Modelo Estándar de Partículas y
el Universo Temprano
Mario I. Caicedo
Departamento de Física, Universidad Simón Bolívar
Durante el transcurso de esta esta charla vamos a discutir
algunos aspectos
de la historia primordial del Universo destacando el Modelo de la Gran
Explosión y las preguntas que este deja sin contestar, finalmente nos
vamos a
asomar a la física moderna que pueda arrojar alguna luz sobre la
respuestas a
dichas preguntas.
UN SIGLO DE FISICA
Ha terminado un siglo,
y casualmente estamos a 100
años de que M. Planck introdujera (en diciembre de 1900) las primeras
ideas
acerca de la naturaleza cuántica de la radiación y la materia, y a 96
de que
Einstein comenzara (en 1904) la revolución relativista, es un buen
momento para
mirar atrás y contemplar una parte del legado de la física del siglo XX.
El siglo anterior nos
ha colocado en una posición
que habíamos soñado desde siempre, pues
poseemos los conocimientos que nos permiten esbozar un cuadro que
explica la
realidad física que nos rodea con una precisión sin precedentes.
Durante los
primeros estudios de este boceto hemos aprendido a reconocer la
existencia de
muy diversas escalas que deben ser descritas con diferentes
herramientas. Más
aún, hemos visto que en las zonas de transición entre estas escalas el cuadro se desdibuja pero entendemos que el
siguiente paso en nuestra búsqueda de conocimientos corresponde
efectivamente a
entender como interactúa la física de las diversas escalas.
La mecánica clásica
describe el movimiento de
objetos ordinarios con una precisión que no podemos calificar con algo
menos
que pasmosa, la mecánica cuántica ortodoxa describe la física
microscópica a
escalas de 
metros y energías no
muy altas. La relatividad especial describe tanto la mecánica de
objetos
macroscópicos que se desplazan a grandes velocidades, como la teoría
electromagnética. Finalmente, en los dos extremos de nuestra capacidad
de
detección tenemos por una parte a la relatividad general da cuenta de
una buena
parte de los fenómenos que ocurren a escala cosmológica (100 Mpc) y por
otra el
modelo estándar de partículas que describe la estructura de la
materia y
de las interacciones no gravitacionales.
En
resumen, debemos decir que la
física del siglo XX está signada por dos teorías fundamentales: la
mecánica
cuántica y la teoría de gravitación de Einstein y por la paradoja de
que hasta
el momento ambos paradigmas han resultado irreconciliables, lo que
resulta
catastrófico para los fines de la completitud, puesto que a la escala
de
Planck, esto es a longitudes del orden de[1]:
cm
los
efectos cuánticos en la estructura
del espacio tiempo deben sin duda ser muy importantes. Más aún la
escala de
Planck es la escala que gobierna el comienzo del universo y por lo
tanto si
queremos poder describir con éxitos los albores del Universo es
menester
construir una teoría consistente de la gravedad cuántica.
Uno de los
avances más notables de la ciencia del siglo
XX consiste en haber puesto en evidencia que hace unos diez a quince
mil
millones de años el Universo comenzó con una gigantesca explosión –The
Big
Bang!-, y más aún de haber afrontado el reto de dar una descripción
científica de la historia del universo. Esta esta charla está dedicada
a
discutir el Modelo de la Gran Explosión, algunas de las preguntas que
este deja
sin contestar y a explorar la física moderna que pueda arrojar alguna
luz sobre
la respuestas a dichas preguntas.
COSMOLOGIA
La evolución del
universo desde la primera centésima de
segundo de su existencia hasta hoy es descrita de manera bastante
confiable por
una teoría que denominamos Modelo de la Gran Explosión. Esta
teoría nos
provee de una descripción de la expansión del universo, el origen de
los
elementos más ligeros (nucleosíntesis) y de la famosísima Radiación
de Fondo
Cósmica (CMB), así como de un marco teórico para entender la
formación de
galaxias y otras estructuras de gran escala. De hecho, el Modelo de la
Gran
Explosión es soportado por tantas
pruebas experimentales que también se le conoce como Modelo
Estándar
Cosmológico. Como consecuencia de nuestra confianza en el modelo
estándar
hay una pregunta evidente que debemos contestar: por qué el universo
era como
era en la primera centésima de segundo de su formación?
