Por qué el límite de velocidad cósmica está por debajo de la velocidad de la luz

By: Ethan Siegel

A medida que las partículas viajan a través del Universo, existe un límite de velocidad para la velocidad a la que se les permite ir. No, no la velocidad de la luz: debajo de ella.

CONCLUSIONES CLAVE

• Todas las partículas con una masa distinta de cero están limitadas, por las leyes de la relatividad, a permanecer por debajo de la velocidad de la luz. 
• Sin embargo, hay un límite de velocidad aún más estricto y un límite de energía, establecido por otras partículas en el Universo, como la radiación cósmica de fondo de microondas. 
• Este límite, conocido como corte GZK, asegura que el límite de velocidad cósmica para las partículas sea incluso más bajo que la velocidad de la luz misma.

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Si desea viajar lo más rápido que pueda a través del Universo, lo mejor que puede hacer es bombear la mayor cantidad de energía posible en una masa tan pequeña como pueda encontrar. A medida que agrega progresivamente más energía cinética e impulso a su partícula, viajará a través del espacio más rápidamente, acercándose al límite máximo de velocidad cósmica: la velocidad de la luz. No importa cuánta energía consiga agregar a la partícula en cuestión, solo puede hacer que se acerque a la velocidad de la luz, nunca la alcanzará. Dado que la cantidad total de energía en el Universo es finita, pero la energía requerida para que una partícula masiva alcance la velocidad de la luz es infinita, nunca podrá llegar allí.

Pero en nuestro Universo de la vida real, no en la versión idealizada de “juguete” con la que jugamos en nuestras cabezas, no tenemos simplemente cantidades arbitrarias de energía para dar a las partículas, y también tenemos que aceptar que están viajando a través del espacio que realmente existe, en lugar de lo que imaginamos como un vacío completo y perfecto. Si bien el Universo es capaz de impartir mucha más energía a las partículas a través de aceleradores naturales, como las estrellas de neutrones y los agujeros negros, de la que podemos brindarles en la Tierra, incluso en máquinas de última generación como el Gran Colisionador de Hadrones del CERN, el hecho que “el vacío del espacio” no es un vacío perfecto es mucho más limitante de lo que a menudo queremos admitir. En lugar de la velocidad de la luz, el límite de velocidad real de las partículas está por debajo de eso: establecido por lo que llamamos el límite de GZK. Esto es lo que realmente limita nuestro movimiento a través del espacio.

Hay dos hechos que, tomados en conjunto, nos enseñan que la realidad no es tan simple como intuyó Newton. Esos hechos son:

1. Las partículas que viajan rápidamente a través del Universo son principalmente protones, electrones, núcleos atómicos más pesados ​​y, ocasionalmente, positrones o antiprotones. Todas estas partículas, detectables aquí en la Tierra y en el espacio como rayos cósmicos, están cargadas eléctricamente.
2. La luz, que proviene de muchas fuentes diferentes, incluidas estrellas, galaxias e incluso el propio Big Bang, es una onda electromagnética y puede interactuar fácilmente con partículas cargadas.

Si bien incluso los físicos modernos de hoy en día a menudo adoptan automáticamente un pensamiento similar al newtoniano, debemos tener cuidado de pensar en las cosas como meras masas que se mueven a través del Universo, aceleradas solo por las fuerzas que otras partículas y campos ejercen sobre ellas. En cambio, tenemos que recordar que el Universo está compuesto de cuantos físicos: paquetes de energía individuales con propiedades tanto de onda como de partícula, y que esos cuantos, a menos que de alguna manera se prohíba específicamente hacerlo, siempre interactuarán entre sí.

Quedan muchas cosas del Big Bang, que incluyen:

• estrellas
• gas
• polvo
• planetas
• cadáveres estelares

Sin embargo, todos los elementos que acabamos de enumerar solo componen alrededor del 2 al 2,5% del presupuesto total de energía de lo que está presente en el Universo: solo aproximadamente la mitad de la materia normal. También hay materia oscura, energía oscura, neutrinos, fotones y un plasma ionizado escaso y tenue presente en el espacio, siendo el último conocido como WHIM: el medio intergaláctico cálido-caliente.

Sin embargo, el mayor obstáculo para las partículas cargadas que viajan libremente a través del Universo es en realidad el componente menos energético de todos ellos: los fotones o partículas de luz sobrantes del Big Bang. Si bien la luz de las estrellas es abundante dentro de una galaxia individual, hay lugares en el Universo, como las profundidades remotas del espacio intergaláctico, donde los únicos cuantos sustanciales presentes son los fotones que quedaron del Big Bang: la radiación cósmica de fondo de microondas, o CMB. Incluso hoy en día, en nuestro Universo que se ha expandido y enfriado a un radio de 46,1 mil millones de años luz, todavía hay alrededor de 411 fotones CMB por centímetro cúbico de espacio, con una temperatura promedio de 2,7 K.

