Richard Alley, experto en cambio climático y Premio BBVA Fronteras del Conocimiento. SERGIO ENRÍQUEZ-NISTAL

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Si alguna de estas constantes de la Naturaleza, variaran tan sólo una millonésima, la vida no estaría presente

“En la Física existen una serie de magnitudes que contienen información que es independiente del sistema de medida que elijamos, lo cual es muy valioso no sólo en los cálculos. Además, estos parámetros que fija la naturaleza aparecen en las ecuaciones como parámetros que debemos ajustar lo más que podamos para que nuestras predicciones y nuestros modelos se ajusten a la realidad en la medida de lo posible.

Y aquí es donde viene el problema. Que son parámetros, es decir, su valor cuantitativo no es deducible de la teoría y por tanto hay que medirlo. Y esto añade la dificultad no sólo de idear un experimento, sino de hacerlo lo bastante preciso como para que el modelo sirva para algo.

El Modelo Estándar por ejemplo, que es el paradigma actual en el que se mueve la física de partículas y que recoge las interacciones fundamentales tiene unos 25 parámetros que se deben ajustar. Parámetros tales como la carga eléctrica, la masa, el espín, las constantes de acoplamiento de los campos, que miden la intensidad que éstos tienen, etcétera.

Ya no sólo se trata de averiguar el valor de cada una de ellas. Tampoco sabemos decir de antemano cuantas constantes fundamentales puede haber. Y es evidente que cuantas más constantes hay, más complicado se nos hace nuestro modelo.”

Si miramos hacia atrás en el Tiempo podemos contemplar los avances que la Humanidad logró en los últimos tiempos, caigo en la cuenta de que poco a poco hemos sido capaces de identificar una colección de números mágicos y misteriosos arraigados en la regularidad de la experiencia.

¡Las constantes de la naturaleza!

Dan al universo su carácter distintivo y lo hace singular, distinto a otros que podría nuestra imaginación inventar. Estos números misteriosos, a la vez que dejan al descubierto nuestros conocimientos, también dejan al desnudo nuestra enorme ignorancia sobre el universo que nos acoge. Las medimos con una precisión cada vez mayor y modelamos nuestros patrones fundamentales de masa y tiempo alrededor de su invarianza; no podemos explicar sus valores.

Nunca nadie ha explicado el valor numérico de ninguna de las constantes de la naturaleza. ¿Recordáis el 137? Ese número puro, adimensional, que guarda los secretos del electrón (e), de la luz (c) y del cuanto de acción (h). Hemos descubierto otros nuevos, hemos relacionado los viejos y hemos entendido su papel crucial para hacer que las cosas sean como son, pero la razón de sus valores sigue siendo un secreto profundamente escondido.

Buscar esos secretos ocultos implica que necesitamos desentrañar la teoría más profunda de todas y la más fundamental de las leyes de la naturaleza: descubrir si las constantes de la naturaleza que las definen están determinadas y conformadas por alguna consistencia lógica superior o si, por el contrario, sigue existiendo un papel para el azar.

Si estudiamos atentamente las constantes de la naturaleza nos encontramos con una situación muy peculiar. Mientras parece que ciertas constantes estuvieran fijadas, otras tienen espacio para ser distintas de las que son, y algunas no parecen afectadas por ninguna otra cosa del ­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­­- o en el – universo.

¿Llegaron estos valores al azar?

¿Podrían ser realmente distintos?

¿Cuán diferentes podrían ser para seguir albergando la existencia de seres vivos en el universo?

En 1.986, el libro The Anthropic Cosmological Principle exploraba las diez maneras conocidas en que la vida en el universo era sensible a los valores de las constantes universales. Universos con constantes ligeramente alteradas nacerían muertos, privados del potencial para desarrollar y sostener la complejidad que llamamos vida.

En la literatura científica puede encontrarse todo tipo de coincidencias numéricas que involucran a los valores de las constantes de la naturaleza. He aquí algunas de las fórmulas propuestas (ninguna tomada en serio) para la constante  de estructura fina.

Valor experimental: 1/α = 137’035989561…

• Lewis y Adams: 1/α = 8π (8π⁵ / 15)^1/3 = 137’384
• Eddington: 1/α = (16² – 16) / 2 + 16 – 1 = 137
• Wiler: 1/α = (8π⁴ / 9)(2⁴5! / π⁵)^1/4 = 137’036082
• Aspden y Eagles: 1/α = 108π (8 / 1.843)^1/6 = 137’035915

Por supuesto, si la teoría M da al fin con una determinación del valor de 1/α podría parecerse perfectamente a una de estas fórmulas especulativas. Sin embargo ofrecería un amplio y constante edificio teórico del que seguiría la predicción.

