^[291] En la teoría más simple de Georgi y Glashow, la ruta más habitual de desintegración del protón era en un positrón y un mesón pi neutro que, a continuación, se desintegraba con gran rapidez en dos fotones de alta energía. El positrón tendría una energía de 460 MeV; los dos fotones, 240 MeV cada uno. La cascada de energía del positrón tendría lugar en la dirección opuesta a la de los dos fotones, que estarían separados unos 40 grados. <<

^[292] M. R. Krishnaswamy et al., Phys. Lett. B 106, 339 (1981). <<

^[293] K. Hagiwara et al., Phys. Rev. D 66, 010001 (2002). <<

^[294] Estos experimentos pueden ser frustrantes. En 1996, Super Kamiokande, un nuevo y colosal detector subterráneo con más de 45 000 toneladas de agua, empezó a funcionar en Japón. Estaba diseñado para buscar desintegraciones de protones y descubrir nuevas interacciones de neutrinos. Tuvo mucho éxito en descubrir estos procesos de neutrinos, lo que supuso un premio Nobel de Física compartido. Pero nunca se halló prueba alguna de desintegraciones de protones. Pero el 12 de noviembre de 2001, ocurrió un desastre en el experimento. Un accidente provocó la implosión de los 6600 tubos fotomultiplicadores empleados para registrar señales de desintegración, en un efecto dominó en el que las ondas de choque de cada implosión hicieron añicos los tubos vecinos. La sustitución de cada uno de ellos costaba alrededor de 2000 libras esterlinas. El detector no se pudo poner de nuevo en funcionamiento de forma completa hasta 2006, pero actualmente está otra vez en marcha. <<

^[295] La lista de requisitos para generar un desequilibrio distinto de cero entre materia y antimateria la había especificado en 1966 el famoso físico bélico, premio Nobel de la Paz y activista de los derechos humanos soviético Andrei Sakharov en un visionario artículo, JETP Lett. 5, 24 (1967). <<

^[296] S. W. Weinberg, Phys. Rev. Lett. 42, 850 (1979); J. D. Barrow, Mon. Not. R. Astron. Soc. 192, 1P (1980); J. Fry, K. Olive y M. S. Turner, Phys. Rev. D 22, 2953 (1980). <<

^[297] Más de nueve décimas partes de los átomos del universo son de hidrógeno, cuyo núcleo contiene un único protón. Así que, con un alto grado de precisión, el número de protones es próximo al número de átomos en el universo actualmente. <<

^[298] R. Browning, «The Lost Leader» («El líder perdido»), The Poetical Works of Robert Browning, ed. G. W. Cooke, Houghton Mifflin, Nueva York (1899), pág. 405. <<

^[299] Y. B. Zeldovich y Yu. Khlopov, Phys. Lett. B 79, 239 (1978); J. Preskill, Phys. Rev. Lett. 43, 1365 (1979). <<

^[300] Sorprendentemente, en uno de sus bellos trabajos, Dirac demostró que, si existiese un solo monopolo magnético, bastaría para explicar por qué las cargas eléctricas son siempre múltiplos de una carga unitaria: P. Dirac, Proc. Roy. Soc. A 133, 60 (1931). <<

^[301] Uno de los episodios más extraños de la física experimental fue la supuesta detección de un monopolo magnético en un detector del Departamento de Física de la Universidad de Stanford el 14 de febrero de 1982, lo que se denominó después el «monopolo de San Valentín». Nunca se explicó y nunca pudo replicarse. Se sospechaba que se trataba de algún tipo de sofisticada broma pesada al experimentador, Blas Cabrera, porque de ser cierto reflejaría una abundancia general de monopolos, discrepando con multitud de otras observaciones. <<

^[302] Para un comentario contemporáneo, véase J. D. Barrow, «Cosmology and Elementary Particles» («Cosmología y partículas elementales»), Fundamentals of Cosmic Physics 8, 83 (1983). <<

^[303] Troilo y Crésida I, III, 345. <<

^[304] Como estaban interesados en las fases primigenias del universo, ni la curvatura del espacio ni la constante cosmológica eran importantes, y se podía asumir que eran iguales a cero. <<

^[305] Alan Guth cuenta su propia versión de la historia en su libro, A. Guth, The Inflationary Universe, Addison-Wesley, Reading, Massachusetts (1997). <<

^[306] Las cantidades escalares, como la masa o la temperatura, son simplemente una magnitud que puede cambiar con el tiempo. Las cantidades vectoriales, como la velocidad, tienen, además de magnitud, una dirección. <<

