La prueba de la existencia del Big Bang que se puede ver a simple vista

Un porcentaje del ruido blanco de los televisores antiguos se origina debido al fondo cósmico de microondas, restos de la fase densa y caliente del universo primitivo unos 400.000 años después del Big Bang. Esta reliquia cósmica es fácil de detectar y la razón es simple: en longitudes de onda largas, el brillo de la radiación aumenta con la temperatura y la temperatura ambiente es apenas cien veces mayor que la temperatura de fondo de microondas, 2,73 grados Kelvin por encima del cero absoluto.

Otra reliquia térmica, el fondo de neutrinos, se desacopló de la materia cósmica aproximadamente un segundo después del Big Bang. Al comienzo de mi carrera en astrofísica, trabajé con Glen Starkman sobre la viabilidad de detectar este fondo y lo encontré desalentador. De hecho, 35 años después, este fondo de neutrinos aún no se ha detectado, solo restringido indirectamente basandose en la historia de expansión del Universo.

Al final, todos nos convertimos en entidades que interactúan débilmente a medida que nos desvanecemos y morimos

La materia oscura interactúa incluso más débilmente que los neutrinos. Por lo tanto, sus partículas se desacoplaron térmicamente de formas conocidas de materia y radiación incluso antes que el fondo cósmico de neutrinos. Al igual que ocurre con el fondo de neutrinos, no sorprende que hasta ahora no hayamos detectado directamente las partículas de materia oscura.

Finalmente, las partículas que interactúan más débilmente son los gravitones, que representan ondas en el espacio-tiempo, también conocidas como ondas gravitacionales. Hace un año publiqué un artículo con Sunny Vagnozzi sobre técnicas para detectar el fondo cósmico de gravitones, una posible reliquia térmica de la época de Planck, 10 elevado a -43 segundos después del Big Bang.

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Sin embargo, en un nuevo cálculo realizado con Mark Hertzberg esta semana nos dimos cuenta de que esta expectativa sólo es válida para un universo isotrópico que se expande al mismo ritmo en todas direcciones. A menudo se asume la isotropía porque simplifica las ecuaciones de la relatividad general de Einstein. La solución cosmológica a las ecuaciones de Einstein para un universo isotrópico y homogéneo fue deducida por el matemático soviético Alejandro Friedmann en 1922 e independientemente en 1927 por el sacerdote y astrónomo belga Georges Lemaître y por el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático británico Arthur Geoffrey Walker en 1935 y 1937.

Mark y yo resolvimos las ecuaciones de Einstein para el caso no isotrópico y descubrimos que si el universo se expandía de manera diferente en diferentes direcciones, no había tiempo suficiente para que se produjeran gravitones térmicos a través de colisiones poco después del Big Bang. Una desviación significativa de la isotropía es posible en los primeros instantes, porque se traduce en una desviación insignificante en los últimos periodos y no se notaría en la expansión cósmica actual. Teniendo en cuenta esta información, se puede descartar la anisotropía en las primeras etapas detectando reliquias térmicas que interactúan débilmente, como gravitones, materia oscura o neutrinos.

Debemos tener en cuenta que las interacciones más débiles caracterizan a todas las partículas de energías muy altas. La razón es simple: para localizarlas se puede utilizar la dispersión de partículas elementales. En su corta tesis doctoral de 1924, el físico francés Louis de Broglie asoció una longitud de onda con cada partícula, igual a la constante de Planck dividida por el momento de la partícula. Dado que las ondas se pueden localizar, en el mejor de los casos, en su longitud de onda, el área de la sección transversal para las colisiones de partículas no puede ser mayor que el cuadrado de su longitud de onda de De Broglie, estableciendo el llamado límite de unitaridad. La sección transversal debe disminuir inversamente con la energía al cuadrado a altas energías. Esto implica que las colisiones con la energía de Planck más alta imaginable, un billón de veces más que la energía lograda en el Gran Colisionador de Hadrones en el CERN, tienen una sección transversal de interacción similar a la de los gravitones, es decir, la longitud de Planck al cuadrado o 10 elevado a -64,5 centímetros al cuadrado. En la energía de Planck, todas las partículas interactúan tan débilmente como lo permite la gravedad.

Un sistema para detectar sondas alienígenas

La pequeña sección transversal requiere una enorme luminosidad de partículas en aceleradores que investigan colisiones con la energía de Planck. Si los extraterrestres desean probar la física de colisiones de partículas en la energía de Planck, necesitan recolectar luminosidades que sean hasta 26 veces mayores que la potencia del Sol. Esto se acerca al límite absoluto de cualquier suministro de energía, ya que equivale a liberar energía de masa en reposo durante el tiempo que tarda la luz en cruzar el horizonte de un agujero negro con esa masa. Este límite superior de liberación de energía por unidad de tiempo es igual a la velocidad de la luz elevada a la quinta potencia dividida por la constante de Newton y es independiente de la masa-energía total liberada.

Pero incluso con bajas energías, los gravitones o la materia oscura viajan libremente a través del Universo actual, así como a través de la Tierra, como un cuchillo caliente a través de la mantequilla. Se parecen a otras entidades que podrían existir en el espacio interestelar, pero que tienen un efecto débil en nuestros detectores, incluidas las sondas extraterrestres.

Afortunadamente, existe una salida para las sondas extraterrestres. Todas las formas de materia gravitan y la gravedad no puede protegerse. Con futuros avances en los detectores de ondas gravitacionales, podría ser posible detectar vehículos gravitacionalmente furtivos desarrollados por extraterrestres. La distorsión del espacio-tiempo aumenta como el potencial gravitacional adimensional que genera la masa del vehículo en el detector multiplicado por el cuadrado de la relación entre la velocidad del vehículo y la velocidad de la luz. Sondas rápidas, tal como lo prevé la tecnología de vela ligera de la Iniciativa innovadora Starshot —cuyo consejo asesor científico presido—, son los más fáciles de detectar.

Detectar lo indetectable

“Detectar lo indetectable” ofrece una vía de escape de la cultura de las redes sociales donde gobiernan las interacciones fuertes, como se ejemplificó más recientemente en un intercambio de David Grusch y Neil de Grasse Tyson sobre sondas alienígenas, con referencia al Proyecto Galileo que estoy liderando. Para minimizar interacciones de este tipo no tengo cuenta en las redes sociales.

Mi resolución de año nuevo es centrar mi atención en la investigación científica de entidades que interactúan débilmente buscando evidencias que no caigan fácilmente en nuestro regazo. Mi opinión es que la evidencia extraordinaria requiere un esfuerzo extraordinario. La presencia silenciosa de entidades que interactúan débilmente es intrigante. Descubrir su naturaleza define mi respuesta personal a la pregunta de Billie Eilish: “¿Para qué fui hecho?"

Al final, todos nos convertimos en entidades que interactúan débilmente a medida que nos desvanecemos y morimos, por lo que es mejor que nos preparemos mentalmente para este final estudiando otras entidades que están a nuestro alrededor pero que nunca fueron percibidas .

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Avi Loeb es jefe del Proyecto Galileo, director fundador de la Iniciativa Black Hole de la Universidad de Harvard, director del Instituto para la Teoría y la Computación del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian y autor del bestseller “Extraterrestrial: The First Sign of Intelligent Life Beyond Earth”.

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