{"id":4821,"date":"2011-04-02T12:28:02","date_gmt":"2011-04-02T11:28:02","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=4821"},"modified":"2011-04-02T20:38:15","modified_gmt":"2011-04-02T19:38:15","slug":"%c2%bfsabremos-algun-dia-aprender-de-la-naturaleza","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2011\/04\/02\/%c2%bfsabremos-algun-dia-aprender-de-la-naturaleza\/","title":{"rendered":"\u00bfSabremos alg\u00fan d\u00eda, aprender de la Naturaleza?"},"content":{"rendered":"

Los n\u00facleos presentes en el Universo<\/p>\n

La Astrof\u00edsica nuclear es una rama relativamente joven de la f\u00edsica entre cuyos objetivos destaca la descripci\u00f3n de las reacciones mediante las cuales tiene lugar la generaci\u00f3n de energ\u00edas y la s\u00edntesis de elementos qu\u00edmicos en el Universo. Se trata, por tanto, de un campo multidisciplinar que combina las observaciones astron\u00f3micas, con el an\u00e1lisis de la composici\u00f3n de meteoritos, la modelizaci\u00f3n astrof\u00edsica y la f\u00edsica nuclear tanto experimental como te\u00f3rica.<\/p>\n

\"Fred<\/p>\n

En 1957, E.M. Burbidge, W.A. Fowler and F. Hoyle y de manera independiente A.G.W. Cameron publicaron sendos art\u00edculos clave, donde definen los principales procesos que explican la transformaci\u00f3n de unos n\u00facleos en otros, asentados en base de la Astrof\u00edsica nuclear.<\/p>\n

A lo largo de la segunda mitad del siglo XX, la Astrof\u00edsica nuclear ha conseguido importantes logros que sin duda est\u00e1n \u00edntimamente conectados al impresionante avance experimentado por las t\u00e9cnicas instrumentales y de medidas asociadas y por la capacidad de c\u00e1lculo num\u00e9rico.<\/p>\n

Los diferentes procesos de nucleos\u00edntesis<\/a> que tienen lugar durante la vida de una estrella dan lugar a la creaci\u00f3n de nuevos elementos qu\u00edmicos que son expulsados al medio interestelar. Estos elementos pasan a formar parte de una nueva generaci\u00f3n de estrellas, y pueden ser detectados mediante estudios espectrosc\u00f3picos. La mejora de las t\u00e9cnicas utilizadas en la instrumentaci\u00f3n observacional y de los m\u00e9todos de detecci\u00f3n espectrosc\u00f3picos, la construcci\u00f3n de grandes telescopios como el VLT y el Keck a los que pronto se a\u00f1adir\u00e1 el Gran TeCan, y la posibilidad de hacer observaciones desde el espacio sin la interferencia de la atm\u00f3sfera terrestre (Telescopio Hubble<\/a>, Chandra, XMM Newton<\/a> e Integral), ha permitido obtener toda una nueva visi\u00f3n del universo que nos rodea.<\/p>\n

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\"GranLa F\u00edsica nuclear experimental tampoco ha sido ajena a todos estos avances tecnol\u00f3gicos, desarrollando haces de n\u00facleos estables e inestables y la instrumentaci\u00f3n necesaria para realizar experimentos de precisi\u00f3n. Las reacciones nucleares que intervienen en los procesos astrof\u00edsicos son reacciones de fusi\u00f3n; reacciones de captura de protones<\/a>, de neutrones<\/a> y de part\u00edculas alfa<\/a> y sus inversas; y procesos mediados por la interacci\u00f3n d\u00e9bil tales como las desintegraciones beta, capturas de electrones<\/a> y de neutrinos<\/a>.<\/div>\n

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\"\"<\/a>Decaimiento \u03b2–<\/sup> de un n\u00facleo. Se observa como uno de los <\/a>neutrones<\/a> se transforma en un prot\u00f3n<\/a><\/a> emitiendo un electr\u00f3n<\/a> (\u03b2–<\/sup>) y un anti-neutrino electr\u00f3nico<\/a>.<\/p>\n

