Encuentran componentes de ADN en unos meteoritos llegados del espacio. ¿Quiere decir esto que la Vida vino de fuera de la Tierra?

Hoy conocemos los núcleos presentes en el Universo.  La Astrofísica nuclear es una rama relativamente joven de la física entre cuyos objetivos destaca la descripción de las reacciones mediante las cuales tiene lugar la generación de energías y la síntesis de elementos químicos en el Universo. Se trata, por tanto, de un campo multidisciplinar que combina las observaciones astronómicas, con el análisis de la composición de meteoritos, la modelización astrofísica y la física nuclear tanto experimental como teórica.

                                                                                               Fred Hoyle

En 1957, E.M. Burbidge, W.A. Fowler and F. Hoyle y de manera independiente A.G.W. Cameron publicaron sendos artículos clave, donde definen los principales procesos que explican la transformación de unos núcleos en otros, asentados en base de la Astrofísica nuclear.

A lo largo de la segunda mitad del siglo XX, la Astrofísica nuclear ha conseguido importantes logros que sin duda están íntimamente conectados al impresionante avance experimentado por las técnicas instrumentales y de medidas asociadas y por la capacidad de cálculo numérico.

Los diferentes procesos de nucleosíntesis que tienen lugar durante la vida de una estrella dan lugar a la creación de nuevos elementos químicos que son expulsados al medio interestelar. Estos elementos pasan a formar parte de una nueva generación de estrellas, y pueden ser detectados mediante estudios espectroscópicos. La mejora de las técnicas utilizadas en la instrumentación observacional y de los métodos de detección espectroscópicos, la construcción de grandes telescopios como el VLT y el Keck a los que pronto se añadirá el Gran TeCan, y la posibilidad de hacer observaciones desde el espacio sin la interferencia de la atmósfera terrestre (Telescopio Hubble, Chandra, XMM Newton e Integral), ha permitido obtener toda una nueva visión del universo que nos rodea.

Decaimiento β^– de un núcleo. Se observa como uno de los neutrones se transforma en un protón emitiendo un electrón (β^–) y un anti-neutrino electrónico.

En algunos casos se miden reacciones inducidas por núcleos estables y energías próximas a las que se dan en las estrellas, con secciones eficaces muy pequeñas, que necesitan el uso de instalaciones subterráneas capaces de blindar los equipos de detección a la radiación de origen cósmico. En otros casos, se estudian reacciones inducidas por núcleos inestables (también llamados núcleos exóticos), con una vida media muy corta, y difíciles de sintetizar en el laboratorio con la tecnología actual.

No obstante, en las últimas décadas, numerosas instalaciones de haces de núcleos exóticos (Louvain la Neuve, GANIL, GSI, ISOLDE) han desarrollado programas experimentales en los que se han determinado las propiedades fundamentales (masas y vidas medias) y propiedades de la estructura de núcleos claves en reacciones de interés Astrofísico. Igualmente se han medido un número importante de secciones eficaces asociadas a los diferentes procesos de nucleosíntesis. Por otro lado, la construcción de instalaciones de tiempo de vuelo de neutrones (n_ToF arroba CERN) ha permitido el desarrollo de programas dedicados al estudio de la captura neutrónica. Así mismo, las nuevas instalaciones que se construirán en los próximos años (FAIR, SPIRAL 2) incluyen en sus programas científicos el estudio de reacciones nucleares de interés astrofísico.

En la mayor parte de los Modelos Astrofísicos la Física Nuclear Teórica es necesaria para convertir un texto experimental en el ritmo de reacción que es necesario en la aplicación astrofísica concreta. Ahora mismo nos encontramos al comienzo de una nueva era de desarrollo de modelos teóricos basados en primeros principios (ab-anitio). Esto permitirá reducir las incertidumbres asociadas con extrapolaciones a regiones de la carta de núcleos que no han sido exploradas experimentalmente, pero que son relevantes para diferentes procesos astrofísicos como es el caso de núcleos muy ricos en neutrones para el proceso r.

De forma complementaria, se han producido grandes avances en la modelización astrofísica de las diferentes etapas de evolución estelar. Los desafíos actuales se centran en la realización de simulaciones en tres dimensiones espaciales de los diferentes fenómenos astrofísicos y en particular de las espectaculares explosiones de supernovas tanto termonucleares como debidas al colapso gravitatorio.

