El mismo Título del trabajo deja al descubierto nuestra egolatría, cuando introduce la parte que dice: “Seremos la parte que piensa”, estamos dando por supuesto que solo nosotros pensamos en todo el Universo. ¡Cómo somos!

Solo en nuestra Galaxia existen unos 20.000 M de estrellas como el Sol (clase G2V), y, la mayoría de ellas está rodeada de planetas. Si sólo un pequeño porcentaje de esos planetas están situados en la zona habitable de la estrella, tendremos millones de planetas dispuestos para albergar alguna clase de vida. 

    La estrella Wolf 1061 y sus tres planetas. El «c» es el potencialmente habitable – UNSW

Un equipo de astrónomos australianos ha descubierto el planeta potencialmente habitable más cercano a la Tierra fuera del Sistema Solar, a «solo» 14 años luz, una distancia que puede parecer muy larga, pero que es mucho más corta que la que nos separa de la mayoría de candidatos a albergar vida y una nadería en la inmensidad del Universo. Este nuevo mundo, que tiene más de cuatro veces la masa del nuestro, es uno de los tres que el equipo detectó alrededor de una estrella enana roja llamada Wolf 1061.

 La física cuántica nos dice como es la Naturaleza

 

 

Recibieron el Nobel de Física de 2008, ellos (por separado), realizaron trabajos y descubrimientos que nos llevaron a conocer mejor la materia y el comportamiento de sus componentes. Son el norteamericano Yoichiro Nambu, y los japoneses Makoto Kobayashi y Toshihide Maskawua.

Ellos nos desvelaron el tiempo medio de la vida de las partículas (no todas viven el mismo tiempo antes de que se puedan desintegrar), y, también de las resonancias y otras peculiaridades que las conforman.

 

                           

                      En el Universo existen muchas clases de resonancias…inesperadas

Las resonancias parecen ser solamente una especie de versión excitada de los Hadrones estable. Son réplicas que rotan más rápidamente de lo normal o que vibran de diferente manera. Análogamente a lo que sucede cuando golpeamos un gong, que emite sonido mientras pierde energía hasta que finalmente cesa de vibrar, una resonancia termina su existencia emitiendo piones, según se transforma en una forma más estable de materia.

Uno es material y, el otro, es etéreo, inmaterial, y, sin embargo, de un poder inimaginable

              Al mirar por el Microscopio electrónico vemos otro mundo

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Manuscrito de Einstein sobre la Teoría de la Relatividad. Cuando lo dio a conocer al mundo, no fueron pocos los que miraban las ecuaciones con escepticismo. Otros, como Max Planck, vieron allí un “mundo” nuevo, algo que cambiaría las bases del Cosmos tal como era entendido hasta aquel momento.,

               

La tendencia de un cuerpo a resistir un cambio en su movimiento se llama inercia. La masa es una medida de la inercia de un cuerpo. El peso se refiere a la fuerza de gravedad sobre un cuerpo, que no debe confundirse con su masa.

Abundancia Cósmica de Elementos

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.

                       

La tabla periódica de los elementos es un arreglo sumamente ingenioso que permite presentar de manera lógica y estructurada las más simples sustancias de las que se compone todo: absolutamente todo lo que conocemos. Todos los elementos que conocemos, e incluso con lo que todavía no nos hemos encontrado, tienen un lugar preciso en ella, cuya posición nos permite conocer muchas de sus características. Ese grupo de casi cien ingredientes permite crear cualquier cosa. Pero no siempre fue así.

       Me gusta la Gran Nebulosa de Orión. Hay ahí tantas cosas, nos cuenta tantas historias…

  FUENTES DE DATOS DE ABUNDANCIAS COSMICAS DE LOS ELEMENTOS.

Estos datos deben obtenerse a partir del estudio de la materia cósmica. La materia cósmica comprende: Gas interestelar, de muy baja densidad (10^-24 g/cm³) y Nébulas gaseosas o nubes de gas interestelar y polvo.

