, Li y Yang solicitaron la ayuda de una doctora en Física

experimental, de la Universidad de Columbia: Chien-Shiung Wu.

La doctora hizo los preparativos para establecer las condiciones requeridas. Todos los

átomos emisores de electrones deberían estar alineados en la misma dirección, si se

quería detectar un sentido uniforme de emisión. Se hizo así por medio de un campo

magnético, y se mantuvo el material a una temperatura cercana al cero absoluto.

Al cabo de cuarenta y ocho horas, el experimento dio su respuesta. Sin duda alguna,

los electrones habían sido emitidos de forma asimétrica. La conservación de la paridad

no se cumplía en las interacciones débiles. El «mesón theta» y el «mesón tau» eran

una misma partícula y se desintegraban a veces con la paridad par y, en ocasiones,

con la impar. Nuevos experimentadores confirmaron el fracaso de la paridad en este

sentido. Los citados físicos, Li y Yang, recibieron el premio Nobel de Física en 1957.

Si la simetría falla en las interacciones débiles, quizá lo haga también en otras

circunstancias. Al fin y al cabo, el Universo, como un todo, puede ser diestro o zurdo.

Como alternativa, puede haber dos universos: uno, zurdo, y otro, diestro; uno,

compuesto de materia, y otro, de antimateria.

286

Los físicos miran hoy con nuevo escepticismo las leyes de conservación en general. A

semejanza de la paridad, cualquiera de ellas podría ser aplicada en ciertas condiciones

y no en otras.

La paridad, después de su caída, fue combinada con la conjugación de carga, otra

propiedad matemática asignada a las partículas subatómicas, que gobiernan su status

como partícula o antipartícula, y se habló de las dos como conservación CP, una ley de

conservación más profunda y más general que la de conservación de paridad (P), o de

sólo la conservación de la carga de conjugación (C). (Esta clase de cosas no carece de

precedentes. Como veremos en el capítulo siguiente, la ley de conservación de masas

conduce a la más profunda y general ley de la conservación de masa-energía.)

Sin embargo, la conservación CP demostró ser también inadecuada. En 1964, dos

físicos estadounidenses, Val Logsden Fitch y James Watson Cronin, mostraron que la

conservación CP era, en raras ocasiones, también violada en interacciones débiles. El

asunto de la dirección del tiempo (T) se añadió por lo tanto, y la gente habla ahora de

simetría CPT. Por su trabajo, Fitch y Cronin compartieron el premio Nobel de Física de

1980.

Una teoría de campo unificado

¿Por qué debería haber cuatro campos diferentes, cuatro formas diferentes en las que

interactuarían las partículas? Naturalmente, podría existir cualquier número, pero la

urgencia de la simplicidad se halla profundamente engranada en el punto de vista

científico. Si deben ser cuatro (o cualquier otro número), ¿no podría ser que todos

constituyesen aspectos diferentes de un único campo, de una única interacción? Y si es

así, la forma mejor de demostrarlo sería hallar alguna clase de relación matemática

que las expresase todas, y que iluminase de este modo algunos aspectos de sus

propiedades que, de otro modo, permanecerían oscuras. Por ejemplo, hace un

centenar de años, Maxwell elaboró una serie de ecuaciones matemáticas que se

adecuaban a las labores tanto de la electricidad como del magnetismo, y mostraron

que constituían dos aspectos de un único fenómeno, al que ahora llamamos campo

electromagnético. ¿No podríamos ahora llegar más lejos?

Einstein comenzó a trabajar en una teoría unificada de campo, en una época en que

sólo eran conocidos los campos electromagnético y gravitatorio. Pasó décadas en esta

tarea y fracasó; y mientras trabajaba, se descubrieron dos campos de corto alcance, y

la tarea aún se convirtió en más ardua.