También tendría que haber, o mejor, que hacer, algunas predicciones de cosas que todavía no hemos medido; por ejemplo, las siguientes cifras decimales de 1/α, que los futuros experimentadores podrían buscar y comprobar con medios más adelantados que los que ahora tenemos, a todas luces insuficientes en tecnología y potencia.

Todos estos ejercicios de juegos mentales numéricos se acercan de manera impresionante al valor obtenido experimentalmente, pero el premio para el ingeniero persistente le corresponde a Gary Adamson, cuya muestra de 137-logía se mostraron en numerosas publicaciones.

Estos ejemplos tienen al menos la virtud de surgir de algún intento de formular una teoría de electromagnetismo y partículas. Pero hay también matemáticos “puros” que buscan cualquier combinación de potencias de números pequeños y constantes matemáticas importantes, como π, que se aproxime al requerido 137’035989561… He aquí algún ejemplo de este tipo.

• Robertson: 1/α = 2^-19/4 3^10/3 5^17/4 π^-2 = 137’03594
• Burger: 1/α = (137² + π²)^1/2 = 137’0360157

Unidades naturales que no inventó el hombre

Ni siquiera el gran físico teórico Werner Heisenberg pudo resistirse a la ironía o irónica sospecha de que…

“En cuanto al valor numérico, supongo que 1/α = 2⁴ 3³ / π, pero por supuesto es una broma.”

Arthur Eddington, uno de los más grandes astrofísicos del siglo XX y una notable combinación de lo profundo y lo fantástico, más que cualquier figura moderna, fue el responsable impulsor de poner en marcha los inacabables intentos de explicar las constantes de la naturaleza mediante auténticas proezas de numerología pura. Él también advirtió un aspecto nuevo y especular de las constantes de la naturaleza.

“He tenido una visión muy extraña, he tenido un sueño; supera el ingenio del hombre decir qué sueño era. El hombre no es más que un asno cuando tiene que exponer este sueño. Se llamará el sueño del fondo, porque no tiene fondo.”

A. S. Eddington

 

“El conservadurismo recela del pensamiento, porque el pensamiento en general lleva a conclusiones erróneas, a menos que uno piense muy, muy intensamente.”

Roger Scruton

 

 

Todo lo que existe… ¡Tiene una explicación!

 

Hay que prestar atención a las coincidencias. Uno de los aspectos más sorprendentes en el estudio del universo astronómico durante el siglo XX, ha sido el papel desempeñado por la coincidencia: que existiera, que fuera despreciada y que fuera recogida. Cuando los físicos empezaron a apreciar el papel de las constantes en el dominio cuántico y a explorar y explorar la nueva teoría de la gravedad de Einstein para describir el universo en conjunto, las circunstancias eran las adecuadas para que alguien tratara de unirlas.

Entró en escena Arthur Eddington; un extraordinario científico que había sido el primero en descubrir cómo se alimentaban las estrellas a partir de reacciones nucleares. También hizo importantes contribuciones a nuestra comprensión de la galaxia, escribió la primera exposición sistemática de la teoría de la relatividad general de Einstein y fue el responsable de verificar, en una prueba decisiva durante un eclipse de Sol, la veracidad de la teoría de Einstein en cuanto a que el campo gravitatorio del Sol debería desviar la luz estelar que venía hacia la Tierra en aproximadamente 1’75 segmentos de arco cuando pasaba cerca de la superficie solar, y así resultó.

Albert Einstein y Arthur Stanley Eddington se conocieron y se hicieron amigos. Se conservan fotos de los dos juntos conversando sentados en un banco en el jardín de Eddington en el año 1.930, donde fueron fotografiados por la hermana del dueño de la casa.

Aunque Eddington era un hombre tímido con pocas dotes para hablar en público, sabía escribir de forma muy bella, y sus metáforas y analogías aún las utilizan los astrónomos que buscan explicaciones gráficas a ideas complicadas. Nunca se casó y vivió en el observatorio de Cambridge, donde su hermana cuidaba de él y de su anciana madre.