Las nébulas gaseosas se producen cuando una porción del medio interestelar está sujeta a radiación por una estrella brillante y muy caliente, hasta tal punto se ioniza que se vuelve fluorescente y emite un espectro de línea brillante (que se estudian por métodos espectroscopios). Por ejemplo las nébulas de “Orión” y “Trífidos”. Las ventajas de estas nébulas difusas para el estudio de las abundancias son:

‑ Su uniformidad de composición.

‑ El que todas sus partes sean accesibles a la observación, al contrario de lo que ocurre en las estrellas.

También tiene desventajas:

‑ Solo se observan las líneas de los elementos más abundantes.

‑ Cada elemento se observa solo en uno o pocos estadios de ionización aunque puede existir en muchos.

‑ La mayoría de las nébulas exhiben una estructura filamentosa o estratiforme  es decir que ni la D ni la T son uniformes de un punto a otro. A partir del medio interestelar (gas interestelar y nébulas gaseosas) se están formando continuamente nuevas estrellas.

        Las estrellas se forman a partir del gas y el polvo de las Nebulosas

En las estrellas podemos encontrar muchas respuestas de cómo se forman los elementos que conocemos. Primero fue en el hipotético big bang donde se formaron los elementos más simples: Hidrógeno, Helio y Litio. Pasados muchos millones de años se formaron las primeras estrellas y, en ellas, se formaron elementos más complejos como el Carbono, Nitrógeno y Oxígeno. Los elementos más pesados se tuvieron que formar en temperaturas mucho más altas, en presencia de energías inmensas como las explosiones de las estrellas moribundas que, a medida que se van acercando a su final forman materiales como: Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Argón, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Niquel, Cobre, Cinc, Plomo, Torio…Uranio. La evolución cósmica de los elementos supone la formación de núcleos  simples en el big bang y la posterior fusión de estos núcleos ligeros para formar núcleos más pesados y complejos en el interior de las estrellas y en la transición de fase de las explosiones supernovas.

Estatua de Hoyle en Cambridge.

         El Astrofísico que negó el Big Bang y Sdescubrio el efecto Triple Alfa

No me parece justo hablar de los elementos sin mencionar a Fred Hoyle y su inmensa aportación al conocimiento de cómo se producían en las estrellas. Él era temible y sus críticas de la teoría del Big Bang hizo época por su mordacidad. Hoyle condenó la teoría por considerarla epistemológicamente estéril, ya que parecía poner una limitación temporal inviolable a la indagación científica: el Big Bang era una muralla de fuego, más allá de la cual la ciencia de la época no sabía como investigar. Él no concebía y juzgó “sumamente objetable que las leyes de la física nos condujeran a una situación en la que se nos prohíbe calcular que ocurrió en cierto momento del tiempo”. En aquel momento, no estaba falto de razón.

Pero no es ese el motivo de mencionarlo aquí, Hoyle tenía un dominio de la física nuclear nunca superado entre los astrónomos de su generación, había empezado a trabajar en la cuestión de las reacciones de la fusión estelar a mediado de los cuarenta. Pero había publicado poco, debido a una batalla continua con los “árbitros”, colegas anónimos que leían los artículos y los examinaban para establecer su exactitud, cuya hostilidad a las ideas más innovadoras de Hoyle hizo que éste dejara de presentar sus trabajos a los periódicos. Hoyle tuvo que pagar un precio por su rebeldía, cuando, en 1951, mientras él, permanecía obstinadamente entre bastidores, Ernest Opik y Edwin Sepeter hallaron la síntesis en las estrellas de átomos desde el Berilio hasta el Carbono. Lamentando la oportunidad perdida, Hoyle rompió entonces su silencio y en un artículo de 1954 demostró como las estrellas gigantes rojas podían corvertir Carbono en Oxígeno 16.

                                                   El Sol, dentro de 5.000 millones de años, será una Gigante roja primero y una enana blanca después, dejando una Nebulosa planetaría ionizada por la radiación de la estrella.

