No siempre hemos podido elegir el camino

https://youtu.be/WjLg0YVunxM

Para estudiar una gran estructura del cielo en base a una pequeña parte de su extensión. Ya hemos leído sobre la Nube de Perseo, una de las nubes moleculares más cercanas a nosotros. Las nubes moleculares son grandes masas compuestas es su mayor parte por hidrógeno y algo de polvo, ocupando extensos volúmenes en el disco de nuestra galaxia. En ocasiones sufren un proceso de fragmentación en el que se diferencian zonas de mayor densidad que el resto, y esas zonas, denominadas núcleos densos, irán atrayendo el gas circundante hasta formar estrellas. Cuando las primeras estrellas se forman en estos núcleos densos conforman una asociación OB, denominada así porque las estrellas de tipo espectral O y B son las que dominan esa región de la nube molecular, iluminando su entorno como grandes candelas celestes.

       NGC 1333: la guardería estelar de Perseo

Volvamos a la Nube de Perseo. Se encuentra en el brazo de Orión, a unos 1.000 años luz de distancia, y ocupa un área extensa del cielo, desde la Nebulosa California a las nebulosas NGC 1333 e IC 348, lindando por el oeste con VdB 16 y VdBb 13, ya en la constelación de Aries. En toda la extensión de la nube se encuentran dos principales poblaciones de estrellas, siendo la más añosa la que se organiza en la asociación Perseo OB2, en torno a IC 348, cuyas estrellas se formaron hace unos 5 millones de años. La otra población es mucho más joven, tanto que sus estrellas están naciendo en este mismo momento, como se puede comprobar en las inmediaciones de NGC 1333.

Las grandes nebulosas oscuras que pueden contener más de un millón de masas solares de material y extenderse más de 200 parsecs se conocen como nubes moleculares gigantes. Las más pequeñas, llamadas glóbulos de Bok, tienden a tener menos de 3 años luz de diámetro y contienen menos de 2000 masas solares de material.

                                                                               La nube de Rho Ophiuchi

La nube de Rho Ophiuchi es una nube molecular gigante compuesta de hidrógeno ionizado y en gran parte del polvo oscuro; debe su nombre a la estrella ρ Ophiuchi, ubicada a tres grados al norte de Antares (estrella amarilla), en la constelación de Ofiuco. Es una de las regiones de la formación estelar más cercanas en el Sistema solar; se encuentra a tan sólo 130 parsecs (420 años luz).

Los astrónomos tienen localizadas una buena variedad de Nubes Moleculares Gigantes. Son Nubes masivas de gas y polvo interestelar compuesto fundamentalmente por moléculas. Su diámetro típico es de más de 100 años-luz y las masas varían entre unos pocos cientos de miles hasta diez millones de masas solares. Las NMGs (Nebulosas moleculares gigantes) consisten mayoritariamente  en moléculas de Hidrógeno (H₂, 73% en masa), átomos de Helio (H_e, 25%), partículas de polvo 1%, Hidrógeno atómico neutro (H I, menos del 1%) y un rico cóctel de moléculas interestelares (menos  del 0,1 %).

Arriba podemos contemplar la grandiosa Nebulosa Molecular Orión. Nuestra Galaxia contiene más de 3 000 NMGs, estando las más masivas situadas cerca de la radiofuente Sagitario B2 en el Centro Galáctico. Comprenden la mitad de la masa de toda la materia interestelar, aunque ocupan menos del 1% de su volumen. La densidad de gas promedio es de unas pocas miles de moléculas por cm³.

Las Nebulosas Moleculares Gigantes se encuentran mayoritariamente en los Brazos Espirales de las galaxias de disco,  y son el lugar de mayor nacimiento de estrellas masivas. Este tipo de Nebulosas perduran durante más de 30 millones de años, tiempo durante el cual, sólo una pequeña fracción de su masa es convertida en estrellas. La Nebulosa Molecular Gigante más próxima a nosotros se encuentra en Orión, y está asociada a la Nebulosa de Orión que más arriba podéis ver con sus claros y llamativos colores rojo, azulado y el espeso marrón oscuro molecular, todo ello, adornado por estrellas que brillan ionizando extensas regiones con sus potentes radiaciones ultravioletas.