Eddington creía que a partir del pensamiento puro sería posible deducir leyes y constantes de la naturaleza y predecir la existencia en el universo de cosas como estrellas y galaxias. ¡Se está saliendo con la suya!

Entre los números de Eddington, uno lo consideró importante y lo denominó “número de Eddington”, que es igual al número de protones del universo visible. Eddington calculó (a mano) este número enorme y de enorme precisión en un crucero trasatlántico concluyendo con esta memorable afirmación.

“Creo que en el universo hay

15.747.724.136.275.002.577.605.653.961.181.555.468.044.717.914.527.116.709.366.231.425.076.185.631.031.296

protones y el mismo número de electrones.”

 

Este número enorme, normalmente escrito N_Edd, es aproximadamente igual a 10⁸⁰. Lo que atrajo la atención de Eddington hacia él era el hecho de que debe ser un número entero, y por eso en principio puede ser calculado exactamente.

Durante la década de 1.920, cuando Eddington empezó su búsqueda para explicar las constantes de la naturaleza, no se conocían bien las fuerzas débil y fuerte, y las únicas constantes dimensionales de la física que sí se conocían e interpretaban con confianza eran las que definían la gravedad y las fuerzas electromagnéticas.

No siempre sabemos valorar la grandeza a la que puede llegar la mente humana: “… puedan haber accedido a ese mundo mágico de la Naturaleza para saber ver primero y desentrañar después, esos números puros y adimensionales …”

Eddington las dispuso en tres grupos o tres puros números adimensionales. Utilizando los valores experimentales de la época, tomó la razón entre las masas del protón y del electrón:

m_p / m_e ≈ 1.840

La inversa de la constante de estructura fina:

2πhc / e² ≈ 137

Y la razón entre la fuerza gravitatoria y la fuerza electromagnética entre un electrón y un protón:

e² / Gm_pm_e ≈ 10⁴⁰

A éstas unió o añadió su número cosmológico, N_Edd ≈ 10⁸⁰.

¿No cabría la posibilidad de que todos los grandes sucesos presentes correspondan a propiedades de este Gran Número [1040] y, generalizando aún más, que la historia entera del universo corresponda a propiedades de la serie entera de los números naturales…? Hay así una posibilidad de que el viejo sueño de los filósofos de conectar la naturaleza con las propiedades de los números enteros se realice algún día.

Eddington a  estos cuatro números los llamó “las constantes últimas”, y la explicación de sus valores era el mayor desafío de la ciencia teórica.

“¿Son estas cuatro constantes irreducibles, o una unificación posterior de la física demostrará que alguna o todas ellas pueden ser prescindibles?

¿Podrían haber sido diferentes de los que realmente son?”

 

De momento, con certeza nadie ha podido contestar a estas dos preguntas que, como tantas otras, están a la espera de esa Gran Teoría Unificada del Todo, que por fin nos brinde las respuestas tan esperadas y buscadas por todos los grandes físicos del mundo. ¡Es todo tan complejo! ¿Acaso es sencillo y no sabemos verlo? Seguramente un poco de ambas cosas; no será tan complejo, pero nuestras mentes aún no están preparadas para ver su simple belleza. Una cosa es segura, la verdad está ahí, esperándonos.

Para poder ver con claridad no necesitamos gafas, sino evolución. Hace falta alguien que, como Einstein hace 100 años, venga con nuevas ideas y revolucione el mundo de la física que, a comienzos del siglo XXI, está necesitada de un nuevo y gran impulso. ¿Quién será el elegido? Por mi parte me da igual quién pueda ser, pero que venga pronto. Quiero ser testigo de los grandes acontecimientos que se avecinan, la teoría de supercuerdas y mucho más.

emilio silvera

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En una supernova, en orden decreciente tenemos la secuencia de núcleos H, He, O, C, N, Fe, que coincide bastante bien con una ordenación en la tabla periódica que es:

H, He, (Li, Be, B) C, N, O… Fe

¿Apreciáis la maravilla? Las estrellas brillan en el cielo para hacer posible que nosotros estemos aquí descubriendo los enigmas del universo y… de la vida inteligente.

Pero está claro que todo el proceso estelar evolutivo inorgánico nos condujo desde el simple gas y polvo cósmico a la formación de estrellas y nebulosas solares hasta los planetas, la Tierra en particular, en cuyo medio ígneo describimos la formación de las estructuras de los silicatos, desplegándose con ello una enorme diversidad de composiciones, formas y colores, asistiéndose, por primera vez en la historia de la materia, a unas manifestaciones que contrastan con las que hemos mencionado en relación al proceso de las estrellas.