Pero, sigamos con la historia de Hoyle. Quedaba aún el obstáculo insuperable del hierro. El hierro es el más estable de todos los elementos; fusionar núcleos de hierro para formar núcleos de un elemento más pesado consume energía en vez de liberarla; ¿cómo,  pues, podían las estrellas efectuar la fusión del hierro y seguir brillando? Hoyle pensó que las supernovas podían realizar la tarea, que el extraordinario calor de una estrella en explosión podía servir para forjar los elementos más pesados que el hierro, si el de una estrella ordinaria no podía. Pero no lo pudo probar.

Luego, en 1956, el tema de la producción estelar de elementos recibió nuevo ímpetu cuando el astrónomo norte-americano Paul Merril identificó las reveladoras líneas del Tecnecio 99 en los espectros de las estrellas S. El Tecnecio 99 es más pesado que el hierro. También es un elemento inestable, con una vida media de sólo 200.000 años. Si los átomos de Tecnecio que Merril detectó se hubiesen originado hace miles de millones de años en el Big Bang, se habrían desintegrado desde entonces y quedarían hoy muy pocos de ellos en las estrellas S o en otras cualesquiera. Sin embargo, allí estaban. Evidentemente, las estrellas sabían como construir elementos más allá del hierro, aunque los astrofísicos no lo supiesen.

              Estrellsa muy evolucionadas que se transforma en otra cosa

Las estrellas de tecnecio son estrellas cuyo espectro revela la presencia del elemento tecnecio. Las primeras estrellas de este tipo fueron descubiertas en 1952, proporcionando la primera prueba directa de la nucleosíntesis estelar, es decir, la fabricación de elementos más pesados a partir de otros más ligeros en el interior de las estrellas. Como los isótopos más estables de tecnecio tienen una vida media de sólo un millón de años, la única explicación para la presencia de este elemento en el interior de las estrellas es que haya sido creado en un pasado relativamente reciente. Se ha observado tecnecio en algunas estrellas M, estrellas MS, estrellas MC, estrellas S, y estrellas C.

Estimulado por el descubrimiento de Merril, Hoyle reanudó sus investigaciones sobre la nucleosíntesis estelar. Era una tarea que se tomó muy en serio. De niño, mientras se ocultaba en lo alto de una muralla de piedra jugando al escondite, miró hacia lo alto, a las estrellas, y resolvió descubrir qué eran, y el astrofísico adulto nunca olvidó su compromiso juvenil. Cuando visitó el California Institute Of Technology, Hoyle estuvo en compañía de Willy Fowler, un miembro residente de la facultad con un conocimiento enciclopédico de la física nuclear, y Geoffrey y Margaret Burbidge, un talentoso equipo de marido y mujer que, como Hoyle, eran escépticos ingleses en la relativo al Big Bang.

                        Geoffrey Burbidge y Margaret

Hubo un cambio cuando Geoffrey Burbidge, examinando datos a los que recientemente se había eximido de las normas de seguridad de una prueba atómica en el atolón Bikini, observó que la vida media de uno de los elementos radiactivos producidos por la explosión, el californio 254, era de 55 días. Esto sonó familiar: 55 días era justamente el período que tardó en consumirse una supernova que estaba estudiando Walter Baade. El californio es uno de los elementos más pesados; si fuese creado en el intenso calor de estrellas en explosión, entonces, seguramente los elementos situados entre el hierro y el californio -que comprenden, a fin de cuentas, la mayoría de la Tabla Periódica- también podrían formarse allí. Pero ¿cómo?.

                                  Nucleosíntesis estelar

Las estrellas que son unas ocho veces más masivas que el Sol representan sólo una fracción muy pequeña de las estrellas en una galaxia espiral típica. A pesar de su escasez, estas estrellas juegan un papel importante en la creación de átomos complejos y su dispersión en el espacio. Son las estrellas masivas que causantes de las explosiones Supernovas y, las estrellas más pequeñas como nuestro Sol, simplemente crean Nebulosas planetarias que tienen una enana blanca en el centro que, con el tiempo se enfría, deja de emitir radiación y se convierte en un cadáver estelar.