                     En estas Nebulosas se han detectado moléculas esenciales para la Vida

Arriba una imagen de  NGC 7822 que se asemeja a una gran boca abierta llena de estrellas nuevas. Dentro de la nebulosa, bordes brillantes y formas oscuras se destacan en este paisaje colorido. Oxígeno atómico, hidrógeno y azufre en tonos azul, verde y rojo. Aquí se forman estrellas de manera continuada y van transformando el lugar con los fuertes vientos solares y la radiación de estrellas masivas. Con un diametro de 60 años-luz, la Nebulosa perdura en el espacio interestelar como si de un laboratorio natural se tratara, creando nuevos objetos y transformando la materia. Ahí se mezclan los gases Hidrógeno, Helio, Carbono, Nitrógeno, Oxígeno y otras pequeñas porciones de otros elementos que, forman moléculas que, a veces, alcanzar el nivel necesario para convertirse en los ladrillos necesarios para la vida.

Hermosa Nube Molecular en la Constelación de Cefeo donde ya se han creado cientos de miles de estrellas. Las Nebulosas son el producto residual de las estrellas gigantes y masivas cuando llegan al final de sus vidas y explotan en Súper-Novas, las capas exteriores de la estrella salen eyectadas hacia el espacio interestelar para formar la Nebulosa mientras que, la parte principal de la masa, implosiona, es decir, se contrae sobre sí misma bajo el peso de su propia masa para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.

        Más de 300 discos proto-planetarios – sistemas planetarios en formación

Descubren objetos de masa planetaria en Orión. Particularmente interesantes son las moléculas orgánicas que se encuentran de manera generalizada en las nubes interestelares densas de nuestra Vía Láctea. Alcoholes, éteres, e incluso algún azúcar simple (como el glicoaldehído) poseen abundancias significativas en tales nubes. La detección de la glicina, un aminoácido simple,  en el espacio interestelar se viene intentando desde hace varios años. Pero aunque se tienen indicios muy positivos sobre su presencia en el espacio -algunos meteoritos la tienen presente-, su detección todavía ha de ser confirmada de manera inequívoca. La posibilidad de que existan aminoácidos en el espacio puede tener consecuencias de gran importancia para nuestra comprensión del origen de la vida. Aminoácidos simples, como la glicina, son los ladrillos con los se construyen las cadenas de proteínas y éstas, a su vez, son los constituyentes del ADN.

… Y surgieron las membranas plasmáticas que…

Lo cierto es que es una maravilla que a partir de esa materia “inerte” la Naturaleza haga posible que evolucione hasta los pensamientos al llegar a formarse el protoplasma vivo que dará lugar a células replicantes que con el paso de miles millones de años se conforman en cerebros generadores de ideas y de consciencia. Y, a todo esto, el Carbono es el elemento que hace todo eso posible. No podemos olvidar la importancia que tiene el Carbono para la presencia de la Vida en nuestro planeta y, seguramente, en otros muchos también, y, ese elemento está abundantemente presente en esas Nebulosas moleculares gigantes.

                                                                     

                                                                                     

La nanotecnología puede servir de fuente de energía limpia después de los últimos adelantos científicos. El novedoso procedimiento de generación energética verde llega a producir baterías diez veces más pequeñas que las conocidas. El avance ha venido de la mano de un grupo de científicos de la Universidad del Instituto Tecnológico de Massachusetts, el famoso MIT. Gracias al uso de la nanotecnología, los científicos tienen al alcance reducir el universo diminuto de las baterías que hacen funcionar los equipos electrónicos. El método consiste en un sistema de nanotubos o cables de  carbón que, envueltos en una pátina de combustible, canalizan ondas termoeléctricas, útiles abastecer de energía a productos electrónicos como los ordenadores o los teléfonos móviles.

Otra vez, como siempre me pasa, me desvío del tema principal, se ha cruzado una idea por mi mente y la sigo sin que caiga en la cuenta de que estaba en otros menesteres. A veces, cuando ocurren cosas así, uno se da cuenta de que muchas son las cosas que están relacionadas y, esas conexiones te llevan de lugar a otro sin sentir.

Aquí tenemos la Nube molecular de Orión que es como un motor precursor de la Vida. En un lugar llamado Universitán he podido leer que:

“La Nebulosa de Orión, también conocida como M42, es una de las nebulosas más brillantes y más famosos en el cielo. La formaciónde estrellas brillantes, nubes de gas y una región de estrellas jóvenes y calientes están en la foto izquierda en este mosaico marco de fuerte colorido, que incluye a la nebulosa M43 cerca del centro de la polvorienta y azulada nebulosa de reflexión NGC 1977. Situado en el borde de una gigantesca e invisible nube molecular compleja, los astrónomos han identificado lo que parecen ser numerosos sistemas solares bebé.