Desde el punto de vista del orden es la primera vez que nos encontramos con objetos de tamaño comparables al nuestro, en los que la ordenación de sus constituyentes es el rasgo más característico.

Al mismo tiempo nos ha parecido reconocer que esos objetos, es decir, sus redes cristalinas “reales”, almacenan información (memoria) que se nos muestra muy diversa y que puede cobrar interés en ciertos casos, como el de los microcristales de arcilla, en los que, según Cairns-Smith, puede incluso llegar a transmitirse.

Porque, ¿qué sabemos en realidad de lo que llamamos materia inerte? Lo único que sabemos de ella son los datos referidos a sus condiciones físicas de dureza, composición, etc; en otros aspectos ni sabemos si pueden existir otras propiedades distintas a las meramente físicas.

¿No os hace pensar que nosotros estemos hechos, precisamente, de lo que llamamos materia inerte?

Pero el mundo inorgánico es sólo una parte del inmenso mundo molecular. El resto lo constituye el mundo orgánico, que es el de las moléculas que contienen carbono y otros átomos y del que quedan excluidos, por convenio y características especiales, los carbonatos, bicarbonatos y carburos metálicos, los cuales se incluyen en el mundo inorgánico.

Según he podido explicar en muchos otros trabajos, los quarks u y d se hallan en el seno de los nucleones (protones y neutrones) y, por tanto, en los núcleos atómicos. Hoy día, éstos se consideran como una subclase de los hadrones.

La composición de los núcleos (lo que en química se llama análisis cualitativo) es extraordinariamente sencilla, ya que como es sabido, constan de neutrones y protones que se pueden considerar como unidades que dentro del núcleo mantienen su identidad. Tal simplicidad cualitativa recuerda, por ejemplo, el caso de las series orgánicas, siendo la de los hidrocarburos saturados la más conocida. Recordad que su fórmula general es , lo que significa que una molécula de hidrocarburo contiene n átomos de carbono (símbolo C) y (2n+2) átomos de hidrógeno (símbolo H).

El número de protones y neutrones determina al elemento, desde el hidrógeno (el más simple), al uranio (el más complejo), siempre referido a elementos naturales que son 92; el resto son artificiales, los conocidos transuránicos en cuyo grupo están el einstenio o el plutonio, artificiales todos ellos.

Los núcleos, como sistemas dinámicos de nucleones, pertenecen obviamente a la microfísica y, por consiguiente, para su descripción es necesario acudir a la mecánica cuántica. La materia, en general, aunque presumimos de conocerla, en realidad, nos queda mucho por aprender de ella.

Hablemos un poco de moléculas.

El número de especímenes atómicos es finito, existiendo ciertas razones para suponer que hacia el número atómico 173 los correspondientes núcleos serían inestables, no por razones intrínsecas de inestabilidad “radiactiva” nuclear, sino por razones relativistas. Ya antes me referiría a las especies atómicas, naturales y artificiales que son de unos pocos millares; en cambio, el número de moléculas conocidas hasta ahora comprende varios millones de especímenes, aumentando continuamente el número de ellas gracias a las síntesis que se llevan a cabo en numerosos laboratorios repartidos por todo el mundo.

Una molécula es una estructura con individualidad propia, constituida por núcleos y electrones. Obviamente, en una molécula las interacciones deben tener lugar entre núcleos y electrones, núcleos y núcleos y electrones y electrones, siendo del tipo electromagnético.

Debido al confinamiento de los núcleos, el papel que desempeñan, aparte del de proporcionar la casi totalidad de la masa de la molécula, es poco relevante, a no ser que se trate de moléculas livianas, como la del hidrógeno. De una manera gráfica podríamos decir que los núcleos en una molécula constituyen el armazón de la misma, el esqueleto, cuya misión sería proporcionar el soporte del edificio. El papel más relevante lo proporcionan los electrones y en particular los llamados de valencia, que son los que de modo mayoritario intervienen en los enlaces, debido a que su energía es comparativamente inferior a la de los demás, lo que desempeña un importante papel en la evolución.

Desde las moléculas más sencilla, como la del hidrógeno con un total de 2 electrones, hasta las más complejas, como las de las proteínas con muchos miles de ellos, existe toda una gama, según decía, de varios millones.  Esta extraordinaria variedad de especies moleculares contrasta con la de las especies nucleares e incluso atómicas.