^[307] El estado del vacío en sí parece la constante cosmológica de Einstein porque es la única tensión que tiene el mismo aspecto para todos los observadores, independientemente de su movimiento. Esto es necesario para un estado del vacío de mínima energía localmente porque, en caso contrario, se podría crear un nivel de energía menor con solo moverse de forma relativa a él, con lo que no puede ser un vacío. <<

^[308] En la teoría cosmológica sin inflación, la expansión es más lenta y no es posible «hacer crecer» toda nuestra parte visible del universo más allá de una región lo bastante pequeña para que las señales lumínicas la crucen en una fase temprana de la historia del universo. Diferentes partes de la región que se expandirá para convertirse en nuestro universo visible acaban, pues, descoordinadas, con diferencias muy pronunciadas de densidad, temperatura y expansión. Específicamente, nuestro universo visible mide unos 10²⁷ cm de extremo a extremo. Sin inflación, si lo comprimimos en un factor de 10²⁷, quedaría encerrado en un volumen de 1 cm. Esta es la compresión correspondiente al momento en que el universo era 10²⁷ veces más caliente, y con una edad de tan solo 10⁻³⁵ segundos. Aunque esto puede parecer muy poco, la distancia que la luz ha podido viajar en ese breve intervalo de tiempo es de solo 3 × 10⁻²⁵ cm, muchísimo menos de 1 cm. La aceleración inflacionaria permite que todo nuestro universo visible actual se haya expandido a partir de una región menor que 3 × 10⁻²⁵ en este momento. <<

^[309] Macbeth I, III, 58. <<

^[310] J. D. Barrow y M. S. Turner publicaron un resumen del taller en «The Inflationary Universe-Birth, Death, and Transfiguration» («El universo inflacionario: nacimiento, muerte y transfiguración»), Nature 298, 801 (1982). Este largo artículo de Nature debe de haber establecido algún tipo de récord, porque se envió escrito a mano y se publicó cinco días más tarde. Las actas del taller se publicaron como G. Gibbons, S. W. Hawking y S. T. C. Siklos (eds.), The Very Early Universe, Cambridge University Press, Cambridge (1983). <<

^[311] Esto lo sugirió por primera vez Ted Harrison en E. R. Harrison, Phys. Rev. D 1, 2726 (1969), y lo utilizó mucho Y. Zeldovich, Mon. Not R. Astron. Soc. 160, 1P (1972). <<

^[312] Se puede acceder a los últimos artículos técnicos del WMAP en: http://​map.gsfc.nasa.gov/​m_mm/​pub_papers/​threeyear.html. <<

^[313] Podría ser estadísticamente menos significativo de lo que parece, o podría estar causado por la supresión de grandes fluctuaciones cercanas al tamaño del universo visible. <<

^[314] Lo más probable es que nuestra «burbuja» se hubiese inflado mucho más de lo necesario para suavizar la región que podemos ver; en caso contrario, se trataría de una coincidencia extraña y más bien anticopernicana. Esto significa que es presumible que nuestro encuentro con unas condiciones, e incluso una física, muy distintas en una burbuja vecina tenga lugar en un futuro muy, muy lejano, cuando todas las estrellas ya hayan muerto. <<

^[315] J. D. Barrow, «Cosmology: A Matter of All or Nothing» («Cosmología: un asunto de todo o nada»), Astronomy and Geophysics 43, 4.9-4.15 (2002). <<

^[316] Citado en John Naughton, The Observer, sección Business and Media, 18 de marzo de 2009. <<

^[317] Citado en el Sunday Times, 4 de mayo de 2008, pág. 15, acerca de su salida de la bancada frontal del partido Conservador. <<

^[318] Más específicamente, estas distintas posibilidades describen los posibles «estados del vacío» de la teoría. Cada uno de estos vacíos posee propiedades particulares que definen la física que surgirá si el universo acaba por evolucionar hacia él y no hacia otro. Si el estado del vacío hubiese sido único, solo habría habido una forma posible de configuración de estos aspectos fundamentales de la Naturaleza. En la teoría de cuerdas, su número es extraordinariamente grande. <<

^[319] E. Calabi, Proceedings of the International Congress of Mathematicians, Amsterdam, vol. 2, Erven P. Noordhoff/North Holland Publishing, Amsterdam (1954), págs. 206-207; S. T. Yau, Communications on Pure and Applied Mathematics 31, 339 (1978). Véase también B. Greene, The Fabric of the Universe, Random House, Nueva York (2004). <<

^[320] F. Denef y M. Douglas, Annals of Physics 322, 1096-1142 (2007). <<

^[321] F. Gmeiner, R. Blumenhagen, G. Honecker, D. Lust y T. Weigand, «One in a Billion: MSSM-like D-brane Statistics» («Una en mil millones: estadísticas de D-branas similares a MSSM»), arXiv:hep-th/0510170. <<