 

 

Orión es un zoológico cósmico, con discos protoplanetarios, enanas marrones, movimientos intensos y turbulentos de gas, y los efecto de foto-ionización de estrellas masivas cercanas, así como “balas” supersónicas  -diez veces el diámetro de la órbita de Plutón y con átomos de hierro al rojo vivo de color azul brillante, que se cree que se han formado hace unos mil años de un hecho violento desconocido.

Más de 13 millones de años por lo menos en uno de los ámbitos de la vida pudo haber comenzado en nubes nebulares. Si se restringe a la Vía Láctea, que es de 13,6 mil millones de años, las combinaciones químicas primero habrían pasado miles de millones de años para convertirse en un organismo auto-replicante, con un genoma de ADN mucho antes de la existencia de la Tierra.”

El Universo nunca dejará de asombrarnos.

Emilio silvera V.

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                                 ¿Por qué la materia no puede moverse más deprisa que la velocidad de la luz?

                                               

                                  Fotones que salen disparados a la velocidad de c. ¿Qué podría seguirlos?

Para contestar esta pregunta hay que advertir al lector que la energía suministrada a un cuerpo puede influir sobre él de distintas maneras. Si un martillo golpea a un clavo en medio del aire, el clavo sale despedido y gana energía cinética o, dicho de otra manera, energía de movimiento.

Si el martillo golpea sobre un clavo, cuya punta está apoyada en una madera dura e incapaz de moverse, el clavo seguirá ganando energía, pero esta vez en forma de calor por rozamiento al ser introducido a la fuerza dentro de la madera.

Albert Einstein demostró en su teoría de la relatividad especial que la masa cabía contemplarla como una forma de energía (E = mc².) Al añadir energía a un cuerpo, esa energía puede aparecer en la forma de masa o bien en otra serie de formas.

A medida que aumenta la velocidad del cuerpo (suponiendo que se le suministra energía de manera constante) es cada vez menor la energía que se convierte en velocidad y más la que se transforma en masa. Observamos que, aunque el cuerpo siga moviéndose cada vez más rápido, el ritmo de aumento de velocidad decrece. Como contrapartida, notamos que gana más masa a un ritmo ligeramente mayor.

Al aumentar aún más la velocidad y acercarse a los 299.792’458 Km/s, que es la velocidad de la luz en el vacío, casi toda la energía añadida entra en forma de masa. Es decir, la velocidad del cuerpo aumenta muy lentamente, pero la masa es la que sube a pasos agigantados. En el momento en que se alcanza la velocidad de la luz, toda la energía añadida se traduce en masa.

El cuerpo no puede sobrepasar la velocidad de la luz porque para conseguirlo hay que comunicarle energía adicional, y a la velocidad de la luz toda esa energía, por mucha que sea, se convertirá en nueva masa, con lo cual la velocidad no aumentaría ni un ápice.

    La luz está dentro de la materia y en el universo… ¡por todas partes! ¿Somos seres de luz?

En condiciones ordinarias, la ganancia de energía en forma de masa es tan increíblemente pequeña que sería imposible medirla. Fue en el siglo XX (al observar partículas subatómicas que, en los grandes aceleradores de partículas, se movían a velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo) cuando se empezaron a encontrar aumentos de masa que eran suficientemente grandes para poder detectarlos. Un cuerpo que se moviera a unos 260.000 Km por segundo respecto a nosotros mostraría una masa dos veces mayor que cuando estaba en reposo (siempre respecto a nosotros).

                                                           No, un pulsar tampoco puede ser más rápido que la luz

La energía que se comunica a un cuerpo libre puede integrarse en él de dos maneras distintas:

1. En forma de velocidad, con lo cual aumenta la rapidez del movimiento.
2. En forma de masa, con lo cual se hace “más pesado”.

La división entre estas dos formas de ganancia de energía, tal como la medimos nosotros, depende en primer lugar de la velocidad del cuerpo (medida, una vez más, por nosotros).

Si el cuerpo se mueve a velocidades normales, prácticamente toda la energía se incorpora a él en forma de velocidad: se moverá más aprisa sin cambiar su masa.

A medida que aumenta la velocidad del cuerpo (suponiendo que se le suministra energía de manera constante) es cada vez menor la energía que se convierte en velocidad y más la que se transforma en masa. Observamos que, aunque el cuerpo siga moviéndose cada vez más rápido, el ritmo de aumento de velocidad decrece. Como contrapartida, notamos que gana más masa a un ritmo ligeramente mayor.

