Un figurante vuelve al escenario. El 8 de septiembre de 2026, Physical Review Letters publica un artículo de siete páginas en el que Rishav Roshan, de la Universidad de Southampton, y Sudipta Show, del Instituto Indio de Tecnología de Kanpur, devuelven el protagonismo a un neutrino pesado que casi todos los cálculos habían dejado de lado. Su tesis: esa partícula pudo dominar el universo primitivo y mover el punto en el que la materia se impone a la antimateria. Ninguna observación sostiene todavía el escenario. El mecanismo, sin embargo, es sólido, y deja una huella posible en las ondas gravitacionales.

El neutrino que sobraba en las ecuaciones

Un neutrino es una partícula sin carga eléctrica y casi sin masa. Atraviesa la materia corriente como una bala atraviesa la niebla. El Sol produce una cantidad astronómica: cada segundo, unos 65 000 millones atraviesan un centímetro cuadrado de la Tierra. Casi todos pasan sin dejar la menor huella.

Durante mucho tiempo se creyó que carecía de masa. Los experimentos de oscilación cambiaron el panorama. Un neutrino puede cambiar de sabor en pleno vuelo, pasar de una familia a otra, y ese cambio solo es posible si posee una masa. Faltaba explicar por qué esa masa es tan pequeña, millones de veces menor que la del electrón.

La respuesta más elegante tiene un nombre muy gráfico. El mecanismo del balancín, el seesaw de los artículos técnicos, añade al modelo estándar unos compañeros pesados, los neutrinos dextrógiros, versiones invisibles y masivas de los neutrinos que conocemos. Cuanto más masivos son esos compañeros, más ligero se vuelve el neutrino visible. El principio se parece a una barra con un contrapeso: una masa enorme en un extremo levanta casi sin esfuerzo el platillo del otro lado.

Resulta que dos de esos neutrinos pesados bastan para reproducir las diferencias de masa medidas. Los teóricos trabajan por tanto con un modelo mínimo, de solo dos compañeros. El tercero, anotado N₃, está tan poco acoplado a las demás partículas que se cae del cálculo. Se borra de las ecuaciones, como un detalle sin consecuencias. Ese figurante es el que los dos investigadores vuelven a poner en escena.

Su argumento cabe en una frase. Un acoplamiento minúsculo no solo hace discreta a la partícula. También la hace muy difícil de desintegrar. Un neutrino casi invisible es un neutrino que vive mucho tiempo. «Este neutrino pesado desacoplado se ha descartado durante mucho tiempo como un detalle de fondo sin interés en la física de partículas», resume Rishav Roshan en el comunicado de su universidad.

Cuerdas de módulos ópticos esféricos de IceCube suspendidas en el hielo azulado del polo Sur, recreación del detector de neutrinos.
Los detectores de neutrinos como IceCube, enterrados en el hielo antártico, vigilan el paso de partículas que atraviesan casi todo sin interactuar. Crédito: Jamie Yang, IceCube Collaboration.

Mil millones de fotones por cada partícula de materia

El problema que ataca el artículo es el más antiguo de la cosmología moderna. Al principio, materia y antimateria se habrían fabricado en cantidades casi iguales. Pero esas dos familias se aniquilan al menor contacto y liberan energía. Si la igualdad hubiera sido perfecta, solo habría quedado luz, y ni una sola estrella.

La realidad es más generosa. Por cada partícula de materia que sobrevivió, el universo cuenta con unos mil millones de fotones. Un desequilibrio de una parte en mil millones bastó para poblar el cosmos. Sin él, no hay galaxias, ni planetas, ni nosotros.

En 1967, Andréi Sájarov enumeró los tres ingredientes necesarios para fabricar ese exceso. Hace falta una interacción que no conserve el número de bariones, esas partículas pesadas que componen los núcleos. También hace falta una diferencia de comportamiento entre materia y antimateria, lo que los físicos llaman violación de la simetría CP. Y hace falta, por último, una etapa fuera de equilibrio, un momento en el que el plasma ya no puede compensar lo que ocurre.