Sin embargo, a finales de los años 1960, el físico norteamericano Steven Weinberg y el

físico británico-paquistaní, Abdus Salam, trabajando independientemente, imaginaron

un tratamiento matemático que cubría tanto el campo electromagnético como el

campo débil, y los dos juntos fueron denominados campo electrodébil. Este

tratamiento fue luego elaborado por el físico norteamericano Sheldon Lee Glashow,

que había sido compañero de clase de Weinberg en la escuela superior. La teoría hizo

necesaria que tanto las interacciones electromagnéticas como las interacciones de

partículas en que la carga eléctrica no se intercambiase. Algunas de las mismas, no

conocidas previamente, se demostró que existían exactamente como se había predicho

cuando se buscaban: una poderosa pieza de convicción en favor de la nueva teoría.

Weinberg, Salam y Glashow compartieron todos el premio Nobel de Física de 1979.

La teoría electrodébil proporcionó detalles de cómo deberían ser las perdidas partículas

de intercambio de la interacción débil (partículas que habían sido buscadas en vano

durante medio siglo). No debería haber exactamente una partícula-W, sino tres

partículas: una W+ una W-, algo etiquetado como Z0 o, en otras palabras, una

partícula positiva, otra negativa y una tercera neutra. Y lo que es más aún, algunas de

las propiedades podrían especificarse si la teoría electrodébil era correcta. Deberían ser

80 veces más masivas que los protones, por ejemplo, una propiedad relacionada con

que hubiese sido tan elusiva. Cuesta una enorme energía el llevarlas a la existencia y

hacerlas detectables. Además, esas grandes masas conllevan el que la interacción débil

sea de poco radio de acción, lo cual hace improbable que esas partículas se

aproximasen mutuamente lo suficiente como para que la interacción tuviese lugar, lo

287

cual se hallaría relacionado con el hecho de que la interacción débil fuese mucho más

débil que la fuerte.

Sin embargo, en 1983 los físicos tenían a su disposición energías suficientemente

elevadas para la tarea, y las tres partículas fueron al fin detectadas, y asimismo con la

masa prevista. Esto logró que la teoría electrodébil acabase de encajar.

Mientras tanto, el mismo esquema matemático que parecía cubrir tanto el campo

electromagnético como el campo débil, fue considerado por muchos físicos suficiente

asimismo para el campo fuerte (con algunas complicaciones añadidas). Se han

avanzado algunas formas de realizarlo así. Si la teoría electrodébil es una teoría

unificada, cabría incluir el campo fuerte así como una gran teoría unificada, abreviada

por lo general GUTs (porque hay más de una).

Si el campo fuerte ha de quedar bajo la sombrilla del GUT, se vería que deben existir el

intercambio de partículas ultramasivas requerido más allá de los gluones, y no menos

de doce de ellos. Dado que tienen mayor masa que los W y los Z, serían más difíciles

de detectar, y no existen esperanzas de que se consiga en un plazo breve. Deben ser

de un ámbito más corto que cualquier cosa que se haya considerado hasta ahora. El

radio de acción de esas partículas de intercambio ultramasivas del campo fuerte es

inferior a una trillonésima del diámetro del núcleo atómico.

Ahora bien, si esas partículas ultramasivas de intercambio existen, es posible que una

de ellas pasase de un quark a otro dentro de un protón. Tal paso puede destruir a uno

de los quarks, convirtiéndole en un leptón. Con uno de los quarks desaparecido, el

protón se convertiría en un mesón, que llegado el momento podría descomponerse en

un positrón.

Sin embargo, a fin de que el intercambio tuviese lugar, los quarks (que son partículas

puntuales) deberían pasar lo suficientemente cerca una de otra para encontrarse

dentro del radio de acción de esas partículas de intercambio ultramasivas. Por

increíblemente pequeño que sea ese ámbito, incluso dentro de los próximos confines

del protón, resulta improbable semejante aproximación.

En realidad, se ha calculado que la necesaria aproximación tendría lugar tan raramente

que un protón quedaría destruido sólo después de 1011 años de existencia, de

promedio. Esos numerosos años representan 600 millones de billones de veces la

existencia total del Universo hasta este momento.

Como es natural, se trata de una vida media. Algunos protones podrían vivir mucho

más que eso y hacerse aún más breves. Incluso si pudiesen estudiarse los suficientes

protones, cierto número de tal desintegración de protón tendría lugar cada segundo.