Físicos en el Laboratorio Nacional Argonne en Chicago han utilizado el superordenador IBM Blue Gene/P para modelar la extrema física de una explosión de supernova. La visualización de arriba del superordenador del Laboratorio Nacional de Argonne logró mostrar el mecanismo de la muerte violenta de una estrella masiva, después de una corta vida. La imagen muestro en colores los valores de energía en el núcleo de la supernova. Se asignaron diferentes colores y transparencias a diferentes valores de enstrofía. Ajustando selectivamente el color y la transparencia, los científicos pueden “pelar” las capas externas y ver lo que está sucediendo en el interior de la estrella.

      Arriba, varias visualizaciones de la combustión nuclear en una supernova.

El Modelo cosmológico del Big Bang parte de la hipótesis de que nuestro Universo actual es el resultado de la expansión desde un estado inicial extremadamente denso y caliente. Al expandirse la temperatura decrece, lo que permite la formación de neutrones y protones a partir de una “sopa” inicial de Gluones y Quarks. En este momento comienza la época de nucleosíntesis primordial que dura aproximadamente 3 minutos. Debido a la gran cantidad de fotones presentes (altas temperaturas), la rápida expansión y al hecho de que no existen núcleos estables con un número de nucleones (protones y neutrones) igual a 5 y 8, los únicos elementos producidos son principalmente Hidrógeno y Helio (³He y ⁴He) con abundancias residuales de Deuterio y Litio (⁶Li y ⁷Li).

                                                                                El Surgir de la Materia

Las cifras de las abundancias relativas de Schramm indican que el helio es aproximadamente 25% en masa y el hidrógeno aproximadamente el 73%, con todos los demás elementos constituyendo menos del 2%.

Las predicciones para las abundancias de elementos producidas durante el Big bang están de acuerdo con las observaciones con las abundancias de Deuterio y Helio (⁴He), para un valor de la razón de fotones a bariones que es consistente con las observaciones recientes del fondo de microondas. Es importante resaltar que (BBN), es decir, es la época de la nucleosíntesis primordial, la que nos permite “observar” el universo cuando éste tenía sólo unos pocos minutos de edad, mientras que el fondo de microondas corresponde a una edad de unos 300 mil años. A pesar del buen acuerdo en la predicción de los elementos más ligeros, la teoría predice una abundancia de Litio (⁷Li) superior en un facto 2-3 a la observada. Este hecho ha desencadenado toda una serie de estudios observacionales con el objetivo de determinar las abundancias primordiales de ⁶Li y ⁷Li junto con nuevas medidas experimentales de las reacciones ⁷Be (d.p)2α u d(α, γ)⁶Li.

                                                                              Evolución de las estrellas

Dado que en el Big Bang solamente se produjo hidrógeno y helio, el resto de los elementos tienen que sintetizarse en otro lugar. Actualmente, está bien establecido que la producción de elementos ligeros ocurre mediante las reacciones de fusión que tienen lugar en el interior de las estrellas. La secuencia está reflejada en el gráfico abajo.

                           Procesos Nucleares y Nucleosíntesis durante la Combustión Hidrostática.

Las estrellas se forman a partir de la contracción de grandes nubes moleculares por su propia gravedad, Estas nubes están constituidas principalmente de hidrógeno y helio, junto con pequeñas trazas de otros elementos más pesados que en la astrofísica se denominan metales y que han sido formados en anteriores explosiones de supernova.

Podemos decir que una estrella nace en el momento en el que la temperatura en su centro es lo suficientemente elevada para desencadenar los primeros procesos de combustión nuclear. Una estrella se puede definir como una esfera de gas autoluminosa. Dado que el Sol es la estrella que mejor conocemos es conveniente tomarlo como referencia a la hora de definir propiedades estelares. El Sol posee un radio de unos 700 mil kilómetros, lo que equivale a 109 veces el radio de la Tierra. Su masa es 330 mil veces la masa de la Tierra. La temperatura en su superficie es de 6000 grados, mientras que en el centro es de 15 millones de grados. Allí la densidad es de 160 veces la densidad del agua. El Sol emite cada segundo la misma energía que consumiríamos en la Tierra durante 4 millones de años al ritmo actual de consumo de energía.