La leptogénesis, propuesta en 1986 por Masataka Fukugita y Tsutomu Yanagida, reúne los tres. Los neutrinos pesados se desintegran fuera de equilibrio y producen un poco más de leptones que de antileptones, las partículas de la familia del electrón. Unos procesos colectivos del plasma primordial, llamados esfalerones, convierten después cerca de un tercio de ese exceso en bariones. La receta funciona, siempre que se sepa dosificar los ingredientes.

Trazos curvos de partículas cargadas en la cámara de burbujas de 15 pies de Fermilab tras la interacción de un neutrino, en abril de 1976.
Los trazos curvos de una interacción de neutrino en la cámara de burbujas de 15 pies de Fermilab, en 1976. El universo habría terminado casi vacío si materia y antimateria hubieran seguido a la par. Crédito: Fermilab.

El interruptor que decide el sabor de los leptones

Los leptones cargados, es decir, el electrón, el muón y el tau, interactúan con el bosón de Higgs, la partícula que les da su masa. Esa interacción, llamada de Yukawa, no está siempre activa. Su ritmo depende de la temperatura, y hay que compararlo con el de la expansión del universo, que marca la cadencia de todo lo demás.

El resultado es un interruptor. Por encima de cierta temperatura, la interacción es demasiado lenta para seguir a la expansión y se queda apagada. Por debajo, toma el mando y separa los sabores. Ese cambio no ocurre al mismo tiempo para las tres familias, porque sus acoplamientos no tienen la misma fuerza. Para el tau, llega hacia 5 × 10¹¹ GeV. Para el muón, hacia 10⁹ GeV. Para el electrón, hacia 5 × 10⁴ GeV.

Estos números se leen como energía, una convención de los físicos de partículas. Un electronvoltio es la energía que gana un electrón al cruzar una diferencia de potencial de un voltio, y un GeV, o gigaelectronvoltio, equivale a mil millones de electronvoltios. Una temperatura de 5 × 10¹¹ GeV corresponde a una energía por partícula más de treinta millones de veces superior a la de las colisiones del LHC, el gran colisionador del CERN.

Aquí está el punto clave del artículo. Si N₃ dominó el universo durante un tiempo, la expansión fue más rápida de lo que se creía, a igual temperatura. El interruptor se enciende entonces más tarde, a una temperatura más baja. Los autores calculan el desfase. Para un N₃ de masa 10¹⁴ GeV y un neutrino ligero de 5 × 10⁻¹² eV, el umbral del tau baja a 7 × 10¹⁰ GeV. Para una masa de 10¹⁵ GeV y un neutrino de 5 × 10⁻¹³ eV, cae a 4,2 × 10¹⁰ GeV. Hasta un factor de diez, en una escala donde cada factor cuenta.

La consecuencia es concreta. Un neutrino pesado N₁ de 10¹¹ GeV, el que fabrica la asimetría al desintegrarse, queda a un lado u otro del umbral según el escenario. En el universo estándar, la interacción del tau ya está encendida cuando se desintegra, y hay que seguir el sabor de cada leptón. Con N₃, todavía no lo está. Mientras nada mida el sabor, la partícula sigue siendo una mezcla de las tres familias. En cuanto la interacción se enciende, actúa como un instrumento de medida y cada familia hace su propia vida.

El mismo N₁, con la misma masa, ya no cuenta la misma historia. El desfase del umbral cambia la forma en que los físicos llevan sus cuentas, y el resultado final sobre la cantidad de materia producida.

Tres temperaturas de equilibrio del sabor tau, en GeV: 5 × 10¹¹ en el universo estándar, luego 7 × 10¹⁰ y 4,2 × 10¹⁰ con N₃.
Cuando N₃ domina el universo primitivo, la expansión es más rápida de lo esperado y el umbral del sabor tau retrocede. Cuanto más corta es la barra, más tarde se enciende la interacción de Yukawa. Infografía: Tracker-1.