Por ejemplo, puede haber una desintegración de 3 mil millones de protones en los

océanos de la Tierra cada segundo. (Esto parece muchísimo, pero es una cantidad del

todo insignificante, naturalmente, en comparación con el número total de protones en

el océano.)

Los físicos están ansiosos de detectar tales desintegraciones y de diferenciarlas con

claridad de otros acontecimientos similares que puedan tener lugar en unos números

muy superiores. Si puede detectarse la desintegración, constituiría una pieza poderosa

de convicción en favor de los GUTs, pero, en el caso de las ondas gravitatorias, la

detección requerida se halla en el mismo límite de lo posible, y puede llevar

considerable tiempo establecer este asunto de un modo u otro.

Las teorías relacionadas con esas nuevas unificaciones pueden emplearse para

elaborar los detalles de la gran explosión con la que comenzó el Universo. Al parecer,

en el mismo comienzo, cuando el Universo había existido durante menos de una

millonésima de billonésima de segundo, y era más tenue que un protón y tenía una

temperatura de billones de billones de billones de grados, existía sólo un campo y sólo

una clase de interacción de partículas. A medida que el Universo se expandió, y la

temperatura disminuyó, los diferentes campos se «congelaron».

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Así nos podemos imaginar la Tierra tan en extremo caliente, que no sería nada más

que una esfera gaseosa con toda clases de átomos diferentes mezclándose

desigualmente, por lo que cada porción del gas tendría las mismas propiedades que

otra cualquiera. Sin embargo, a medida que el gas se enfrió, las diferentes sustancias

se separarían, al principio como líquidos y, llegado el momento, constituirían una

esfera de sustancias muy diferentes y que existirían por separado.

Sin embargo, hasta ahora la interacción gravitatoria ha demostrado ser intransigente.

No parecía existir forma de incluirla bajo la sombrilla de la clase de matemáticas

elaborada por Weinberg y los demás. La unificación que derrotó a Einstein hasta ahora

ha derrotado asimismo a todos sus sucesores.

Incluso de antemano, los GUTs han producido algo en extremo interesante. Los físicos

se han preguntado cómo el big bang daría origen a un Universo tan apelmazado como

para tener galaxias y estrellas. ¿Por qué una cosa más simple que no se extendería en

una vasta neblina de gases y polvo en todas direcciones? Y en ese mismo sentido, ¿por

qué el Universo ha de poseer semejante densidad que no pueda estarse seguro de si

es abierto o cerrado? Puede ser claramente abierto (curvado negativamente) o cerrado

(curvado positivamente). Y en vez de eso es casi plano.

Un físico norteamericano, Alan Guth, en los años 1970, empleó los GUTs para razonar

que, cuando la gran explosión tuvo lugar, se produjo un período inicial de una

expansión en extremo rápida o inflación. En tal universo inflacionario, la temperatura

descendió con tal rapidez que no hubo tiempo para que los diferentes campos se

separasen o para que se formasen las diferentes partículas. Ha sido sólo mucho más

tarde en el juego, cuando el Universo se hizo mucho más grande, cuando tuvo lugar la

diferenciación. De ahí lo plano del Universo y también su apelmazamiento. El hecho de

que los GUTs, una teoría desarrollada sólo a partir de las partículas, pueda llegar a

explicar los dos enigmas que rodean el nacimiento del Universo, es una gran prueba a

favor de que los GUTs estén en lo cierto.

En realidad, el Universo inflacionario no elimina todos los problemas, y los diferentes

físicos han intentado remendarlo en diferentes formas para hacer que coincidan mejor

las previsiones y la realidad. Pero estamos aún en los primeros días y existe la

confianza considerable de que alguna versión de los GUTs y de la inflación llegue a

funcionar.

Tal vez esto ocurrirá así cuando, finalmente, alguien elabore una forma de incluir la

interacción gravitatoria en la teoría, y de ese modo la unificación logre al fin

completarse.