Elementos necesarios como carbono, oxígeno, nitrógeno, y otros útiles, como el hierro y el aluminio. Elementos como este último, que se cocinan en estas estrellas masivas en la profundidad de sus núcleos estelares, puede ser gradualmente dragado hasta la superficie estelar y hacia el exterior a través de los vientos estelares que soplan impulsando los fotones. O este material enriquecido puede ser tirado hacia afuera cuando la estrella agota su combustible termonuclear y explota. Este proceso de dispersión, vital para la existencia del Universo material y la vida misma, puede ser efectivamente estudiado mediante la medición de las peculiares emisiones radiactivas que produce este material. Las líneas de emisión de rayos gamma del aluminio, que son especialmente de larga duración, son particularmente apreciadas por los astrónomos como un indicador de todo este proceso. El gráfico anterior muestra el cambio predicho en la cantidad de un isótopo particular de aluminio, Al26, para una región de la Vía Láctea, que es particularmente rica en estrellas masivas. La franja amarilla es la abundancia de Al26 para esta región según lo determinado por el laboratorio de rayos gamma INTEGRAL. La coincidencia entre la abundancia observada y la predicha por el modelo re-asegura a los astrónomos de nuestra comprensión de los delicados lazos entre la evolución estelar y la evolución química galáctica.

Pero sigamos con la historia recorrida por Hoyle y sus amigos. Felizmente, la naturaleza proporcionó una piedra Rosetta con la cual Hoyle y sus colaboradores podían someter a prueba sus ideas, en la forma de curva cósmica de la abundancia. Ésta era un gráfico del peso de los diversos átomos -unas ciento veinte especies de núcleos, cuando se tomaban en cuanta los isótopos- en función de su abundancia relativa en el universo, establecido por el estudio de las rocas de la Tierra, meteoritos que han caido en la Tierra desde el espacio exterior y los espectros del Sol y las estrellas.

Supernova que calcina a un planeta cercano. Ahí, en esa explosión se producen transiciones de fase que producen materiales pesados y complejos. 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, al agotar su combustible nuclear de fuisión, hacen una transición de fase y se convierten en algo diferente a lo que fueron

Las estrellas brillan en el cielo para hacer posible que nosotros estemos aquí descubriendo los enigmas del universo y… de la vida inteligente. Esos materiales para la vida sólo se pudieron fabricar el las estrellas, en sus hornos nucleares y en las explosiones supernovas al final de sus vidas. Esa era la meta de Hoyle, llegar a comprender el proceso y, a poder demostrarlo.

“El problema de la síntesis de elementos -escribieron- está estrechamente ligado al problema de la evolcuión estelar.” La curva de abundancia cósmica de elementos que mostraba las cantidades relativas de las diversas clases de átomos en el universo a gran escala. Pone ciertos límites a la teoría de cómo se formaron los elementos, y, en ella aparecen por orden creciente:

Como reseñamos antes la lista sería Hidrógeno, Helio, Carbono, Litio, Berilio, Boro, Oxígeno, Neón, Silicio, Azufre, Hierro (damos un salto), Plomo, Torio y Uranio. Las diferencias de abundancias que aparecen en los gráficos de los estudios realizados son grandes -hay, por ejemplo, dos millones de átomos de níquel por cada cuatro átomos de plata y cincuenta de tunsgteno en la Via Láctea- y por consiguiente la curva e abundancia presenta una serie de picos dentados más accidentados que que la Cordillera de los Andes. Los picos altos corresponden al Hidrógeno y al Helio, los átomos creados en el Big Bang -más del p6 por ciento de la materia visible del universo- y había picos menores pero aún claros para el Carbono, el Oxígeno, el Hierro y el Plamo. La acentuada claridad de la curva ponía límites definidos a toda teoría de la síntesis de elementos en las estrellas. Todo lo que era necesario hacer -aunque dificultoso) era identificar los procesos por los cuales las estrellas habían llegado preferentemente a formar algunos de los elementos en cantidades mucho mayores que otros. Aquí estaba escrita la genealogía de los átomos, como en algún jeroglífico aún no traducido: “La historia de la materia éscribió Hoyle, Fwler y los Burbidge_…está oculta en la distribuciíon de la anundancia de elementos”

               En el Big Bang: Hidrógeno, Helio, Litio.