Sin entrar en las posibles diferencias interpretativas de estas notables divergencias, señalaré que desde el punto de vista de la información, las especies moleculares la poseen en mucho mayor grado que las nucleares y atómicas.

Dejando aparte los núcleos, la información que soportan los átomos se podría atribuir a la distribución de su carga eléctrica, y en particular a la de los electrones más débilmente ligados. Concretando un poco se podría admitir que la citada información la soportan los orbitales atómicos, pues son precisamente estos orbitales las que introducen diferencias “geométricas” entre los diferentes electrones corticales.

La fporma en que son ocupados los electrones de un átomo en su estado fundamental o bosal ocuparán los niveles de más baja energía posible, de acuerdo con el Principio de excliusión de Pauli. Por tanto, para escribir la configuración electrónica de un elemento, se deben seguir ciertas reglas.

Justamente esa información es la que va a determinar las capacidades de unión de unos átomos con otros, previo el “reconocimiento” entre los orbitales correspondientes. De acuerdo con la mecánica cuántica, el número de orbitales se reduce a unos pocos. Se individualizan por unas letras, hablándose de orbitales s, p, d, f, g, h. Este pequeño número nos proporciona una gran diversidad.

La llamada hibridación (una especie de mezcla) de orbitales es un modo de aumentar el número de mensajes, esto es, la información, bien entendido que esta hibridación ocurre en tanto y en cuanto dos átomos se preparan para enlazarse y formar una molécula. En las moléculas, la información, obviamente, debe abarcar todo el edificio, por lo que en principio parece que debería ser más rica que en los átomos. La ganancia de información equivale a una disminución de entropía; por esta razón, a la información se la llama también negantropía.

En términos electrónicos, la información se podría considerar proporcionada por un campo de densidad eléctrica, con valles, cimas, collados, etc, es decir, curvas isoelectrónicas equivalentes formalmente a las de nivel en topografía. Parece razonable suponer que cuanto más diverso sean los átomos de una molécula, más rica y variada podrá ser su información, la información que pueda soportar.

La enorme variedad de formas, colores, comportamientos, etc que acompaña a los objetos, incluidos los vivientes, sería una consecuencia de la riqueza en la información que soportan las moléculas (y sus agregados) que forman parte de dichos objetos. Ello explicaría que las moléculas de la vida sean en general de grandes dimensiones (macromoléculas). La inmensa mayoría de ellas contiene carbono. Debido a su tetravalencia y a la gran capacidad que posee dicho átomo para unirse consigo mismo, dichas moléculas pueden considerarse como un esqueleto formado por cadenas de esos átomos.

El carbono no es el único átomo con capacidad para formar los citados esqueletos. Próximos al carbono en la tabla periódica, el silicio, fósforo y boro comparten con dicho átomo esa característica, si bien en un grado mucho menor.

“Los ladrillos básicos de la vida flotan en el espacio: son moléculas orgánicas, forjadas en el interior de frías y espesas nubes de gas y polvo. Materiales que, gracias a los ciclos vitales de las estrellas, terminan desparramándose por todas partes, “contaminando” el medio interestelar. Y con un poco de suerte, pueden incorporarse a la materia prima que dará origen a nuevos soles y planetas. Durante las últimas décadas, los telescopios y radiotelescopios han detectado la presencia de estas estructuras, basadas en el carbono, en varios rincones de nuestra galaxia. Sin embargo, también se han descubierto distintas clases de moléculas orgánicas en nuestra vecindad más inmediata: hay montones de cometas, asteroides y satélites del Sistema Solar salpicados por esos compuestos químicos. Son los mismos que, día a día, y sin que nos demos cuenta, “llueven” sobre la Tierra, a bordo de partículas rocosas y meteoritos. Y todo indica que esa lluvia orgánica fue tremendamente más intensa durante la violenta infancia del planeta, hace más de 4000 millones de años. Es más, el primigenio aporte cósmico podría extenderse –vía cometas- incluso al agua, socia inseparable de la biología.”