Otra receta para fabricar materia

El escenario encaja como un puzle. Un solo acoplamiento minúsculo regula a la vez la vida de N₃, la duración de su dominio y la masa del neutrino más ligero. Tres efectos, un solo mando. Es lo que distingue este modelo de las teorías que añaden un campo oscuro para dominar el universo primitivo. Aquí la partícula ya está en el modelo, y su acción sigue ligada a una magnitud que los experimentos pueden medir.

Los autores comprueban la coherencia sobre un juego de parámetros. Con N₃ a 10¹⁴ GeV, N₁ a 10¹¹ GeV y un neutrino ligero de 5 × 10⁻¹² eV, el cálculo vuelve a caer sobre la cantidad de materia observada. El mecanismo juega con dos efectos opuestos. Por un lado, el desfase del umbral permite una leptogénesis sin distinción de sabores, más eficaz. Por otro, la desintegración tardía de N₃ recalienta el plasma y diluye la asimetría ya fabricada. Cuanto más vive N₃, más diluye. El acuerdo final sale del equilibrio entre los dos.

Seamos precisos sobre cuánto vale esto. Los parámetros están ajustados para caer en el valor correcto. No es una predicción, es una demostración de viabilidad. La fuerza del trabajo está en otro sitio, en el vínculo entre cantidades que, de ordinario, no tienen nada que ver entre sí.

Tres maneras de poner a prueba la teoría

Una teoría sin asidero en la observación vale poco. Esta ofrece al menos tres.

La primera es la masa del neutrino más ligero. El escenario la sitúa entre 10⁻¹² y 10⁻¹⁴ eV. Para hacerse una idea, los experimentos de oscilación miden diferencias de masa del orden de unas milésimas a unas centésimas de electronvoltio, y no dicen nada de la masa absoluta. Los experimentos que la pesan directamente, como KATRIN, que observa la desintegración del tritio, y Project 8, que mide la radiación ciclotrón de un electrón, trabajan a la escala de la fracción de electronvoltio. La predicción queda fuera de alcance. Al menos da una cifra que confrontar, algo que muchos escenarios cosmológicos no hacen.

La segunda es el espectro de las ondas gravitacionales. Una época de dominio de la materia modifica la expansión, y por tanto la forma en que las ondas primordiales se estiran y se diluyen. Los autores citan tres firmas posibles. Quiebres de pendiente en el espectro que produce una red de cuerdas cósmicas, esos defectos topológicos heredados de las transiciones de fase del universo joven. Un fondo cósmico de microondas gravitacionales, el equivalente gravitacional del fondo difuso. Y una radiación de frenado emitida a muy alta frecuencia por las partículas pesadas que se desintegran. Las bajas frecuencias corresponden a las redes de púlsares y a los futuros interferómetros espaciales, las frecuencias del orden del gigahercio piden detectores todavía en estudio. Según los autores, detectar una firma así probaría que existieron partículas masivas y que se desintegraron en el universo primitivo.

Recreación de la sonda LISA Pathfinder de la ESA, demostrador de las tecnologías para detectar ondas gravitacionales en el espacio.
Las ondas gravitacionales primordiales guardan la memoria de la expansión del universo. Una época de dominio de la materia dejaría en ellas una huella. Crédito: ESA.

La tercera es la cosmología de precisión. Un dominio temprano cambia la producción de materia oscura y la historia de la expansión. Los relevamientos que cartografían la estructura del universo, como los de la misión Euclid, acotan la suma de las masas de los neutrinos por sus efectos sobre las galaxias. Si esa suma resulta incompatible con un neutrino muy ligero, el escenario pierde su base. Nada está decidido todavía, pero la teoría no está a salvo de un desmentido.

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