En las estrellas de la serie principal: Carbono, Nitrógeno, Oxígeno.

En las estrellas moribundas: Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Argón, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Níquel, Cobre, Cinc, Plomo, Torio y Uranio.

Como habéis podido comprobar, nada sucede por que sí, todo tiene una explicación satisfactoria de lo que, algunas veces, decimos que son misterios escondidos de la Naturaleza y, sin embargo, simplemente se trata de que, nuestra ignorancia, no nos deja llegar a esos niveles del saber que son necesarios para poder explicar algunos fenómenos naturales que, exigen años de estudios, observaciones, experimentos y, también, mucha imaginación.

         En la imagen de arriba se refleja el proceso Triple Alpha descubierto por Hoyle:

Amigos míos, son las 5,53 h., me siento algo cansado de teclear y me parece que con los datos aquí expuestos podéis tener una idea bastante buena de la formación de elementos en el cosmos y de cómo las estrellas son las máquinas creadoras de la materia cada vez más compleja y, el Universo, nos muestra de qué mecanismos se vale para poder traer elementos que más tarde formarán parte de los planetas, de los objetos en ellos presentes y, de la Vida.

Emilio Silvera V.

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Como pueden haber deducido por el título, me estoy refiriendo a cualquiera de los cuatro tipos diferentes de interacciones que pueden ocurrir entre los cuerpos.  Estas interacciones pueden tener lugar incluso cuando los cuerpos no están en contacto físico y juntas pueden explicar todas las fuerzas que se observan en el Universo.

Todos recordamos lecturas en las que nos hablaban sobre aquellos pensadores del pasado que como Empñedocles, Leucipo o demócrito nos hablaban de sustancias y elementos y hasta de átomos, ellos tenían la untuición de que la materia, estaba compuesta por esos minúsculos objetos que hoy llamamos partículas elementales. Pasado mucho tiempo y cerca ya del siglo XX, llegaron científicos como Dalton,  J.J Tomson (que descibrió el electrón) y propuso en modelo atómico con el electrón dentro del átomo, Eugen Goldstein descubrió los rayos canales (con carga positiva) y después Rutherford el nombre del proón, esa partícula positiva generada a partir del hidrógeno y se completaron la presencia de las partículas fundamentales en la que cada una tenía un tipo de carga (la del protón y la del electrón eran idénticas para nivelar la simetría del átomo con esa igualdad de fuerzas). Ya en el siglo XX se postuló la existencia del neutrón algo más masivo que el protón pero sin carga eléctrica, su existencia se confirmó en 1932.

Poco a poco se fueron comprendiendo las interacciones entre las partículas de materia

A comienzos del siglo XX, el desarrollo del modelo atómico de Rutherford, coloca a los protones y neutrones en el núcleo del átomo y a los electrones en su corteza. Las investigaciones sobre el efecto fotoeléctrico llevan a Einstein a formular su teoría corpuscular de la luz y predecir la existencia del fotón, que sería una partícula sin masa ni carga eléctrica.  Así pues, hasta 1932 podía explicarse la constitución de la materia sólo con cuatro partículas elementales: el electrón, el protón, el neutrón y el fotón. Sin embargo, pronto se comprobó que el número de partículas elementales era mucho mayor.

Investigando sobre una hipótesis de Paul Dirac, se descubrió en ese año el positrón por Carl Anderson. Es esta una partícula con la misma masa que el electrón y el mismo valor absoluto de carga, sólo que positiva (e⁺) . También se denomina antielectrón. 

Resultó que los neutrinos no eran partículas fantasmas

Otra partícula descubierta a principio de los años treinta del pasado siglo fue el neutrino, que ya había sido postulado por W. Pauli, para poder explicar una aparente violación en el principio de conservación del principio de conservación de la energía cuando se producía una desintegración b. Fue detectado en 1956 por un equipo de físicos de la universidad de Berkeley, entre los cuales se encontraban Segre y Chamberlain, que posteriormente fueron galardonados con el premio Nobel por su descubrimiento.