Hoy día entendemos que
–grosso modo- podemos dividir la historia del universo en tres
regímenes
asociados a tres escalas diferentes, a saber
La Cosmología
Estándar (
seg
)
La Cosmología de
Partículas (
seg)
Cosmología Cuántica
(
seg)
Como ya hemos
comentado, la cosmología estándar es la teoría mejor sustentada y
describe la
historia del universo desde la primera centésima de segundo hasta
nuestros
días. Esta descripción está basada en la Relatividad General y da
cuenta de un
buen número de observaciones experimentales.
La cosmología de
partículas esboza el cuadro del universo
en tiempos inimaginablemente cercanos al Big Bang y a unas escalas de
energía
(del orden de los Gev) que caen dentro de lo que podríamos denominar física
conocida. Nuestra comprensión de los fenómenos que ocurren a estas
energías
provienen de los grandes laboratorios como el CERN y el FERMILAB
donde los
aceleradores nos permiten simular las condiciones que prevalecían en el
universo a los 
=0.00000000001
segundos luego del Big Bang. Esta area
de la cosmología es bastante más especulativa ya que involucra algunas
extrapolaciones –por decir lo menos-asociadas a dificultades de cálculo
que
podríamos describir como intratables. La herramienta teórica básica
para
describir la física a estas energías se conoce como Modelo Estándar
de
Partículas, y es un producto de los años ’70. Las denominadas
teorías de
gran unificación (GUT’s) proven de un marco que permite llevar adelante
extrapolaciones a tiempos más chicos (o energías aún mayores) con el
fin de
describir la transición de fase de la gran unificación.
La cosmología cuántica
especula acerca de los orígenes del universo y, sin duda alguna,
constituye la
parte más especulativa de nuestra historia ya que se trata de describir
procesos a tiempos tan tempranos:
0.0000000000000000000000000000000000000000001 segundos
(el Tiempo
de Planck) que ni siquiera
es posible concebir una estructura clásica para el espacio-tiempo, en
consecuencia debe recurrirse a una descripción cuántica de la gravedad,
lo que
solo es posible en algunas aproximaciones sumamente crudas ya que aún
no
disponemos de una teoría consistente de la gravedad cuántica.
Fig 1:
Cronología del Universo: El diagrama
ilustra los principales eventos que ocurrieron durante la evolución del
universo. Obsérvese que la escala vertical (tiempo) no es lineal. A
medida que
regresamos al tiempo de la gran explosión las temperatures se elevan y
los
eventos físicos se suceden con mayotr rapidez. Many of the transitions and
events may be unfamiliar to newcomers; we shall explain these in
subsequent
pages. Debemos hacer énfasis en
notar el enorme rango (cantidad
de órdenes de magnitud) cubierto por las escalas de tiempo y
temperatura.
Debido a la equivalencia entre temperatura y energía (
, donde 
es la constante
de
Boltzman) no
es
extraño reportar temperaturas en unidades de energía, esto se hace
sistemáticamente en el diagrama, donde a temperaturas extremadamente
altas se
utilizan gigaelectron volts (GeV) en lugar de Kelvins. 1 GeV es
equivalente a
unos 10,000,000,000,000K.
EL MODELO DE LA
GRAN EXPLOSION
El modelo cosmológico estándar hace predicciones mesurables acerca de cuatro áreas fundamentales:
Expansión del Universo.
Nucleosíntesis de los elementos ligeros.
Origen de la radiación de Fondo Cósmico (CMB).
Formación de las galaxias y otras estructuras de gran escala .
La notable
coincidencia entre las predicciones y las observaciones son la fuente
de
nuestra confianza en el modelo.
En 1929 E. Hubble
publicó un resultado (que ahora
denominamos Ley de Hubble) estableciendo que la velocidad de
recesión
galáctica (
)
es proporcional a la distancia al observador (
):
Fig 2: Espectacular confirmación de la Ley de Hubble
[N. Wright,
2000]
La ley de Hubble es
compatible con la visión de un
universo Copernicano en que ningún punto de observación tiene
características especiales.
Más aún, Podemos imaginar que movemos las galaxias hacia el pasado a lo
largo
de sus trayectorias hasta que converjan en una pequeña región del
espacio
alcanzando una increíble densidad y temperatura para conformar una bola
de
fuego. De esta forma, la recesión galáctica observada inicialmente
por
Hubble sugiere que el universo comenzó con una violenta explosión en la
cual
todas las partículas comenzaron a alejarse unas de otras en una fase
temprana
superdensa constituida por la bola de fuego primordial. Las mediciones de la constante de Hubble con
diferentes métodos llevan al valor: 
km/sec/Mpc,
valor que podemos utilizar para estimar la
edad del universo (
)
en unos 15 Gyr.