El proceso triple alfa es el proceso por el cual tres núcleos de helio (partículas alfa) se transforman en un núcleo de carbono. Lo dedujo Fred Hoyle en su investigación con su equipo

Dado que cuando nacen las estrellas están constituidas principalmente por hidrógeno, un mecanismo natural para explicar la generación de energía es la fusión de 4 núcleos de Hidrógeno (protones) para dar un núcleo de Helio (partícula alfa, α) Hans Bethe propuso una explicación a este proceso en 1939, al sugerir la existencia de dos posibles mecanismos hoy denominados cadena pp y ciclo CON. El resultado neto de ambos procesos es la conversión de cuatro protones en un núcleo de Helio que puede escribirse de manera simbólica por la relación

4¹H → ⁴H + 2e⁺+ 2ѵe + energía,

En la que además de un núcleo de Helio (³He, partícula α) se producen dos positrones (e+) y dos neutrinos electrónicos (ѵe). La energía librada en el proceso equivale a un 0,7% de la masa inicial de los cuatro núcleos de hidrógeno. La diferencia de masa se convierte en energía. Para poder mantener su ritmo de emisión de energía, el Sol necesita convertir 600 millones de toneladas de Hidrógeno en 596 millones de toneladas de Helio cada segundo, lo que significa que el Sol continuará quemando Hidrógeno a este ritmo durante los próximos 5.000 millones de años (más o menos).

Cuando llegue el momento en que el Sol consuma su combustible nuclear, todos sabemos bien que se convertirá primera en gigante roja y más tarde, expulsando materia que formará una Nebulosa Planetaria, quedará como enana blanca.

Conforme la temperatura en el centro de la estrella aumenta llega un momento en que la combustión del Helio comienza a ser posible. Podría pensarse que la combustión del Helio procede mediante la fusión de dos núcleos de Helio para dar un núcleo de ⁸Be. Sin embargo, eso no es posible dado que el ⁸Be no es estable y se desintegra nada más formarse. No obstante, su tiempo de vida es lo suficientemente largo (10⁻¹⁶ segundos) como para capturar otro núcleo de Helio y dar lugar a ¹²C mediante el proceso que es comúnmente conocido como “reacción triple alfa”.

                                                                 

Parte del Carbono formado reacciona con los núcleos de Helio presentes y produce Oxígeno mediante la reacción ¹²C(α, γ)¹⁶O. Esta última reacción es probablemente la más importante en astrofísica nuclear dado que su ritmo determina la proporción de Carbono y Oxígeno resultante de la combustión de Helio. Esta proporción tiene importantes consecuencias en la determinación de la composición de las enanas blancas y la evolución con masas mayores de 8 masas solares.

La reacción triple alfa ha sido objeto de un estudio experimental reciente donde los estados relevantes del ¹²C han sido poblados mediante las desintegraciones beta del ¹²N y ¹²B. El mismo equipo experimental ha completado el estudio anterior mediante la reacción ¹⁰B(³He, pααα). Este último experimento se ha realizado en el recientemente inaugurado acelerador Tamden del Centro de Micro-análisis de Materiales de la Universidad Autónoma de Madrid.

Las etapas siguientes de la vida de una estrella dependen de su masa. Estrellas con masas menores a aproximadamente 8 masas solares no alcanzan en su centro la temperatura suficiente para iniciar la combustión del Carbono. Estas estrellas finalizan sus vidas expulsando sus capas exteriores, dando así lugar a la formación de una Nebulosa Planetaria que contiene, aproximadamente, la mitad de la masa inicial de la estrella.

En el centro de la Nebulosa queda una pequeña estrella que se contrae más y más hasta originar una enana blanca. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostró la existencia de un valor máximo para la masa de una enana blanca, conocido como masa límite de Chandrasekhar. Una estrella con una masa mayor (~ 1,44 masas solares) no es estable y colapsa.