Ahora, imaginemos que tenemos un acelerador de partículas natural como una estrella de neutrones o un agujero negro, creando campos eléctricos y magnéticos que no se conocen en la Tierra. En estos ambientes extremos, existe millones de veces la masa de la Tierra en un volumen de espacio no mayor que unos pocos kilómetros de diámetro. Estas ubicaciones astrofísicas a menudo pueden alcanzar intensidades de campo que son millones, miles de millones o incluso billones de veces superiores a los campos electromagnéticos más fuertes jamás generados en los laboratorios de la Tierra.

Cualquier partícula acelerada por estos objetos será enviada en un viaje ultrarrelativista a través del Universo, donde inevitablemente encontrará todo tipo de partículas. Pero se topará particularmente con la más numerosa de todas las partículas: los fotones CMB que están presentes. Con alrededor de ~ 10 ⁸⁹ fotones CMB llenando nuestro Universo observable, son el tipo de cuantos más abundantes y uniformemente distribuidos presentes en nuestro cosmos. Es importante destacar que siempre existe la probabilidad de que una partícula cargada y un fotón, independientemente de las energías relativas de la partícula y el fotón, interactúen.

Si no hubiera otras partículas, si pudiéramos activar nuestra visión de “juguete” de un Universo vacío donde las partículas simplemente viajan sin obstáculos en línea recta hasta llegar a su destino, podríamos imaginar que solo las intensidades de campo de estos entornos astrofísicos colocarían un límite de la cantidad total de energía que podría poseer una partícula. Aplique un campo eléctrico fuerte en la dirección en la que se mueve, irá más rápido y se volverá más enérgico.

De hecho, esperaría que no hubiera ningún límite. Si así fuera como funcionaba el Universo, esperaría que hubiera algún tipo de distribución de energía de las partículas: donde un gran número de partículas tenían bajas energías y unas pocas partículas atípicas tenían energías más altas. A medida que buscaba energías cada vez más altas, seguía encontrando partículas, pero serían menos en número. La pendiente de la línea puede cambiar a medida que varios procesos físicos se vuelven importantes en ciertas energías, pero no se esperaría que las partículas simplemente dejaran de existir en alguna energía; esperaría que haya cada vez menos de ellos hasta que alcance el límite de lo que puede detectar.

Hoy en día, nuestros mejores observatorios modernos de rayos cósmicos incluyen grandes detectores terrestres que captan dos señales principales:

1. Lluvias de partículas, identificables a través de una serie de detectores de área grande, como los del Observatorio Pierre Auger.
2. Detectores de radiación Cherenkov, que captan el brillo característico de la “luz azul” (y también la luz ultravioleta) producida por partículas de movimiento rápido que superan la velocidad de la luz en el medio del aire, como el telescopio HAWC

En la parte superior de la atmósfera, las partículas de rayos cósmicos chocan contra iones, moléculas y átomos en el borde de la Tierra. A través de una serie de reacciones en cadena, producen lo que llamamos “partículas hijas” que son, en cierto sentido, descendientes directos de los rayos cósmicos que inicialmente nos impactaron. Cuando detectamos suficientes partículas hijas (sus descendientes, en otras palabras) que llegan a la superficie de la Tierra, podemos reconstruir las energías y propiedades iniciales de los rayos cósmicos que nos golpearon.

Si bien, de hecho, notamos que hay un número mucho mayor de partículas de menor energía que de mayor energía, y que hay “torceduras” en el gráfico donde ciertos fenómenos astrofísicos de repente se vuelven importantes, también parece haber un límite : un punto donde no se ve que existan partículas por encima de cierta energía.

¿Qué podría causar que exista este corte?

Aquí es donde entra en juego la idea del fondo cósmico de microondas. Recuerde: la luz es una onda electromagnética e interactúa con partículas cargadas. A bajas energías, esto es simplemente dispersión de Thomson o Compton : donde la partícula cargada y el fotón intercambian energía y momento, pero ocurre muy poco más. Es importante destacar que esta es una forma extremadamente ineficiente de robar energía de una partícula que se mueve rápidamente, incluso a altas energías.

Pero una vez que su partícula golpea cierta energía, que, para los protones, el tipo de rayo cósmico más común es ~ 10 ¹⁷ electronvoltios, los fotones parecen lo suficientemente enérgicos para la partícula cósmica que a veces se comportan como si realmente fueran hecho de pares de electrones y positrones. En el marco del centro de impulso, el protón percibe que el fotón tiene un poco más de 1 megaelectronvoltio de energía, impulsado desde su valor típico de CMB de ~ 200 microelectronvoltio. Es importante destacar que esta es suficiente energía para producir, a través del famoso E = mc ^{2 de} Einstein , un par electrón-positrón.