Los piones de Huideki eran en realidad Gluones.Los Gluones son los Bosones que intermedian la fuerza nuclear fuerte, y, rtienen a los Quarks dentro de los Hadrones

En 1935 Hideki Yukawa propone la existencia de una partícula para explicar las fuerzas que mantienen unidos a los nucleones. Esta partícula se denominó mesón, ya que tenía una masa intermedia entre la del protón y la del electrón (unas 200 veces la masa de éste). Actualmente esta partícula se denomina pión o mesón p y se detectó por primera vez en la radiación cósmica que llega a la Tierra (1947).

En 1937 se descubre el muón, una partícula con la misma carga que el electrón, pero con una masa de una 200 veces la de éste.  A partir de 1940 se descubrieron cientos de partículas elementales y además las correspondientes antipartículas, idénticas en masa y vida media, pero con carga opuesta. Esta proliferación de partículas hizo que los físicos desarrollasen unos criterios para clasificarlas y llegar a comprender tanto la estructura interna de la materia como la naturaleza de las interacciones que existen entre ellas.

         El electromagnetismo está presente en todo el Universo

De todos aquellas ideas similares y  trabajos pioneros, hemos llegado a discernir lo que, en realidad, son las interacciones fundamentales y viene de lejos el deseo de muchos físicos que han tratado de unificar en una teoría o modelo a las cuatro fuerzas, que pudieran expresarse mediante un conjunto de ecuaciones. Einstein se pasó los últimos años de su vida intentándolo, pero igual que otros antes y después de él, aún no se ha conseguido dicha teoría unificadora de los cuatro interacciones fundamentales del universo. Se han hecho progresos en la unificación de interacciones electromagnéticas y débiles. Veamos donde estamos hoy:

                                       La Interacción electromagnética

Es la fuerza con la cual las partículas cargadas se repelen (si sus cargas son iguales) o se atraen (si sus cargas sis diferentes, de signos opuestos). La Interacciones magnética es la fuerza que experimenta una partícula eléctricamente cargada que se mueve a través de un campo magnético. Las partículas cargadas en movimiento generan un campo magnético como, por ejemplo, los electrones que fluyen a través de las espiras de una bobina.

Un electrón y un protón se atraen de dos maneras, por un lado a causa de que el primero tiene carga eléctrica positiva y el segundo negativa, y ya se sabe que cargas contrarias se atraen. Por el otro, a causa de sus propias masas, como efecto de la fuerza de la gravedad. Se puede calcular que la atracción causada por las cargas eléctricas es aproximadamente “10⁴⁰” veces mayor que la atracción gravitatoria.

Las fuerzas magnéticas y eléctricas están entrelazadas. En 1873, James Clerk Maxwell consiguió formular las ecuaciones completas que rigen las fuerzas eléctricas y magnéticas, descubiertas experimentalmente por Michael Faraday. Se consiguió la teoría unificada del electromagnetismo que nos vino a decir que la electricidad y el magnetismo eran dos aspectos de una misma cosa.

La interacción es universal, de muy largo alcance (se extiende entre las estrellas), es bastante débil. Su intensidad depende del cociente entre el cuadrado de la carga del electrón y 2hc (dos veces la constante de Planck por la velocidad de la luz). Esta fracción es aproximadamente igual a 1/137’036…, o lo que llamamos α y se conoce como constante de estructura fina.

En general, el alcance de una interacción electromagnética es inversamente proporcional a la masa de la partícula mediadora, en este caso, el fotón, sin masa.

La Interacción Gravitatoria que mantiene unidos los planetas alrededor del Sol y las galaxias en los Cúmulos, También nuestros pies unidos al suelo de la Tierra. Sin la Gravedad, todo el Universo sería un gran Caos de objetos dispersos y flotando de manera aleatoria por todas partes.

Así que la Gravedad es una Interacción fundamental de la Que Newton y después Einstein, nos dejaron bien claras sus complejas estructuras (al menos las que al momento creemos que son) que fueron relacionadas a partir de 1915 con las estructuras del espacio-tiempo. Sin embargo, aún no sabemos como poder conciliar las leyes de la gravedad, con las leyes de la mecánica cuántica (excepto cuando la interacción gravitatoria es extremadamente débil -entre dos partículas por ejemplo).