                  Evolución de las estrellas en función de sus masas

Las estrellas con masas mayores de 8 masas solares pasan por sucesivas etapas de combustión y contracción quemando cada vez elementos más pesados. Las diferentes etapas de combustión son: combustión de Carbono, Neón, Oxígeno, y finalmente Silicio. Cada uno de estos procesos de combustión ocurre a temperaturas cada vez más elevadas como se ha podido comprobar en presencia de grandes densidades y temperaturas en el centro de la estrella de 25 masas solares durante sus diferentes etapas de combustión nuclear.

Emilio Silvera V.

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El proceso de división de los átomos se denomina fisión. En la foto, fisión colorida de partículas en colisión.

Entre 1.906 y 1.908 (hace ahora un siglo) Rutherford realizó constantes experimentos disparando partículas alfa contra una lámina sutil de metal (como oro o platino), para analizar sus átomos.  La mayor parte de los proyectiles atravesaron la barrera sin desviarse (como balas a través de las hojas de un árbol).  Pero no todos.  En la placa fotográfica que le sirvió de blanco tras el metal, Rutherford descubrió varios impactos dispersos e insospechados alrededor del punto central. Comprobó que algunas partículas habían rebotado.  Era como si en vez de atravesar las hojas, algunos proyectiles hubiesen chocado contra algo más sólido.

Rutherford supuso que aquellas “balas” habían chocado contra una especie de núcleo denso, que ocupaba sólo una parte mínima del volumen atómico y ese núcleo de intensa densidad, desviaban los proyectiles que acertaban a chocar contra él.  Ello ocurría en muy raras ocasiones, lo cual demostraba que los núcleos atómicos debían ser realmente ínfimos, porque un proyectil había de encontrar por fuerza muchos millones de átomos al atravesar la lámina metálica.

Era lógico suponer, pues, que los protones constituían ese núcleo duro.  Rutherford representó los protones atómicos como elementos apiñados alrededor de un minúsculo “núcleo atómico” que servía de centro (después de todo eso, hemos podido saber que el diámetro de ese núcleo equivale a algo más de una cienmilésima del volumen total del átomo.)

En 1.908 se concedió a Rutherfor el premio Nóbel de Química, por su extraordinaria labor de investigación sobre la naturaleza de la materia.  El fue el responsable de importantes descubrimientos que permitieron conocer la estructura de los átomos en esa primera avanzadilla.

Desde entonces se pueden descubrir con términos más concretos los átomos específicos y sus diversos comportamientos.  Por ejemplo, el átomo de hidrógeno posee un solo electrón.  Si se elimina, el protón restante se asocia inmediatamente a alguna molécula vecina; y cuando el núcleo desnudo de hidrógeno no encuentra por este medio un electrón que participe, actúa como un protón -es decir, una partícula subatómica-, lo cual le permite penetrar en la materia y reaccionar con otros núcleos si conserva la suficiente energía.

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Hubo un tiempo, el el Universo muy temprano, en el que la temperatura estaba encima de algunos cientos de veces la masa del protón, cuando la simetría aún no se había roto, y la fuerza débil y electromagnética no sólo eran la misma matemáticamente, sino realmente la misma. Un físico que hubiera podido estar allí presente, en aquellos primeros momento, no habría podido observar ninguna diferencia real entre las fuerzas producidas por el intercambio de estas cuatro partículas: las W^±, la Z y el Fotón.

Muchas son las sorpresas que nos podríamos encontrar en el universo primitivo, hasta la presencia de agua ha sido detectada mediante la técnica de lentes gravitacionales en la galaxia denominada MG J0414+0534 que está situada en un tiempo en el que el Universo sólo tenía dos mil quinientos millones de años de edad. El equipo investigador pudo detectar el vapor de agua presente en los chorros de emisión de un agujero negro super-masivo. Este tipo de objeto es bastante raro en el universo actual. El agua fue observada en forma de mases, una emisión de radiación de microondas provocada por las moléculas (en este caso de agua) al ser amplificadas por una onda o un campo magnético.

Siguiendo con el trabajo, dejemos la noticia de más arriba (sólo insertada por su curiosidad y rareza), y, sigamos con lo que hemos contado repetidas veces aquí de las fuerzas y la simetría antes de que, el universo se expandiera y enfriara para que, de una sola fuerza, surgieran las cuatro fuerzas que ahora conocemos: Gravedad que campa sola y no quiere juntarse con las otras fuerzas del Modelo Estándar, el electromagnetismo y las nucleares débil y fuerte.