La idea de un universo
copernicano se puede resumir en el El Principio Cosmológico que
establece que
El Universo es Homogéneo e Isotrópico
El contenido físico
del principio cosmológico es el siguiente: –a escalas muy grandes- el
universo
tiene la misma apariencia en cualquier punto del espacio y en cualquier
dirección en que se observe (fig 3), esto significa que un observador
localizado en un punto arbitrario del universo disfrutaría de un
paisaje
cosmológico esencialmente idéntico al nuestro incluyendo la observación
de la
recesión galáctica y la ley de Hubble, de manera que la expansión del
universo
no tiene un centro.
Hay una considerable
evidencia experimental que soporta al principio cosmológico incluyendo
la
distribución de galaxias, y fuentes lejanas de radio, pero la evidencia
más
fuerte proviene del fondo de radiación cósmica que nos baña con una
uniformidad
casi perfecta.
Fig 3: Estas
imágenes muestran la notable coincidencia entre una observación del
espacio
profundo y la simulación de una distribución isotrópica y homogénea de
galaxias.
El principio cosmológico
constituye el
punto de partida para proponer modelos matemáticos para el universo en
el marco
de la relatividad general. Técnicamente
los modelos obtenidos reciben la denominación colectiva de Universos
de
Friedman (o también modelos de Friedman, Robertson y Walker) y es
entre
ellos que encontramos al modelo estándar.
La información
concerniente a la expansión está codificada en una cantidad denominada factor
de escala que está relacionada con la noción de distancia entre
puntos del
universo en particular, y con la topología (geometría del universo como
un
todo) en general. Podemos clasificar a los universos de Friedman en
tres
categorías que reflejan tres geometrías enteramente diferentes
hiperbólica,
plana y cerrada.
Fig 4: La
topología de los Universos de Friedman sin constante cosmológica. Los
valores
de k están determinados por el cociente entre la densidad primordial y
el valor
crítico
La posibles topologías
del universo determinan la historia futura del universo, el caso 
corresponde a un universo en
eterna expansión
mientras que el caso 
describe un universo que
termina en una
singularidad de densidad (big crunch), el caso 
es un caso crítico
que separa los regímenes de expansión eterna y de big crunch. El
parámetro de
curvatura (
) está determinado
por el cociente
donde 
es la densidad de masa del
universo actual y 
es la denominada densidad crítica
(que se
obtiene teóricamente a partir de la constante de Hubble). Mediciones de
basadas en las relaciones entre
el
corrimiento al rojo y la luminosidad llevan al valor 
. Desfortunadamente
este resultado no coincide con lo que se deduce del estudio de la
densidad de
masa galáctica, que llevan a estimar 
lo que lleva a una discrepancia
notable que representa un problema para el
modelo de
gran explosión ya que estos resultados indican que aparentemente falta
materia en el universo (a este problema se le denomina el problema
de la materia
oscura)
Otro problema
relacionado con el cociente entre la densidad del universo y el valor
crítico 
es el de la edad del universo, la
consistencia con las observaciones actuales requiere halla sido
increíblemente
cercano a 1 en el universo temprano. Este problema se denomina problema
del
entonamiento (y también The flatness problem)
Fig 5: El problema de entonación un pequeñísimo cambio en la densidad del universo causarí su colapso hoy día
Nucleosintesis
Otra de las evidencias
que soportan al modelo de gran explosión es la abundancia de elementos
ligeros
como el hidrógeno, el deuterio, el Helio y el Litio.
Debido a las elevadas
temperaturas presentes en los primeros instantes () del universo según
los
describe el modelo de gran explosión la presión de radiación dominaba
sobre la
atracción gravitacional (lo que explica la expansión inicial), ahora
bién, a
medida que el universo se expande los fotones pierden energía
(corrimiento al
rojo gravitacional) lo que impolica una reducción de la temperatura. Un
poco
antes del primer segundo de existencia del Universo, la materia en
forma de
protones y neutrones estaba muy caliente y densa al punto que no era
posible la
formación de sistemas ligados de unos pocos protones y neutrones (es
decir, la
síntesis de núcleos ligeros), sin embargo, debido al enfriamiento
provocó que
cuando el universo tenía unos pocos minutos la temperatura había
descendido a
niveles que permitan la fusión de los núcleos ligeros. Esta teoría de
la
nucleosíntesis predice que cerca de 1/4 de la masa del universo debería
estar
constituida por Helio lo que es bastante cercano a la realidad. La
abundancia
de Deuterio esta inversamente relacionada con la densidad de nucleones
en el
universo, y las observaciones indican que debe haber un nucleón por
cada 4 a 7
metros cúbicos de espacio.