“Las primeras pistas sobre la presencia de moléculas orgánicas cósmicas llegaron en 1937, con la detección (mediante espectroscopia) de combinaciones simples de átomos de hidrógeno y carbono en masas gaseosas del medio interestelar. El siguiente hito se hizo esperar, pero valió la pena: a fines de los ´60, y mediante técnicas de radioastronomía, se descubrieron moléculas de agua y amoníaco (NH3). La cosa iba tomando color. Sin embargo, había un problema: la radiación ultravioleta de las estrellas difícilmente permitiría la formación de moléculas más complejas. Por lo tanto, si efectivamente existían, esas moléculas debían forjarse en ambientes protegidos. Y qué mejor que buscarlas en el interior de las densas, opacas y frías nubes de hidrógeno molecular (H2) que se esconden en las grandes nebulosas. Allí, los átomos de oxígeno, carbono, o nitrógeno (forjados en el interior de estrellas que, al morir, los devolvieron al espacio) pueden combinarse tranquilamente con los de hidrógeno, formando un amplio repertorio de moléculas, entre ellas, largas cadenas de hidrocarburos (combinaciones de hidrógeno y carbono), y todo un surtido de nitrilos (formados por carbono y nitrógeno), compuestos que son especialmente importantes desde el punto de vista biológico (ciertos nitrilos, por ejemplo, pueden reaccionar con agua líquida, dando lugar a aminoácidos, los bloques químicos que forman parte de las proteínas y ácidos nucleicos). “

Acordáos de cuando publiqué  aquella noticia de que Astrónomos de la NASA habían logrado descubrir las esquivas moléculas de carbono en el espacio, conocidas por los especialistas como “Buckyball”.  Las Buckyball son moléculas que tienen la forma de un balón de fútbol y fueron observadas por primera vez en un laboratorio hace ahora cerca de 30 años. Su nombre se debe a que su forma recuerda a las cúpulas geodésicas diseñadas por el arquitecto Buckminster Fuller,  las que se caracterizan por círculos entrelazados en la superficie de una esfera parcial.

Lo dicho, la Naturaleza nunca dejará de asombrarnos.

emilio silvera

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La radiación alfa consiste en núcleos de helio-4 (4He) y es detenida fácilmente por una hoja de papel. La radiación Beta que consiste en electrones, es detenida por una placa de aluminio. La radiación gamma es finalmente absorbida cuando penetra en un material denso. El plomo es bueno en la absorción de la radiación gamma, debido a su densidad.

¿Qué no será capaz de inventar el hombre para descubrir los misterios de la naturaleza?

Ha pasado mucho tiempo desde que Rutherford identificara la primera partícula nuclear (la partícula alfa). El camino ha sido largo y muy duro, con muchos intentos fallidos antes de ir consiguiendo los triunfos (los únicos que suenan), y muchos han sido los nombres que contribuyen para conseguir llegar al conocimiento del átomo y del núcleo actual; los electrones circulando alrededor del núcleo, en sus diferentes niveles, con un núcleo compuesto de protones y neutrones que, a su vez, son constituidos por los quarks allí confinados por los gluones, las partículas mediadoras de la fuerza nuclear fuerte. Pero, ¿qué habrá más allá de los quarks?, ¿las supercuerdas vibrantes? Algún día se sabrá.

Partículas

El universo de las partículas es fascinante. Cuando las partículas primarias chocan con átomos y moléculas en el aire, aplastan sus núcleos y producen toda clase de partículas secundarias. En esta radiación secundaria (aún muy energética) la que detectamos cerca de la Tierra, por los globos enviados a la atmósfera superior, han registrado la radiación primaria.

El físico estadounidense Robert Andrews Millikan, que recogió una gran cantidad de información acerca de esta radiación (y que le dio el nombre de rayos cósmicos), decidió que debería haber una clase de radiación electromagnética. Su poder de penetración era tal que, parte del mismo, atravesaba muchos centímetros de plomo. Para Millikan, esto sugería que la radiación se parecía a la de los penetrantes rayos gamma, pero con una longitud de onda más corta.

Otros, sobre todo el físico norteamericano Holly Compton, no estaban de acuerdo en que los rayos cósmicos fuesen partículas. Había un medio para investigar este asunto; si se trataba de partículas cargadas, deberían ser rechazadas por el campo magnético de la Tierra al aproximarse a nuestro planeta desde el espacio exterior. Compton estudió las mediciones de la radiación cósmica en varias latitudes y descubrió que en realidad se curvaban con el campo magnético: era más débil cera del ecuador magnético y más fuerte cerca de los polos, donde las líneas de fuerza magnética se hundían más en la Tierra.