Las fuerzas de la naturaleza que gobiernan la electricidad, el magnetismo, la radiactividad y las reacciones nucleares están confinadas a un “mundo-brana” tridimensional, mientras que la gravedad actúa en todas las dimensiones y es consecuentemente más débil. Seguramente ese será el motivo por el cual, encontrar  al Bosón mediador de la fuerza, el Gravitón, resulta tan difícil.

De manera similar, aunque menos clara, las teorías de supersimetrías conjeturaban que las cuatro fuerzas tal vez estaban ligadas por una simetría que se manifestaba en los niveles de energía aún mayores que caracterizaban al universo ya antes del Big Bang. La introducción de un eje histórico en la cosmología y la física de partículas (como decía ayer en uno de los trabajos), beneficio a ambos campos. Los físicos proporcionaron a los cosmólogos una amplia gama de herramientas útiles para saber cómo se desarrolló el universo primitivo. Evidentemente, el Big Bang no fue una muralla de fuego de la que se burló Hoyle, sino un ámbito de sucesos de altas energías que muy posiblemente pueden ser comprensibles en términos de teoría de campo relativista y cuántica.

La cosmología, por su parte, dio un tinte de realidad histórica a las teorías unificadas. Aunque ningún acelerador concebible podrían alcanzar las titánicas energías supuestas por las grandes teorías unificadas y de la supersimetría, esas exóticas ideas aún  pueden ser puestas a prueba, investigando su las partículas constituyentes del universo actual son compatibles con el tipo de historia primitiva que implican las teorías.

Gell-Mann, el premio Nobel de física, al respeto de todo esto decía: “Las partículas elementales aparentemente proporcionan las claves de algunos de los misterios fundamentales de la Cosmología temprana… y resulta que la Cosmología brinda una especia de terreno de prueba para alguna de las ideas de la física de partículas elementales.” Hemos podido llegar a descubrir grandes secretos de la naturaleza mediante los pensamientos que, surgidos de la mente desconocida y misteriosa de algunos seres humanos, han podido ser intuidos mediante ráfagas luminosas que nunca sabremos de dónde pudieron surgir )Lorentz, Planck, Einstein, Heisenberg, Dirac, Eddigton, Feymann, Wheeler… Y, una larga lista de privilegiados que pudieron ver, lo que otros no podían.

                        Moléculas, átomos y conexiones para formar pensamientos

Hemos llegado a poder discernir la relación directa que vincula el tamaño, la energía de unión y la edad de las estructuras fundamentales de la Naturaleza. Una molécula es mayor y más fácil de desmembrar que un átomo; lo mismo podemos decir de un átomo respecto al núcleo atómico, y de un núcleo con respecto a los quarks que contiene. La cosmología sugiere que esta relación resulta del curso de la historia cósmica, que los quarks se unieron primero en las energías extremadamente altas del Big Bang original  y que a medida que el Universo se expandió, los protones y neutrones compuestos de quarks se unieron para formar núcleos de átomos, los cuales, cargados positivamente, atrajeron a los electrones cargados con electricidad negativa estableciéndose así como átomos completos, que al unirse formaron moléculas.

Si es así (que lo es), cuanto más íntimamente examinemos la Naturaleza, tanto más lejos hacia atrás vamos en el tiempo.   Alguna vez he puesto el ejemplo de mirar algo que no es familiar, el dorso de la mano, por ejemplo, e imaginemos que podemos observarlo con cualquier aumento deseado.

Con un aumento relativamente pequeño, podemos ver las células de la piel, cada una con un aspecto tan grande y  complejo como una ciudad, y con sus límites delineados por la pared celular.  Si elevamos el aumento, veremos dentro de la célula una maraña de ribosomas serpenteando y mitocondrias ondulantes, lisosomas esféricos y centríolos, cuyos alrededores están llenos de complejos órganos dedicados a las funciones respiratorias, sanitarias y de producción de energía que mantienen a la célula.

Ya ahí tenemos pruebas de historia. Aunque esta célula particular solo tiene unos pocos años de antigüedad, su arquitectura se remonta a más de mil millones de años, a la época en que aparecieron en la Tierra las células eucariota o eucarióticas como la que hemos examinado.