Los elementos más
pesados fueron creados más tarde en el interior de las estrellas y
fueron
arrojados al espacio debido a las explosiones de supernovas.
Probablemente la confirmación más espectacular del modelo de la gran explosión sea el descubrimiento de la Radiación de Fondo cósmico por A. Penzias y R. Wilson en 1965, la radiación había sido predicha por G. Gamow y sus colaboradores sobre la base de un modelo cosmológico simplificado.
La descripción del
origen de la radiación de fondo que nos da el modelo estándar es la
siguiente:
unos 100,000 años después de la gran explosión la temperatura del
universo
había descendido lo suficiente como para permitir que los electrones y
protones
se combinaran para formar átomos de hidrógeno,
.
A partir de esta época la radiación electromagnética (fotones) no pudo continuar interactuando en forma efectiva con la materia y en consecuencia siguió propagándose libremente y perdiendo energía (debido a que su longitud de onda es afectada por la expansion del universo); en el tiempo del desacoplamiento la temperatura de la radiación era de unos 3000 Kelvin, y ha decaído a los 2.7 K que detectamos hoy día.
Los observadores que
miden la radiación de fondo están explorando el universo en un estadio
muy
temprano conocido como `surface of last scattering' (superficie de
última
intereacción con la materia). Los fotones del CMB han estado viajando
hacia
nosotros por más de diez mil millones de años cubriendo una distancia
cercana a
un million billion billion de kilómetros, lo que nos da una idea de los
tiempos
que estamos escudriñando cuando estudiamos la CMB.
El modelo estándar
también nos da un marco de referencia para comprender el colapso de la
material
que lleva a la formación de galaxias y otras estructuras (cúmulos y
supercúmulos galácticos). Según las predicciones del modelo, cerca de
los
10,000 años después de la gran explosión la temperatura del Universo
había
descendido a tales niveles que la densidad de energía del universo
comenzó a
ser dominada por las materia en lugar de por la radiación como lo había
sido
antes. Este cambio en la forma de la densidad de energía trajo como
consecuencia que las fuerzas gravitacionales entre las partículas
comenzaran a
ser importantes y que por tanto comenzaran a tener efectos, de manera
que
cualquier anomalía en la densidad tendería a aumentar (el colapso
gravitacional) llevando al universo al estado en que le vemos hoy día.
Fig 6: El modelo del big-bang da un marco para entender la formación de estructuras como galaxias y cúmulos de galaxias.
Así pues vemos que
efectivamente el modelo estándar provee de un marco que nos permite
entender la
formación de galaxias, sin embargo, no da cuenta del origen de las
fluctuaciones primordiales de densidad que se requieren a los 10000
años cuyo
origen deberíamos buscar en las épocas más tempranas de la formación
del
universo.
LOS PUNTOS DEBILES DEL MODELO DEL BIG
BANG
A pesar de la
consistencia lógica y el éxito predictivo del modelo estándar para el
período
que sigue al primer centésimo de segundo posterior al big bang quedan
preguntas
que atañen al estado inicial del universo para tiempos anteriores
(quizá hasta
su estado inicial) y que –aparentemente- deben ser contestadas por las
cosmologías cuántica y de partículas. Estas son algunas de las
preguntas:
El Problema de
la Geometría y la Edad del Universo: Cómo
es que la densidad de material del universo es tan cercana al valor
crítico?
El Problema del Horizonte: Si nos detenemos a pensar un poco observaremos que la homogeneidad e isotropía del universo implican que las propiedades de regiones causalmente desconectadas (es decir sin eventos comunes) del universo son las mismas, cómo es posible que esto ocurra?, El problema se nota más al considerar el CMB cuyas variaciones son de aproximadamente 1 parte en 10.000.
El problema de la Materia Oscura: De qué está hecho el universo?, falta materia?.
El Problema de las Fluctuaciones de Densidad: Es claro que las fluctuaciones en la densidad que dieron origen a la formación de galaxias tienen su origen en un futuro tan remoto que el modelo estándar no puede decir nada al respecto, así que debemos preguntarnos: cuáles (y cuando actúaron) serán los fenómenos físicos que dieron pie a la aparición de tales fluctuaciones ?