– La interacción gravitatoria actúa exclusivamente sobre la masa de las partículas.

– La interacción es de largo alcance (probablemente llegue a los más lejanos confines del Universo conocido).

– La Interacción es tan debido que probablemente nunca podremos detectar experimentalmente la atracción gravitatoria entre dos partículas elementales. La única razón por la que podemos medir esta interacción es porque es colectiva: todas las partículas (de la Tierra) atraen a todas las partículas (de nuestro cuerpo) en la misma dirección.

El Gravitón, que no ha sido hallado todavía, allá donde pueda estar, se ríe de nosotros

. La partícula mediadora es el hipotético “Gravitón”. Aunque aún nos e ha descubierto experimentalmente, sabemos lo que predice la mecánica cuántica: que tiene una masa nula y espín 2.

Una ley general para las interacciones es que, si el mediador tiene espín par, la fuerza entre cargas iguales es atractiva y entre cargas opuestas repulsivas. Si el Espín es impar (como en el electromagnetismo) se cumple la inversa.

La Interacción fuerte. Los Gluones retienen a los Quarks confinados dentro de los nucleones.

Esta fuerza es la única que aumenta con la distancia, cuanto más se separen los Quarks, más fuerte será la fuerza para impedir que se separen. Actúa como el muelle de acero, cuanto más estiramos más resistencia opone.

Hasta 1972, sólo se conocían las reglas de simetría de las interacción fuerte y nio fuimos capaces de formulas las leyes de esta Interacción con la debida precisión.:

– El alcance de esta interacción no se extiende más allá del radio del núcleo atómico (10^-13 cm aproximadamente)..

-La interacción es fuerte. Bajo la influencia de esta interacción, las partículas que pueden desintegrarse, las “resonancias” lo hacen muy rápidamente. Un ejemplo es la resonancia Δ, con una vida media de solamente 0,6 x 10^-23 s Esta colisión es extremadamente probable cuando dos hadrones se encuentran a una distancia cercana a 10^-13 cm.

Hasta 1972 se pensaba que los mediadores de las interacciones fuertes eran piones, que tienen espín 0 y masa comprendida entre 135 y 140 MeV. Por ejemplo, la fuerte atracción entre dos protones se debe fundamentalmente al intercambio de un pión. Hoy día se dice que esto obedece al hecho que de que los piones son los hadrones más ligeros y que como los demás hadrones, están formados por “Quarks”. La interacciones fuerte es entonces un efecto secundario de una interacción más fuerte incluso entre Quarks. Los mediadores de esta interacción más fuerte son los gluones.

                   Estados de la materia y fuerzas intermoleculares

La interacción fuerte es unas 10² veces mayor que la interacción electromagnética y, como ya se dijo antes, aparece sólo entre los hadrones y es la responsable de las fuerzas entre nucleones que confiere a los núcleos de los átomos su gran estabilidad. Actúa a muy corta distancia dentro del núcleo (10^-15 metros) y se puede interpretar como una interacción mediada por el intercambio de mesones virtuales llamados Gluones. Está descrita por una teoría gauge llamada Cromodinámica cuántica.

La interacción fuerte, como se ha explicado muchas veces, es la más fuerte de todas las fuerzas fundamentales de la Naturaleza, es la responsable de mantener unidos los protones y neutrones en el núcleo del átomo. Como los protones y neutrones están compuestos de Quarks, éstos dentro de dichos bariones, están sometidos o confinados en aquel recinto, y, no se pueden separar por impedirlo los gluones que ejercen la fuerza fuerte, es decir, esta fuerza, al contrario que las demás, cuando más se alejan los quarks los unos de los otros más intensa se vuelve. Aumenta con la distancia.

El concepto de campo de Faraday ha dado mucho juego en Física, es un concepto ideal para explicar ciertos fenómenos que se han podido observar en las investigaciones de las fuerzas fundamentales y otros. El campo no se ve, sin embargo, está ahí, rodea los cuerpos como, por ejemplo, un electrón o el planeta Tierra que emite su campo electromagnético a su alrededor y que tan útil nos resulta para evitar problemas.