Estas imágenes son las que veremos si miramos con el microscopio electrónico parte de nuestro cuerpo

Para determinar dónde obtuvo la célula y el esquema que le indicó como formarse, pasemos al núcleo y contemplemos los delgados contornos de las macromoléculas de ADN segregadas dentro de sus genes.  Cada una contiene una rica información genética acumulada en el curso de unos cuatro mil millones de años de evolución.

Almacenado en un alfabeto de nucleótidos de  cuatro “letras”- hecho de moléculas de azúcar y fosfatos, y llenos de signos de puntuación, reiteraciones para precaver contra el error, y cosas superfluas acumuladas en los callejones sin salida de la historia evolutiva-, su mensaje dice exactamente cómo hacer un ser humano, desde la piel y los huesos hasta las células cerebrales.

Si elevamos más el aumento veremos que la molécula de ADN está compuesta de muchos átomos, con sus capas electrónicas externas entrelazadas y festoneadas en una milagrosa variedad de formas, desde relojes de arena hasta espirales ascendentes como largos muelles y elipses grandes como escudos y fibras delgadas como puros.  Algunos de esos electrones son recién llegados, recientemente arrancados a átomos vecinos; otros se incorporaron junto a sus núcleos atómicos hace más de cinco mil millones de años, en la nebulosa de la cual se formó la Tierra.

Una molécula es mayor y más fácil de desmembrar que un átomo; lo mismo podemos decir de un átomo respecto al núcleo atómico, y de un núcleo con respecto a los quarks que contiene. Sion embargo, nos queda la duda de: ¿Qué podrá haber más allá de los Quarks?

¿Qué no podremos hacer cuando conozcamos la naturaleza real del átomo y de la luz? El fotón,  ese cuánto de luz que parece tan insignificante, nos tiene que dar muchas satisfacciones y, en él, están escondidos secretos que, cuando sean revelados, cambiará el mundo. Esa imagen de arriba que está inmersa en nosotros en en todo el Universo, es la sencillas de la complejidad. A partir de ella, se forma todo: la muy pequeño y lo muy grande.

Si elevamos el aumento cien mil veces, el núcleo de un átomo de carbono se hinchará hasta llenar el campo de visión.   Tales núcleos y átomos se formaron dentro de una estrella que estalló mucho antes de que naciera el Sol.  Si podemos aumentar aún más, veremos los tríos de quarks que constituyen protones y neutrones. Los quarks han estado unidos desde que el Universo sólo tenía unos pocos segundos de edad.

Al llegar a escalas cada vez menores, también hemos entrado en ámbitos de energías de unión cada vez mayores.  Un átomo puede ser desposeído de su electrón aplicando sólo unos miles de electrón-voltios de energía.  Sin embargo, para dispersar los nucleones que forman el núcleo atómico se requieren varios millones de electrón-voltios, y para liberar los quark que constituyen cada nucleón.

Uno de los misterios de la naturaleza, están dentro de los protones y neutrones que, conformados por Quarks, resulta que, si estos fueran liberados, tendrían independientemente, más energía que el protón que conformaban. ¿Cómo es posible eso?

Introduciendo el eje de la historia, esta relación da testimonio del pasado de las partículas: las estructuras más pequeñas, más fundamentales están ligadas por niveles de energía mayores porque las estructuras mismas fueron forjadas en el calor del Big Bang. Esto implica que los aceleradores de partículas, como los telescopios, funcionen como máquinas del tiempo.  Un telescopio penetra en el pasado en virtud del tiempo que tarda la luz en desplazarse entre las estrellas; un acelerador recrea, aunque sea fugazmente, las condiciones que prevalecían en el Universo primitivo.

El acelerador de 200 Kev diseñado en los años veinte por Cockroft y Walton reproducía algunos de los sucesos que ocurrieron alrededor de un día después del comienzo del Big Bang. Los aceleradores construidos en los años cuarenta y cincuenta llegaron hasta la marca de un segundo.  El Tevatrón del Fermilab llevó el límite a menos de una milmillonésima de segundo después del comienzo del Tiempo.  El nuevo LHC proporcionara un atisbo del medio cósmico cuando el Universo tenía menos de una billonésima de segundo de edad.