Las partículas cósmicas primarias, cuando entran en nuestra atmósfera, llevan consigo unas energías fantásticas, muy elevadas. En general, cuanto más pesado es el núcleo, más raro resulta entre las partículas cósmicas. Núcleos tan complejos como los que forman los átomos de hierro se detectaron con rapidez; en 1.968, otros núcleos como el del uranio. Los núcleos de uranio constituyen sólo una partícula entre 10 millones. También se incluirán aquí electrones de muy elevada energía.

Ahora bien, la siguiente partícula inédita (después del neutrón) se descubrió en los rayos cósmicos. A decir verdad, cierto físico teórico había predicho ya este descubrimiento. Paul Adrien Dirac había aducido, fundándose en un análisis matemático de las propiedades inherentes a las partículas subatómicas, que cada partícula debería tener su antipartícula (los científicos desean no sólo que la naturaleza sea simple, sino también simétrica). Así pues, debería haber un antielectrón, salvo por su carga que sería positiva y no negativa, idéntico al electrón; y un antiprotón, con carga negativa en vez de positiva.

En 1.930, cuando Dirac expuso su teoría, no llamó demasiado la atención en el mundo de la ciencia. Pero, fiel a la cita, dos años después apareció el antielectrón. Por entonces, el físico americano Carl David Anderson trabajaba con Millikan en un intento por averiguar si los rayos cósmicos eran radiación electromagnética o partículas. Por aquellas fechas, casi todo el mundo estaba dispuesto a aceptar las pruebas presentadas por Compton, según las cuales, se trataría de partículas cargadas; pero Millikan no acababa de darse por satisfecho con tal solución.

La existencia de los pòsitrones puede llegar a ser indefinida, lo que ocurre es que, al estar en un universo repleto de electrones, cuando apenas han iniciado su veloz carrera se encuentran con uno y, su carrera, dura apenas una millonésima de segundo y, el electrón y el positrón quedan asociados y giran alrededor de un centro de fuerza común

Anderson se propuso averiguar si los rayos cósmicos que penetraban en una cámara de ionización se curvaban bajo la acción de un potente campo magnético. Al objeto de frenar dichos rayos lo suficiente como para detectar la curvatura, si la había, puso en la cámara una barrera de plomo de 6’35 mm de espesor. Descubrió que, cuando cruzaba el plomo, la radiación cósmica trazaba una estela curva a través de la cámara; y descubrió algo más. A su paso por el plomo, los rayos cósmicos energéticos arrancaban partículas de los átomos de plomo. Una de esas partículas dejó una estela similar a la del electrón. ¡Allí estaba, pues, el antielectrón de Dirac! Anderson le dio el nombre de positrón. Tenemos aquí un ejemplo de radiación secundaria producida por rayos cósmicos. Pero aún había más, pues en 1.963 se descubrió que los positrones figuraban también entre las radiaciones primarias.

Abandonado a sus propios medios, el positrón es tan estable como el electrón (¿y por qué no habría de serlo si el idéntico al electrón, excepto en su carga eléctrica?). Además, su existencia puede ser indefinida. Ahora bien, en realidad no queda abandonado nunca a sus propios medios, ya que se mueve en un universo repleto de electrones. Apenas inicia su veloz carrera (cuya duración ronda la millonésima de segundo), se encuentra ya con uno.

Así, durante un momento relampagueante quedaron asociados el electrón y el positrón; ambas partículas girarán en torno a un centro de fuerza común. En 1.945, el físico americano Arthur Edwed Ruark sugirió que se diera el nombre de positronio a este sistema de dos partículas, y en 1.951, el físico americano de origen austriaco  Martin Deutsch consiguió detectarlo guiándose por los rayos gamma característicos del conjunto.

Pero no nos confundamos, aunque se forme un sistema positronio, su existencia durará, como máximo, una diezmillonésima de segundo. El encuentro del electrón-positrón provoca un aniquilamiento mutuo; sólo queda energía en forma de radiación gamma. Ocurre pues, tal como había sugerido Einstein: la materia puede convertirse en energía y viceversa. Por cierto, que Anderson consiguió detectar muy pronto el fenómeno inverso: desaparición súbita de rayos gamma para dar origen a una pareja electrón-positrón. Este fenómeno se llama producción en pareja. Anderson compartió con Hess el premio Nobel de Física de 1.936.