Una vez que los rayos cósmicos, como los protones, comienzan a chocar con electrones y positrones en lugar de solo fotones, arrojan energía mucho más rápidamente. Con cada colisión entre un rayo cósmico y un electrón o positrón, el rayo cósmico original pierde alrededor del 0,1% de su energía original.

Sin embargo, incluso a lo largo de los millones o miles de millones de años luz que viajan las partículas cósmicas, esto no debería ser suficiente para limitar la energía total que poseen las partículas; simplemente debería reducir la abundancia detectada de partículas por encima de ~ 10 ¹⁷ eV de energía. Sin embargo, debería haber un límite, y eso se establece cada vez que la energía del centro de impulso se eleva lo suficiente como para que se pueda crear una partícula mucho más energética a través de E = mc ² : el pión. En particular, el pión neutro (π ⁰ ), que requiere ~ 135 Mega-electron-voltios de energía para crearse, drenará la energía de cada protón de rayo cósmico en aproximadamente un 20%.

Por lo tanto, para cualquier protón que exceda un umbral de energía crítico para la creación de piones neutrales, solo debe haber un corto período de tiempo antes de que las interacciones con los fotones CMB lo arrastren por debajo de ese límite de energía.

• Para los protones, esa energía límite es ~ 5 × 10 ¹⁹  electronvoltios.
• El límite de ese valor de energía se conoce como el límite de GZK en honor a los tres científicos que lo calcularon y predijeron por primera vez: Kenneth Greisen, Georgiy Zatsepin y Vadim Kuzmin.

Y, sin embargo, cuando comparamos el valor predicho de dónde debería estar este corte de energía con el lugar donde realmente se observa el corte de energía, obtenemos una sorpresa.

Aunque hay una caída extremadamente severa en la cantidad de rayos cósmicos registrados por encima del límite esperado, se han confirmado cientos de eventos que superan esa energía. De hecho, alcanzan una energía máxima observada de ~ 5 × 10 ²⁰  electronvoltios , aproximadamente 10 veces el valor “máximo” esperado. Además, no están correlacionados con fuentes cercanas sospechosas, como estrellas de neutrones identificadas o agujeros negros supermasivos, ni están agrupados o agrupados juntos. Parecen provenir de direcciones aleatorias, pero con energías que superan el límite máximo esperado.

¿Cómo es esto posible? ¿Significa esto que el Universo está “roto” de alguna manera?

Antes de empezar a pensar en explicaciones fantásticas como “la relatividad de Einstein es incorrecta”, vale la pena recordar algo importante. La mayoría de los rayos cósmicos son protones. Sin embargo, una pequeña pero significativa fracción de ellos son núcleos atómicos más pesados: helio, carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio, azufre, argón, calcio, hasta el hierro. Pero mientras que el hidrógeno es el núcleo más común como un solo protón, el hierro generalmente tiene una masa que es 56 veces más pesada, con 26 protones y 30 neutrones. Si consideramos que las partículas más energéticas podrían estar hechas de estos núcleos atómicos más pesados ​​en lugar de meros protones, la paradoja se desvanece y el “límite de velocidad” de GZK permanece intacto.

Aunque fue una gran sorpresa cuando se descubrió la primera partícula que excedía el límite de GZK en 1991, tan sorprendente que la llamamos la partícula Oh-My-God , ahora entendemos por qué eso es posible. No hay un límite de energía para los rayos cósmicos, sino un límite de velocidad: uno que es aproximadamente el 99,99999999999999999998% de la velocidad de la luz. No es importante si su partícula está hecha de un solo protón o de muchos protones y neutrones unidos entre sí. Lo importante es que, por encima de esa velocidad crítica, las colisiones con los fotones que quedaron del Big Bang crearán piones neutrales, lo que hará que pierda energía rápidamente. Después de solo un puñado de colisiones, se verá obligado a caer por debajo de esa velocidad crítica, de acuerdo con la observación y la teoría.

Es cierto que ninguna partícula masiva puede alcanzar o superar la velocidad de la luz, pero eso es solo en teoría. En la práctica, debes moverte aproximadamente 60 femtómetros por segundo más lento que la velocidad de la luz, o las colisiones con los fotones sobrantes del Big Bang producirán espontáneamente partículas masivas, piones neutros, que rápidamente harán que pierdas energía hasta que viajas por debajo de ese límite de velocidad ligeramente más restrictivo. Además, los más enérgicos no son más rápidos de lo que deberían ser. Son simplemente más masivos, con su energía cinética distribuida sobre decenas de partículas en lugar de un solo protón. En general, las partículas no solo no pueden alcanzar la velocidad de la luz, sino que ni siquiera pueden mantener su velocidad si están demasiado cerca de ella. El Universo, y específicamente la luz sobrante del Big Bang, asegura que así sea.