En gracia quizás podamos superarla pero, en velocidad…no creo, c es el tope que impone el Universo para la velocidad, es el límite al que podemos enviar información y también, al que nos podríamos mover con las más rápidas naves que pudiéramos construir, aunque esas naves tendrían algunos problemas de masa y, los viajeros… ¡Muchos más!

Todo esto no es pura teoría, sino que ha sido comprobado, una y mil veces en los grandes aceleradores de partículas, donde el muó, por ejemplo, aumentó su masa diez veces al acercarse a velocidades relativistas, es la realidad de los hechos.

            Ninguna nave, por los medios convencionales, podrá nunca superar la velocidad de la luz

La velocidad de la luz es la velocidad límite en el universo. Cualquier cosa que intente sobrepasarla adquiriría una masa infinita, y, siendo así (que lo es), nuestra especie tendrá que ingeniarse otra manera de viajar para poder llegar a las estrellas, ya que, la velocidad de la luz nos exige mucho tiempo para alcanzar objetivos lejanos, con lo cual, el sueño de llegar a las estrellas físicamente hablando, está lejos, muy lejos. Es necesario encontrar otros caminos alejados de naves que, por muy rápida que pudieran moverse, nunca podrían superar la velocidad de la luz, el principio que impone la relatividad especial lo impide, y, siendo así, ¿Cómo iremos?

La velocidad de la luz, por tanto, es un límite en nuestro universo; no se puede superar. Siendo esto así, el hombre tiene planteado un gran reto, no será posible el viaje a las estrellas si no buscamos la manera de esquivar este límite de la naturaleza, ya que las distancias que nos separan de otros sistemas solares son tan enormes que, viajando a velocidades por debajo de la velocidad de la luz, sería casi imposible alcanzar el destino deseado.

                                      De momento sólo con los Telescopios podemos llegar tan lejos.

Los científicos, físicos experimentales, tanto en el CERN como en el FERMILAB, aceleradores de partículas donde se estudian y los componentes de la materia haciendo que haces de protones o de muones, por ejemplo, a velocidades cercanas a la de la luz choquen entre sí para que se desintegren y dejen al descubierto sus contenidos de partículas aún más elementales. Pues bien, a estas velocidades relativistas cercanas a c (la velocidad de la luz), las partículas aumentan sus masas; sin embargo, nunca han logrado sobrepasar el límite de c, la velocidad máxima permitida en nuestro universo.

Es preciso ampliar un poco más las explicaciones anteriores que no dejan sentadas todas las cuestiones que el asunto plantea, y quedan algunas dudas que incitan a formular nuevas preguntas, como por ejemplo: ¿por qué se convierte la energía en masa y no en velocidad?, o ¿por qué se propaga la luz a 299.793 Km/s y no a otra velocidad?

Sí, la Naturaleza nos habla, simplemente nos tenemos que parar para poder oír lo que trata de decirnos y, entre las muchas cosas que nos dice, estarán esos mensajes que nos indican el camino por el que debemos encontrar lo que buscamos para burlar a la velocidad de la luz, conseguir los objetivos y no vulnerar ningún principio físico impuesto por la Naturaleza.

La única respuesta que podemos dar hoy es que así, es el universo que nos acoge y las leyes naturales que lo rigen, donde estamos sometidos a unas fuerzas y unas constantes universales de las que la velocidad de la luz en el vacio es una muestra.

A velocidades grandes cercanas a la de la luz (velocidades relativistas) no sólo aumenta la masa del objeto que viaja, sino que disminuye también su longitud en la misma dirección del movimiento (contracción de Lorentz) y en dicho objeto y sus ocupantes – si es una nave – se retrasa al paso del tiempo, o dicho de otra manera, el tiempo allí transcurre más despacio.

A menudo se oye decir que las partículas no pueden moverse “más deprisa que la luz” y que la “velocidad de la luz” es el límite último de velocidad. Pero decir esto es decir las cosas a medias, porque la luz viaja a velocidades diferentes dependiendo del medio en el que se mueve. Donde más deprisa se mueve la luz es en el vacío: allí lo hace a 299.792’458 Km/s. Este sí es el límite último de velocidades que podemos encontrar en nuestro universo.