Poco después, los Joliot-Curie detectaron el positrón por otros medios, y al hacerlo así realizaron, de paso, un importante descubrimiento. Al bombardear los átomos de aluminio con partículas alfa, descubrieron que con tal sistema no sólo se obtenían protones, sino también positrones. Cuando suspendieron el bombardeo, el aluminio siguió emitiendo positrones, emisión que sólo con el tiempo se debilitó. Aparentemente habían creado, sin proponérselo, una nueva sustancia radiactiva. He aquí la interpretación de lo ocurrido según los Joliot-Curie: cuando un núcleo de aluminio absorbe una partícula alfa, la adición de los dos protones transforma el aluminio (número atómico 13) en fósforo (número atómico 15). Puesto que las partículas alfa contienen cuatro nucleones en total, el número masivo se eleva 4 unidades, es decir, del aluminio 27 al fósforo 31. Ahora bien, si al reaccionar se expulsa un protón de ese núcleo, la reducción en una unidad de sus números atómicos y masivos hará surgir otro elemento, o sea, el silicio 30.

Puesto que la partícula alfa es el núcleo del helio, y un protón es el núcleo del hidrógeno, podemos escribir la siguiente ecuación de esta reacción nuclear:

aluminio 27 + helio 4 = silicio 30 + hidrógeno 1

Nótese que los números másicos se equilibran:

27 + 4 = 30 + 1

Adentrarse en el universo de las partículas que componen los elementos de la tabla periódica, y en definitiva, la materia conocida, es verdaderamente fantástico.

Tan pronto como los Joliot-Curie crearon el primer isótopo radiactivo artificial, los físicos se lanzaron en tropel a producir tribus enteras de ellas. En realidad, las variedades radiactivas de cada elemento en la tabla periódica son producto de laboratorio. En la moderna tabla periódica, cada elemento es una familia con miembros estables e inestables, algunos procedentes de la naturaleza, otros sólo del laboratorio. Por ejemplo, el hidrógeno presenta tres variedades: en primer lugar, el corriente, que tienen un solo protón. En 1.932, el químico Harold Urey logró aislar el segundo. Lo consiguió sometiendo a lenta evaporación una gran cantidad de agua, de acuerdo con la teoría de que los residuos representarían una concentración de la forma más pesada del hidrógeno que se conocía, y, en efecto, cuando se examinaron al espectroscopio las últimas gotas de agua no evaporadas, se descubrió en el espectro una leve línea cuya posición matemática revelaba la presencia de hidrógeno pesado.

El núcleo de hidrógeno pesado está constituido por un protón y un neutrón. Como tiene un número másico de 2, el isótopo es hidrógeno. Urey llamó a este átomo deuterio (de la voz griega deutoros, “segundo”), y el núcleo deuterón. Una molécula de agua que contenga deuterio se denomina agua pesada, que tiene puntos de ebullición y congelación superiores al agua ordinaria, ya que la masa del deuterio es dos veces mayor que la del hidrógeno corriente. Mientras que ésta hierve a 100º C y se congela a 0º C, el agua pesada hierve a 101’42º C y se congela a 3’79º C. El punto de ebullición del deuterio es de -23’7º K, frente a los 20’4º K del hidrógeno corriente. El deuterio se presenta en la naturaleza en la proporción de una parte por cada 6.000 partes de hidrógeno corriente. En 1.934 se otorgó a Urey el premio Nobel de Química por su descubrimiento del deuterio.

El deuterio resultó ser una partícula muy valiosa para bombardear los núcleos. En 1.934, el físico australiano Marcus Lawrence Edwin Oliphant y el austriaco P. Harteck atacaron el deuterio con deuterones y produjeron una tercera forma de hidrógeno, constituido por un protón y dos neutrones. La reacción se planteó así:

hidrógeno 2 + hidrógeno 2 = hidrógeno 3 + hidrógeno 1

Este nuevo hidrógeno superpesado se denominó tritio (del griego tritos, “tercero”); su ebullición a 25º K y su fusión  a 20’5º K.

Como es mi costumbre, me desvío del tema y sin poderlo evitar, mis ideas (que parecen tener vida propia), cogen los caminos más diversos. Basta con  un fugaz recuerdo; lo sigo y me lleva a destinos distintos de los que me propuse al comenzar. Así, en este caso, me pasé a la química, que también me gusta mucho y está directamente relacionada con la física; de hecho son hermanas: la madre, las matemáticas, la única que finalmente lo podrá explicar todo.

emilio silvera

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