El problema de la Constante Cosmológica: Como podemos explicar el hecho de que la constante cosmológica es 120 ordenes de magnitud más chica que lo que se estima al aplicar (crudamente) la mecánica cuántica a la teoría de Einstein?
El problema de las
Reliquias Exóticas: Las
transiciones de fase durante el período primordial del universo debió
dar lugar
a la aparición de defectos topológicos (como por ejemplo monopolos),
por qué no
los detectamos hoy día?.
El Problema de la Singularidad: Cuál es la descripción del universo en el instante inicial: t=0?
COSMOLOGIA INFLACIONARIA
La solución a algunos
de los problemas que hemos
mencionado se encuentra en la denominada inflación a los 
segundos del universo
las temperaturas y densidades eran tan altas que algunos de los efectos
debidos
a las interacciones de la materia subnuclear debieron haber sido
importantes.
La idea de la inflación proviene de considerar la energía de un
cierto vacio
como término más importante en las ecuaciones quen determinan la
evolución del factor
de escala. Al poner en práctica esta hipótesis se encuentra
(teóricamente) que
en los primeros instantes del universo este crece de manera
exponencial, esto
ayuda a resolver el problema de entonamiento puesto que el crecimiento
exponencial inicial del universo tiende a aplanarlo.
Adicionalmente, la
expansión exponencial permite que regiones del universo que aparecen
causalmente desconectadas en nuestro pasado hallan podido estar muy
cercanas en
el universo primordial como para permitir el intercambio de información
entre
ellas ayudando en consecuencia a resolver el problema del horizonte.
EL
MODELO ESTANDAR DE
PARTICULAS
La
hipótesis
inflacionaria incorpora algunas ideas asociadas a las teorías de gran
unificación, que no son más que extensiones del modelo estándar de
partículas
que desde los años ’70 ha constituido el paradigma para la descripción
de la
física a escalas de 10-16cm d.
El
modelo
estándar da una descripción de la realidad física a escalas de longitud microscópicas (cuánticas)
lo que corresponde a energías de (Gev. Desde
el punto de vista de la descripción matemática el MS es una
generalización de
la electrodinámica cuántica de Feynman, Tomonaga y Schwingwer que considera las interacciones
electromagnéticas
a escala microscópicas como el intercambio de fotones entre
partículas
cargadas. De manera análoga, el modelo estandar divide a las partículas
del
mundo microscópico en dos
subcategorías: las partículas que forman la materia y las partículas
que median
las interacciones entre ellas.
Fig 7:
Las partículas del Modelo Estándar
Las partículas
materiales a su vez se subdividen en dos clases más (Quarks y Leptones)
que se
acomodan en seis familias como muestra la figura 7. De las tres
familias de
quarks solo la primera (los quarks up y down) está
relacionada
con la materia subnuclear ordinaria (neutrones y protones) , algo
análogo
ocurre con los leptones, de los cuales solo se asocian a la materia
ordinaria
el electrón (e) y su neutrino (
).
Las otras familias están formadas por partículas más
pesadas que solo pueden producirse en reacciones de muy altas energías
(es
decir, a temperaturas muy altas).
Las interacciones se
producen a través del intercambio de alguna de las otras partículas del
modelo:
el fotón (
)
asociado a la interacción electromagnética, alguno de los bosones
vectoriales intermedios (
)
que portan las interacciones débiles o alguno de los
gluones (g) que son los responsables de las interacciones fuertes. Los
quarks sienten
a todas las fuerzas, mientras que los leptones solo interactúan por
fuerzas
débiles o electromagnéticas.
El modelo estándar
describe a las interacciones débiles y electromagnéticas como dos
aspectos de
una sola interacción denominada electrodébil, modelo de
Weinberg-Glashow-Salam o (mas pomposamente) teoría 
.
Esta última referencia al hecho de que el modelo recurre al
uso de una simetría[2]
local, a muy
altas energías no hay distinción entre los fotones y los bosones
vectoriales
intermedios, la diferenciación solo ocurre a energías bajas
evidenciando una
transición de fase. La analogía más sencilla para entender
esta idea es la siguiente: imaginemos un vaso lleno con 
,
a temperaturas superiores a 
C
(tenemos agua) el comportamiento de las moléculas es
isótropo, mientras que por debajo de esta temperatura se forma el hielo
que
requiere una cierta estructura ordenada (se ha roto la simetría), de
esta
manera las fases sólida y líquida del agua no son más que distintas
manifestaciones de la sustancia: 
.