                                     Fotones emitidos por un rayo coherente conformado por un láser

Tenemos el ejemplo del fotón, la partícula mediadora de la fuerza electromagnética, un bosón sin masa que recorre el espacio a esa velocidad antes citada. Hace no muchos días se habló de la posibilidad de que unos neutrinos hubieran alcanzado una velocidad superior que la de la luz en el vacío y, si tal cosa fuera posible, o, hubiera pasado, habríamos de relagar parte de la Teoría de la Relatividad de Einstein que nos dice lo contrario y, claro, finalmente se descubrió que todo fue una falsa alarma generada por malas mediciones. Así que, la teoría del genio, queda intacta.

¡La Naturaleza! Observémosla. De todas las maneras, como nuestra imaginación es casi tan grande como el mismo universo, ya se han postulado teorías para ir buscando la manera de poder desvelar si existe alguna posibilidad de que la velocidad de la luz sea superada.

En matemáticas se llama prolongación de una función a la extensión de su dominio más allá de sus singularidades, que se comportan como frontera entre el dominio original y el extendido. Normalmente, la prolongación requiere incluir algunos cambios de signo en la definición de la función extendida para evitar que aparezcan valores imaginarios puros u otros números complejos. La matemática de la teoría de la relatividad puede ser aplicada a partículas que se mueven a una velocidad mayor que la de la luz (llamadas taquiones) si aceptamos que la masa y la energía de estas partículas pueden adoptar valores imaginarios puros. El problema es que no sabemos qué sentido físico tienen estos valores imaginarios.

La fuente está en algunas ideas de Asimov.

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Nuestro amigo Nelson, desde Montevideo (Uruguay), siempre se acuerda de nosotros y nos tenía esta simpática “anécdota” que podría ser muy cierta…

José y Francisco, dos amigos de la tercera edad, se veían en el parque todos los días para alimentar a las palomas, observar las ardillas y discutir los problemas del mundo.

Un día Francisco no llegó.

José no se preocupó mucho pensando que quizá tuvo un resfrío o algo parecido.

Pero después de una semana que Francisco no aparecía, José realmente se preocupó.

Sin embargo, como siempre se juntaban solo en el parque y José no sabía dónde vivía Francisco,
pues no podía averiguar qué le había pasado.

Pasado un mes, José fue al parque y sorpresa, ahí estaba Francisco!

José estaba muy excitado y alegre de verlo y le dijo:

–“Por lo que mas quieras Francisco, dime qué te pasó?”

Francisco le contestó, “He estado en la cárcel”

-“En la cárcel?” replicó José. “qué te pasó?”

-“Bueno”, dijo Francisco:

“Conoces a Gloria, la linda mesera rubia de la cafetería donde te he dicho que voy seguido?”

-“Claro,” dijo José, “Yo la recuerdo. Qué pasa con ella?”

-“Bueno, un día me demandó por violación”.

-“¿Y?”

-“A mis 92 años, estaba tan orgulloso que cuando fui al juzgado me declaré culpable …..

Y el maldito Juez me sentenció a 30 días de cárcel por mentiroso “

Busque otro…

Dos personas mayores él viudo y ella viuda, se conocían hacía varios años.

Una noche hubo una cena comunitaria en la Casa Club. Los dos sentados en la misma mesa, uno frente al otro.

Durante la comida él la miró, y la miró admirado y finalmente juntó el coraje para preguntarle:
– “¿Quieres casarte conmigo? ‘
Después de unos segundos de “cuidadosa consideración”, ella respondió:
– Sí. Sí, acepto! “
La comida terminó y, luego de algunos intercambios agradables de palabras, se fueron a sus respectivos hogares.

A la mañana siguiente, el despertó preocupado y dudoso de la respuesta. ¿Me dio el Sí, o, me dio el No’? No podía recordar.

Lo intentó y lo intentó, pero simplemente no recordaba, no tenía ni siquiera una vaga idea; inquieto, fue al teléfono y llamó a su amiga. En primer lugar, le explicó que su memoria no era tan buena como solía serlo. Luego le recordó la noche hermosa, que habían pasado y con un poco más de coraje, le preguntó:

– “Cuando te pregunté si querías casarte conmigo, dijiste, sí o no?’

Él quedo encantado al oírla decir:

– Te dije que sí, que sí, acepto y lo dije con todo mi corazón. Y estoy muy feliz de que me llamaras, no podía recordar quién me lo había pedido.

¡Cosas de la vida!

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Se encuentran elementos esenciales para la vida alrededor de una estrella joven. Usando el radiotelescopio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), un grupo de astrónomos detectó moléculas de azúcar presentes en el gas que rodea a una estrella joven, similar al sol. Esta es la primera vez que se ha descubierto azúcar en el espacio alrededor de una estrella de estas características. Tal hallazgo demuestra que los elementos esenciales para la vida se encuentran en el momento y lugar adecuados para poder existir en los planetas que se forman alrededor de la estrella.