Me he referido a una teoría gauge que son teorías cuánticas de campo creadas para explicar las interacciones fundamentales. Una teoría gauge requiere un grupo de simetría para los campos y las potenciales (el grupo gauge). En el caso de la electrodinámica, el grupo es abeliano, mientras que las teorías gauge para las interacciones fuertes y débiles utilizan grupos no abelianos. Las teorías gauge no abelianas son conocidas como teorías de Yang–Mills. Esta diferencia explica por qué la electrodinámica cuántica es una teoría mucho más simple que la cromodinámica cuántica, que describe las interacciones fuertes, y la teoría electrodébil que unifica la fuerza débil con la electromagnética. En el caso de la gravedad cuántica, el grupo gauge es mucho más complicado que los anteriores necesarios para la fuerza fuerte y electrodébil.

En las teorías gauge, las interacciones entre partículas se pueden explicar por el intercambio de partículas (bosones vectoriales intermediarios o bosones gante), como los gluones, fotones y los W y Z.

Interacción débil

La Interacción débil es la responsable de que muchas partículas y también muchos núcleos atómicos exóticos sean inestables. Esta interacción pierde provocar que una partícula se transforme en otra relacionada, por emisión de un electrón y un neutrino. Enrico Fermi en 1934 estableció una regla general de la interacción débil, que fue mejorada posteriormente por George Sudarshan, Robert Marshak, Murray Gell Mann, Richard Feynman y otros. La fórmula mejorada funcionaba muy bien, pero hizo evidente que no era adecuada en todas las circunstancias. En 1970 de las siguientes características de las interacciones débiles sólo se conocían las tres primeras:

– La interacción actúa de forma universal sobre muchos tipos diferentes de partículas y su intensidad es aproximadamente igual para todas (aunque sus efectos pueden ser muy diferentes en cada caso). A los neutrinos les afecta exclusivamente la interacción débil.

– Comparada con las demás interacciones, ésta tiene un alcance muy corto.

– La interacción es muy débil. Consecuentemente, los choques en partículas de los cuales los neutrinos involucrados son tan poco frecuentes que se necesitan chorros muy intensos de neutrinos para poder estudiar los sucesos.

Los Bosones representados en el Modelo Estándar en la última fila vertical

– Los mediadores de las interacción débil, llamados W⁺ y W^–, no se detectaron hasta la década de 1980. Al igual que el fotón tienen espín 1, pero están eléctricamente cargados y son muy pesados (esta es la causa por el que el alcance de la interacción es tan corto). Hay un tercer mediador Zº, que es responsable de un tercer tipo de interacción débil que no tiene nada que ver con la desintegración de las partículas.; la “corriente neutra”. Permite que los neutrinos puedan colisionar con otras partículas sin cambiar su identidad.

A partir de 1970, quedó clara la relación entre la interacción débil y la interacción electromagnética, que dio lugar a la teoría electrodébil tan conocida hoy.

Así, estas cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza son las leyes que rigen en el Universo y, están presentes en todos sus campos y regiones por muy alejados que estos se puedan encontrar e inciden en los comportamientos de todos los objetos que conocemos como los mundos, las estrellas, los seres vivos, las galaxias y las Nebulosas y, también, en aquellos que no podemos ver pero que, de seguro están ahí supeditados a esas interacciones que todo lo rigen y hacen de nuestro mundo el que todos conocemos.

Todo ello lo hemos podido discernir a lo largo de un proceso largo de observación y experimento y mucha intuición de mentes privilegiadas que intuyeron donde se encontraban las respuestas. Nosotros, tenemos la suerte de encontrarnos ahora en una época más o menos avanzada y en la que contamos con tecnologías que nos llevarían mucho más allá del mundo que conocemos para adentrarnos en ese otro del futuro en el que, la Física, no tenga tantos secretos para nosotros y, si eso lo conseguimos, estaremos en un mundo mejor y conoceremos por fin, nuestro Universo y, de camino también a nosotros mismos…¡que falta hace!

Emilio Silvera V.

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