En primer lugar, las preguntas “por qué” no son realmente el tipo de preguntas que la ciencia intenta responder. Lo mejor que podemos hacer para una pregunta de “por qué” es dar una explicación de una teoría que muestre que algo debería ser una constante, pero esto significa algo solo si la teoría es correcta. La ciencia siempre está tratando de encontrar más evidencia a favor o en contra de cualquier teoría en particular, por lo que nunca es una pregunta resuelta.
Ahora, si la pregunta es realmente “¿ Por qué la ciencia afirma que los valores de las constantes no varían?” entonces la respuesta es porque los hemos medido lo mejor que hemos podido y no hemos encontrado variación. Es difícil hacer esto, pero Wikipedia tiene una excelente descripción de los intentos de aprender si la constante de estructura fina es de hecho constante en el espacio y el tiempo. (Consulte “Constante de estructura fina” para ver el artículo completo en Wikipedia).
En primer lugar, la constante de estructura fina tiene tres definiciones equivalentes en términos de otras constantes físicas fundamentales:
- Un medidor se define como 1 / 299792458th de la distancia recorrida por la luz en un segundo. ¿No habría sido más conveniente definirlo como 1/300000000 de esa distancia?
- ¿Cuál es la razón para obtener una sombra clara en un punto y difuminada en cualquier otro punto, manteniendo constante la fuente de luz?
- ¿Qué pasaría si la velocidad del sonido fuera mayor que la velocidad de la luz? ¿Qué pasaría con las ondas de choque provenientes de aviones supersónicos? ¿Tendrá lugar el boom sónico?
- ¿Qué pasaría si la luz pudiera viajar en una línea curva?
- ¿Por qué el concepto de tiempo depende tanto de la velocidad constante de la luz c? ¿Qué relevancia tiene la luz en una teoría del tiempo?
dónde:
- e es el cargo elemental;
- ħ = h / 2π es la constante de Planck reducida;
- c es la velocidad de la luz en el vacío;
- ε 0 es la constante eléctrica o permitividad del espacio libre;
- o µ0 es la constante magnética o la permeabilidad del espacio libre;
- o k e es la constante de Coulomb.
Entonces, esta constante en realidad combina varias de las otras constantes fundamentales de la naturaleza, como la carga del electrón, la velocidad de la luz, la constante de Planck (que se usa en la mecánica cuántica) y la permitividad del espacio libre. Entonces, si la estructura fina constante es de hecho una constante, entonces todas estas constantes fundamentales también son constantes, o si varían, varían de tal manera que la estructura fina sea constante como una constante.
La constante de estructura fina determina los niveles de energía del átomo de hidrógeno y otros átomos y, por lo tanto, las frecuencias de la luz emitida por esos átomos.
Esta constante se conoce con una precisión de 3 partes en 10 mil millones. Entonces, si estuviera cambiando significativamente en una escala de tiempo corta (10s de años) o distancia (a través del movimiento de la Tierra alrededor del Sol), podríamos detectar cambios en el orden de una parte en mil millones con relativa facilidad. De hecho, un experimento que utilizó la relación de frecuencia de Al + y Hg + en el reloj atómico óptico de iones únicos fue capaz de colocar una restricción del cambio de la constante de estructura fina de menos de 1 parte en cien millones de billones por año. Entonces parece ser muy constante en este momento, pero ¿qué pasa con los cambios en el pasado?
Al usar telescopios para medir el espectro de luz de objetos distantes (en el espacio y el tiempo), como los cuásares, es posible buscar una posible variación en la constante durante largos períodos de tiempo y grandes distancias. El resultado de la búsqueda es que puede haberse medido una pequeña variación. En particular, la constante de estructura fina puede haber cambiado algunas partes en un millón en los últimos 10 mil millones de años. Entonces, este es un pequeño cambio, lo que justifica decir que esta constante es aproximadamente constante y al mismo tiempo es evidencia de que posiblemente haya cambiado con el tiempo. Se necesita más trabajo para confirmar y aclarar estos resultados.