Esta es una edad bastante temprana: una diez billonésima de segundo es menos que un pestañeo con los párpados en toda la historia humana registrada.  A pesar de ello, extrañamente, la investigación de la evolución del Universo recién nacido indica que ocurrieron muchas cosas aún antes,  durante la primera ínfima fracción de un segundo.

Todos los teóricos han tratado de elaborar una explicación coherente de los primeros momentos de la historia cósmica.  Por supuesto, sus ideas fueron esquemáticas e incompletas, muchas de sus conjeturas, sin duda, se juzgaran deformadas o sencillamente erróneas, pero constituyeron una crónica mucho más esclarecedora del Universo primitivo que la que teníamos antes.

A los cien millones de años desde el comienzo del tiempo, aún no se habían formado las estrellas, si acaso, algunas más precoces.  Aparte de sus escasas y humeantes almenaras, el Universo era una sopa oscura de gas hidrógeno y helio, arremolinándose aquí y allá para formar protogalaxias.

He aquí la primera imagen jamás obtenida de antimateria, específicamente un “anti-átomo” de anti-hidrógeno. Este experimento se realizó en el Aparato ALPHA de CERN, en donde los anti-átomos fueron retenidos por un récord de 170 milisegundos (se atraparon el 0.005% de los anti-átomos generados).

Un experimento en el >LHC nos dice por qué la materia ganó a la anti-materia

Cuando se encuentran materia y anti-materia… ¡La destrucción está servida!

A la edad de mil millones de años, el Universo tiene un aspecto muy diferente.  El núcleo de la joven Vía Láctea arde brillantemente, arrojando las sobras de cumulonimbos galácticos a través del oscuro disco; en su centro brilla un quásar blanco-azulado.  El disco, aún en proceso de formación, es confuso y está lleno de polvo y gas; divide en dos partes un halo esférico que será oscuro en nuestros días, pero a la sazón corona la galaxia con un brillante conjunto de estrellas calientes de primera generación.

Para determinar dónde obtuvo la célula es esquema que le indicó como formarse, pasemos al núcleo y contemplemos los delgados contornos de las macromoléculas de ADN segregadas dentro de sus genes. Cada una contiene una rica información genética acumulada en el curso de unos cuatro mil millones de años de evolución.

Claro que, nuestra historia está relacionada con todo lo que antes de llegar la vida al Universo pudo pasar. ¡Aquella primera célula! Se replicó en la sopa primordial llamada Protoplasma vivo y, siguió evolucionando hasta conformar seres de diversos tipos y, algunos, llegaron a adquirir la conciencia.

                   Macromolécula

Almacenado en un alfabeto de nucleótidos de cuatro “letras”- hecho de moléculas de azúcar y fosfatos, y llenos de signos de puntuación, reiteraciones para precaver contra el error, y cosas superfluas acumuladas en los callejones sin salida de la historia evolutiva-, su mensaje dice exactamente cómo hacer un ser humano, desde la piel y los huesos hasta las células cerebrales.

                           célula cerebral

Si elevamos más el aumento veremos que la molécula de ADN está compuesta de muchos átomos, con sus capas electrónicas externas entrelazadas y festoneadas en una milagrosa variedad de formas de una rareza y de una increíble y extraña belleza que sólo la Naturaleza es capaz de conformar.

        Molécula de ADN

Si elevamos el aumento cien mil veces, el núcleo de un átomo de carbono se hinchará hasta llenar el campo de visión. Tales núcleos átomos se formaron dentro de una estrella que estalló mucho antes de que naciera el Sol. Si podemos aumentar aún más, veremos los tríos de quarks que se  constituyen en protones y neutrones.

                                 Átomo de Carbono

Los quarks han estado unidos desde que el Universo sólo tenía unos pocos segundos de edad. Una vez que fueron eliminados los anti-quarks, se unieron en tripletes para formar protones y neutrones que, al formar un núcleo cargado positivamente, atrajeron a los electrones que dieron lugar a formar los átomos que más tarde, conformaron la materia que podemos ver en nuestro universo.