La abundancia, distribución y comportamiento de los elementos químicos en el Cosmos es uno de los tópicos clásicos de la astrofísica y la cosmoquímica. En geoquímica es también importante realizar este estudio ya que:

– Una de las principales finalidades de la Geoquímica es establecer las leyes que rigen el comportamiento, distribución, proporciones relativas y relaciones entre los distintos elementos químicos.

– Los datos de abundancias de elementos e isótopos en los distintos tipos de estrellas nos van a servir para establecer hipótesis del origen de los elementos.

– Los datos de composición del Sol y las estrellas nos permiten establecer hipótesis sobre el origen y evolución de las estrellas. Cualquier hipótesis que explique el origen del Sistema Solar debe explicar también el origen de la Tierra, como planeta de dicho Sistema Solar.

– Las distintas capas de la Tierra presentan abundancias diferentes de elementos. El conocer la abundancia cósmica nos permite tener un punto de referencia común. Así, sabiendo cuales son las concentraciones normales de los elementos en el cosmos las diferencias con las abundancia en la Tierra nos pueden proporcionar hipótesis de los procesos geoquímicos que actuaron sobre la Tierra originando migraciones y acumulaciones de los distintos elementos, que modificaron sus proporciones y abundancias respecto al Cosmos.

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      ¿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 contribuyeron 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.

                                                                                El núcleo atómico

Si dividimos el átomo en 100.000 partes, una de ellas será el núcleo atómico. Lo curioso del caso es que esa pequeñísima parte tiene el 99,99% de toda la masa del átomos, el resto son espacios vacíos. Además, en esa infinitesimal superficie  están los nucleones (protones y neutrones) que están hechos por partículas más pequeñas llamadas Quarks, cada hadrón barión (protones y neutrones) tienen en sus entrañas tripletes de Quarks  que están allí confinados por la fuerza nuclear fuerte, la más potente de las cuatro fuerzas fundamentales del universo. La fuerza es intermediada por Bosones que se llaman Gluones, y, es la única fuerza de las cuatro que no disminuye con la distancia, sino que, por el contrario, cuanto más se alejan los Quarks unos de otros más potente es la fuerza para retenerlos.

El gluón es el bosón portador de la interacción nuclear fuerte, una de las cuatro fuerzas fundamentales. No posee masa ni carga eléctrica, pero sí carga de color, por lo que además de transmitir la interacción fuerte también la sufre

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.

                                  La famosa ecuación de Dirac que predice la existencia del positrón

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 deducido, 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.

Las moléculas del gas y los átomos son ionizados por las colisiones con los electrones, dentro de la cámara de ionización. En el interior de la cámara de ionización, se encuentra el ánodo dentro de un cilindro “repeledor”. El filamento (cátodo), se encuentra a una distancia equidistante de todo el ánodo. Los electrones son emitidos y acelerados hacia el ánodo con una energía de unos 100eV, es entonces cuando ionizan a las partículas de gas, formando un plasma de iones y electrones. De este modo un electrón que no haya colisionado con el gas se vera reflejado por el potencial del cilindro “repetidor”, y será rempujado de nuevo hacia el ánodo.

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.

                                 Se han realizado estudios sobre el positronio para observar las reacciones del encuentro

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.

Es característica la reacción γ → e⁺  +  e^– , donde el fotón debe tener al menos una energía igual a la masa del electrón y el positrón (ambos tienen una energía en reposo de 511 keV), es decir, 1.022 keV o 1,022 MeV, para poder generar las partículas. Generalmente este proceso viene seguido del inverso, en el que el positrón generado se aniquila con un electrón de la materia que existe alrededor.

Para que se dé este proceso de creación de pares es imprescindible que exista en las cercanías del fotón inicial un núcleo, cuya presencia es la que permite que se cumplan las leyes de conservación de momento y energía.

 

       

                El encuentro electrón positrón es efímero y se produce el decaimiento Beta

 

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.

                                                                                Partícula Alfa y partícula Beta

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.

Representación 3D animada de un deuterio. Hay que tener en cuenta que la órbita del electrón no es regular.

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 que se cruce en el camino del trabajo que realizo 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 de ambas son las matemáticas. Las matemáticas componen ese lenguaje que explica lo que las palabras no pueden.

emilio silvera

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