La siguiente es una larga cita de Wikipedia sobre la búsqueda de variaciones a largo plazo (en espacio y tiempo) de la constante de estructura fina. Incluyo esta larga cita para mostrar que hay una investigación activa sobre esta cuestión de variación durante largos períodos de tiempo:
Si bien se sabe que la constante de estructura fina se aproxima a 1/128 a energías de interacción superiores a 80 GeV, [11] los físicos han reflexionado durante muchos años si la constante de estructura fina es de hecho constante, es decir, si su valor difiere o no por ubicación y con el tiempo Específicamente, se ha propuesto un α variable como una forma de resolver problemas en cosmología y astrofísica. [12] [13] [14] [15] Más recientemente, el interés teórico en las constantes variables (no solo α ) ha sido motivado por la teoría de cuerdas y otras propuestas similares para ir más allá del Modelo Estándar de física de partículas. Las primeras pruebas experimentales de esta pregunta examinaron las líneas espectrales de objetos astronómicos distantes y los productos de la desintegración radiactiva en el reactor de fisión nuclear natural de Oklo. Los hallazgos fueron consistentes con ningún cambio. [16] [17] [18] [19] [20] [21]
Más recientemente, la tecnología mejorada ha permitido sondear el valor de α a distancias mucho mayores y con una precisión mucho mayor. En 1999, un equipo dirigido por John K Webb de la Universidad de Nueva Gales del Sur reclamó la primera detección de una variación en α . [22] [23] [24] [25] Usando los telescopios Keck y un conjunto de datos de 128 quásares en desplazamientos al rojo 0.5 < z <3, Webb et al. descubrieron que sus espectros eran consistentes con un ligero aumento de α en los últimos 10-12 mil millones de años. Específicamente, encontraron que
En 2004, un estudio más pequeño de 23 sistemas de absorción realizado por Chand et al. , utilizando el Very Large Telescope, no encontró variaciones medibles: [26] [27]
Sin embargo, en 2007 se identificaron defectos simples en el método de análisis de Chand et al. , desacreditando esos resultados. [28] [29] Sin embargo, las incertidumbres sistemáticas son difíciles de cuantificar y, por lo tanto, Webb et al. los resultados aún deben verificarse mediante análisis independiente, utilizando espectros cuásares de diferentes telescopios. [cita requerida]King y col. ha utilizado los métodos de Markov Chain Monte Carlo para investigar el algoritmo utilizado por el grupo UNSW para determinar [matemáticas] \ Delta \ alpha / \ alpha [/ matemáticas] a partir de los espectros del cuásar, y ha descubierto que el algoritmo parece producir incertidumbres correctas y máximas estimaciones de probabilidad para [math] \ Delta \ alpha / \ alpha [/ math] para modelos particulares. [30] Esto sugiere que las incertidumbres estadísticas y la mejor estimación para [math] \ Delta \ alpha / \ alpha [/ math] declaradas por Webb et al. y Murphy et al. son robustos
Lamoreaux y Torgerson analizaron los datos del reactor de fisión nuclear natural de Oklo en 2004, y concluyeron que α ha cambiado en los últimos 2 mil millones de años en 4.5 partes en 108. Afirmaron que este hallazgo fue “probablemente exacto dentro del 20%”. La precisión depende de las estimaciones de impurezas y temperatura en el reactor natural. Estas conclusiones tienen que ser verificadas. [31] [32] [33] [34]
En 2007, Khatri y Wandelt de la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign se dieron cuenta de que la transición hiperfina de 21 cm en hidrógeno neutro del Universo temprano deja una huella de línea de absorción única en la radiación cósmica de fondo de microondas. [35] Propusieron usar este efecto para medir el valor de α durante la época anterior a la formación de las primeras estrellas. En principio, esta técnica proporciona suficiente información para medir una variación de 1 parte en 109 (4 órdenes de magnitud mejor que las restricciones actuales del cuásar). Sin embargo, la restricción que se puede colocar en α depende en gran medida del tiempo de integración efectivo, yendo como t −1/2. El radiotelescopio europeo LOFAR solo podría restringir Δ α / α a aproximadamente 0.3%. [35] El área de recolección requerida para restringir Δ α / α al nivel actual de restricciones de cuásar es del orden de 100 kilómetros cuadrados, lo que es económicamente impracticable en la actualidad.
En 2008, Rosenband et al. [36] utilizó la relación de frecuencia de Al + y Hg + en relojes atómicos ópticos de iones únicos para imponer una restricción muy estricta sobre la variación actual de α , es decir, Δ α̇ / α = −1.6 ± 2.3 × 10−17 por año. Tenga en cuenta que cualquier restricción nula actual en la variación de tiempo de alfa no excluye necesariamente la variación de tiempo en el pasado. De hecho, algunas teorías [37] que predicen una constante de estructura fina variable también predicen que el valor de la constante de estructura fina debería ser prácticamente fijo en su valor una vez que el universo entre en su época actual dominada por la energía oscura.
En septiembre de 2010, investigadores de Australia dijeron que habían identificado una estructura similar a un dipolo en la constante de estructura fina en todo el universo observable, utilizando datos sobre los cuásares obtenidos por el Very Large Telescope, combinados con los datos anteriores obtenidos por Webb en los telescopios Keck. La constante de estructura fina parece haber sido mayor en una parte en 100,000 en dirección a la constelación del hemisferio sur Ara, hace 10 mil millones de años. Del mismo modo, la constante parecía haber sido menor en una fracción similar en dirección norte, hace miles de millones de años. [38] [39] [40]
En septiembre y octubre de 2010, después de la investigación publicada por Webb, los físicos Chad Orzel y Sean M. Carroll sugirieron diferentes enfoques sobre cómo las observaciones de Webb pueden estar equivocadas. Orzel argumenta que el estudio puede contener datos incorrectos debido a diferencias sutiles en los dos telescopios, en uno de los cuales el conjunto de datos era ligeramente alto y el otro un poco bajo, de modo que se cancelaban entre sí cuando se superponían. Le resulta sospechoso que los triángulos en el gráfico trazado de los cuásares estén tan bien alineados (los triángulos son los 3 omega de los datos). Por otro lado, Carroll sugirió un enfoque totalmente diferente, considera la constante de estructura fina como un campo escalar y afirma que si los telescopios son correctos y la constante de estructura fina varía suavemente sobre el universo, entonces el campo escalar debe tener Una masa muy pequeña. Sin embargo, investigaciones anteriores han demostrado que no es probable que la masa sea extremadamente pequeña. Las primeras críticas de estos dos científicos apuntan al hecho de que se necesitan diferentes técnicas para confirmar o contradecir los resultados, como Webb, et al., También concluyeron en su estudio. [41] [42]
En octubre de 2011, Webb et al. informó [43] una variación en α dependiente de desplazamiento hacia el rojo y la dirección espacial. Informan que “el conjunto de datos combinado se ajusta a un dipolo espacial” con un aumento de α con desplazamiento al rojo en una dirección y una disminución en la otra. “[I] muestras independientes de VLT y Keck dan direcciones y amplitudes de dipolo consistentes …”.
TL; DR: Entonces, la conclusión es que la ciencia no solo ASUME que estas constantes no varían, continuamente buscamos evidencia de que son constantes o evidencia de que sí varían con el tiempo y el espacio.