Al llegar a escalas cada vez menores, también hemos entrado en ámbitos de energías de unión cada vez mayores. Un átomo puede ser desposeído de su electrón aplicando sólo unos miles de electrón-voltios de energía. Sin embargo, para dispersar los nucleones que forman el núcleo atómico se requieren varios millones de electrón-voltios, y para liberar los quarks que constituyen cada nucleón se necesitaría cientos de veces más energía aún.

Los Quarks dentro del núcleo están sometidos a la Interacción fuerte, es decir, la más potente de las cuatro fuerzas fundamentales del Universo, la que mantiene a los Quarks confinados dentro del núcleo atómico por medio de los Gluones.

Introduciendo el eje de la historia, esta relación da testimonio del pasado de las partículas: las estructuras más pequeñas, más fundamentales están ligadas por niveles de energía mayores porque las estructuras mismas fueron forjadas en el calor del Big Bang.

       Haces de protones que chocan cuando viajan a velocidad relativista en el LHC

Esto implica que los aceleradores de partículas, como los telescopios, funcionen como máquinas del tiempo. Un telescopio penetra en el pasado en virtud del tiempo que tarda la luz en desplazarse entre las estrellas; un acelerador recrea, aunque sea fugazmente, las condiciones que prevalecían en el Universo primitivo.

El acelerador de 200 KeV diseñado en los años veinte por Cockroft y Walton reproducía algunos de los sucesos que ocurrieron alrededor de un día después del comienzo del Big Bang.

        Aquel acelerador nada tenía que ver con el LHC de ahora, casi un siglo los separa

Los aceleradores construidos en los años cuarenta y cincuenta llegaron hasta la marca de un segundo. El Tevatrón del Fermilab llevó el límite a menos de una milmillonésima de segundo después del comienzo del Tiempo. El nuevo super-colisionador superconductor proporcionara un atisbo del medio cósmico cuando el Universo tenía menos de una billonésima de segundo de edad.

1 octubre 2011. No hay plazo que no se cumpla, dicen por ahí. Así le llegó la hora al colisionador de partículas Tevatron, del laboratorio Fermilab, instalado bajo la tierra en las afueras de Chicago en Estados Unidos.

Tras 26 años de operación, los últimos rayos de partículas se detendrán hoy después de que el financiamiento para el laboratorio se terminara. Sumándolo al fin del programa de transbordadores, hay varios que ven a EE.UU. frenando su dominio científico en múltiples áreas a medida que el presupuesto para este sector se ha ido haciendo menor.

Esta es una edad bastante temprana: una diez billonésima de segundo es menos que un pestañeo con los párpados en toda la historia humana registrada. A pesar de ello, extrañamente, la investigación de la evolución del Universo recién nacido indica que ocurrieron muchas cosas aún antes, durante la primera ínfima fracción de un segundo.

Todos los teóricos han tratado de elaborar una explicación coherente de los primeros momentos de la historia cósmica. Por supuesto, sus ideas fueron esquemáticas e incompletas, muchas de sus conjeturas, sin duda, se juzgaran deformadas o sencillamente erróneas, pero constituyeron una crónica mucho más aclaradora del Universo primitivo que la que teníamos antes.

                        Recreación del Universo primitivo

 Bueno amigos, el trabajo era algo más extenso y entrábamos a explicar otros aspectos y parámetros implicados en todo este complejo laberinto que abarca desde lo muy grande hasta la muy pequeño, esos dos mundos que, no por ser tan dispares, resultan ser antagónicos, porque el uno sin el otro no podría exisitir. Otro día, seguiremos abundando en el tema apasionante  que aquí tratamos.

Emilio Silvera Vázquez

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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.

                                           Los rayos cósmicos que forman partículas secundarias

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 1968, 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.

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En 1930, 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.

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 1963 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 1945, el físico americano Arthur Edwed Ruark sugirió que se diera el nombre de positronio a este sistema de dos partículas, y en 1951, 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 1936.

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.

                   El letal cuaderno de Marie Curie 

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.

                     Isótopos del Hidrógeno

Por ejemplo, el hidrógeno presenta tres variedades: en primer lugar, el corriente, que tienen un solo protón. En 1932, 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 1934 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 1934, 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, las matemáticas, la única que finalmente lo podrá explicar todo.

Emilio Silvera V.

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