Fig 8: La
unificación de las fuerzas a altas energías
El modelo estándar
está basado en una simetría más grande denominada 
y de allí el
agrupamiento –aparentemente arbitrario- de las partículas que aparecen
en el
modelo. Hay argumentos para pensar en teorías basadas en simetrías más
grandes,
estas teorías denominadas Teorías de Gran Unificación (GUT’s) no han tenido mucho éxito hasta el momento
ya que predicen el decaimiento del protón evento que no ha sido
observado.
El modelo estándar
predice (a través de simulaciones
numéricas) que la interacción fuerte hace imposible de la existencia de
quarks
libres (confinamiento), de manera que estos deben formar sistemas
ligados (algo
así como átomos que en lugar de electrones, neutrones y protones están
constituidos por quarks). Estos estados ligados deben ser neutros ante
la carga
asociada a la interacción fuerte (denominada carga de color) lo que
impone
condicones bien restrictivas a los sistemas ligados que pueden
formarse. Los
estados ligados de quarks denominados hadrones se detectan
comúnmente en
los aceleradores de partículas y en los rayos cósmicos. Los hadrones
formados
por pares quark-antiquark se denominan mesones y los bariones son sistemas formados por
tres quarks. Los bariones mas notables por su estabilidad son el protón
(con
una vida media que ronda los
yr) que corresponde a un estado uud y los
neutrones con la composición udd. Las
famosas partículas de Yukawa son más que mesones asociados a la primera
familia
de quarks.
De la discusión
anterior se desprende que evidentemente el modelo estándar de
partículas es
importante para la cosmología. En efecto, a los 
seg de formación del
universo la temperatura era de unos 
Gev que es la energía
de gran unificación, esta es la época inflacionaria dominada por los
quarks y
antiquarks, y de allí deberían quedar algunos restos fósiles como monopolos,
cuerdas cósmicas y paredes de dominio. Al
cumplirse los
primeros 
seg
de vida del universo
la temperatura había decaido a unos 
Gev
lo que corresponde a la energía de la transición de fase
electrodebil, es decir: a la diferenciación entre la interacción debil
y la
electromagnética, en esta época se produce el confinamiento de los
quarks
creándose los protones y neutrones (barionización). Finalmente al
alcanzar los 
seg
la evolución del universo sigue los patrones dictados por
la teoría de la gran explosión.
EXCURSIONES AL TIEMPO DE PLANCK.
Cuando vamos aún más
atrás en el tiempo, hacia la época de
Planck encontramos que las energías típicas son del orden de los 
Gev.
En estos regímenes inimaginables la noción de un
espacio-tiempo descrito por la teoría de Einstein desaparece por
completo y es
necesario recurrir a una teoría cuántica de la gravedad, hoy día
disponemos de
una teoría denominada teoría de cuerdas que parece ofrecer la
posibilidad de
ser no solo una teoría consistente de gravedad cuántica, sino una
teoría
unificada de todas las interacciones.
La idea básica de la
teoría de cuerdas consiste en
abandonar la idea de familias de partículas puntuales que son
sustituidas por
un solo tipo de objeto básico: un objeto extendido unidimensional de
dimensiones fantásticamente pequeñas (menores a los 
cm).
Los diferentes estados de excitación (vibraciones) de
las cuerdas son percibidos como partículas puntuales que de alguna
forma deben
reproducir las partículas del modelo estándar. La consistencia
matemática de la
teoría de cuerdas obliga a pensar que el espacio tiempo tiene 10
dimensiones afirmación que entra en
conflicto inmediato
con nuestra experiencia. Según la teoría, las dimensiones extra escapan
de la
detección porque están enrolladas (compactificadas) en círculos de
radios muy
chicos, sin embargo, estas dimensiones tienen consecuencias notables
entre las
que se encuentran una explicación para el origen de la masa y de las
cargas.
Las complicaciones matemáticas de la teoría de cuerdas son sencillamente indescriptibles, y aún estamos muy lejos de poder obtener resultados contrastables con la realidad. Sin embargo, hay indicaciones que apuntan a que la teoría podría incluir soluciones a un número importante de problemas cosmológicos los problemas de la materia oscura y de la constante cosmológica entre otros. De esta manera, no queda más que seguir investigando en esta área con el fin de afrontar el reto de obtener alguna física menos especulativa.
Bibliografía
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- Enlaces