En algunos casos se miden reacciones inducidas por n\u00facleos estables y energ\u00edas pr\u00f3ximas a las que se dan en las estrellas, con secciones eficaces muy peque\u00f1as, que necesitan el uso de instalaciones subterr\u00e1neas (LUNA) capaces de blindar los equipos de detecci\u00f3n a la radiaci\u00f3n de origen c\u00f3smico. En otros casos, se estudian reacciones inducidas por n\u00facleos inestables (tambi\u00e9n llamados n\u00facleos ex\u00f3ticos), con una vida media muy corta, y dif\u00edciles de sintetizar en el laboratorio con la tecnolog\u00eda actual. No obstante, en las \u00faltimas d\u00e9cadas, numerosas instalaciones de haces de n\u00facleos ex\u00f3ticos (Louvain la Neuve, GANIL, GSI<\/a>, ISOLDE) han desarrollado programas experimentales en los que se han determinado las propiedades fundamentales (masas y vidas medias) y propiedades de la estructura de n\u00facleos claves en reacciones de inter\u00e9s Astrof\u00edsico. Igualmente se han medido un n\u00famero importante de secciones eficaces asociadas a los diferentes procesos de nucleos\u00edntesis<\/a>. Por otro lado, la construcci\u00f3n de instalaciones de tiempo de vuelo de neutrones<\/a> (n_ToF arroba CERN) ha permitido el desarrollo de programas dedicados al estudio de la captura neutr\u00f3n<\/a>ica. As\u00ed mismo, las nuevas instalaciones que se construir\u00e1n en los pr\u00f3ximos a\u00f1os (FAIR, SPIRAL 2) incluyen en sus programas cient\u00edficos el estudio de reacciones nucleares de inter\u00e9s astrof\u00edsico.<\/p>\n

En la mayor parte de los Modelos Astrof\u00edsicos la F\u00edsica Nuclear Te\u00f3rica es necesaria para convertir un texto experimental en el ritmo de reacci\u00f3n que es necesario en la aplicaci\u00f3n astrof\u00edsica concreta. Ahora mismo nos encontramos al comienzo de una nueva era de desarrollo de modelos te\u00f3ricos basados en primeros principios (ab-anitio). Esto permitir\u00e1 reducir las incertidumbres asociadas con extrapolaciones a regiones de la carta de n\u00facleos que no han sido exploradas experimentalmente, pero que son relevantes para diferentes procesos astrof\u00edsicos como es el caso de n\u00facleos muy ricos en neutrones<\/a> para el proceso r.<\/p>\n

De forma complementaria, se han producido grandes avances en la modelizaci\u00f3n astrof\u00edsica de las diferentes etapas de evoluci\u00f3n estelar. Los desaf\u00edos actuales se centran en la realizaci\u00f3n de simulaciones en tres dimensiones espaciales de los diferentes fen\u00f3menos astrof\u00edsicos y en particular de las espectaculares explosiones de supernovas tanto termonucleares como debidas al colapso gravitatorio.<\/p>\n

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F\u00edsicos en el Laboratorio Nacional Argonne en Chicago han utilizado el superordenador IBM Blue Gene\/P para modelar la extrema f\u00edsica de una explosi\u00f3n de supernova<\/p>\n

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La visualizaci\u00f3n de arriba del superordenador del Laboratorio Nacional de Argonne muestra el mecanismo de la muerte violenta de estrella masiva, despu\u00e9s de una corta vida. La imagen muestra en colores los valores de energ\u00eda en el n\u00facleo de la supernova. Se asignan diferentes colores y transparencias a diferentes valores de enstrof\u00eda. Ajustando selectivamente el color y la transparencia, los cient\u00edficos pueden \u201cpelar\u201d las capas externas y ver lo que est\u00e1 sucediendo en el interior de la estrella.<\/p>\n

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Arriba, tres visualizaciones de la combusti\u00f3n nuclear en una supernova. La de la izquierda representa la llama nuclear en s\u00ed, mientras que las otras dos representan la velocidad de combusti\u00f3n y de enstrof\u00eda. Estas dos \u00faltimas propiedades determinan la forma en que la combusti\u00f3n fluye a trav\u00e9s del sistema. (Imagen: Laboratorio Nacional de Argonne)<\/p>\n

El Modelo cosmol\u00f3gico del Big Bang<\/a> parte de la hip\u00f3tesis de que nuestro Universo actual es el resultado de la expansi\u00f3n desde un estado inicial extremadamente denso y caliente. Al expandirse la temperatura decrece, lo que permite la formaci\u00f3n de neutrones<\/a> y protones<\/a> a partir de una \u201csopa\u201d inicial de Gluones y Quarks. En este momento comienza la \u00e9poca de nucleos\u00edntesis<\/a> primordial que dura aproximadamente 3 minutos. Debido a la gran cantidad de fotones<\/a> presentes (altas temperaturas), la r\u00e1pida expansi\u00f3n y al hecho de que no existen n\u00facleos estables con un n\u00famero de nucleones<\/a> (protones<\/a> y neutrones<\/a>) igual a 5 y 8, los \u00fanicos elementos producidos son principalmente Hidr\u00f3geno y Helio (\u00b3He y \u2074He) con abundancias residuales de Deuterio y Litio (\u2076Li y \u2077Li).<\/p>\n

Las predicciones para las abundancias de elementos producidas durante el Big bang est\u00e1n de acuerdo con las observaciones con las abundancias de Deuterio y Helio (\u2074He), para un valor de la raz\u00f3n de fotones<\/a> a bariones<\/a> que es consistente con las observaciones recientes del fondo de microondas. Es importante resaltar que (BBN), es decir, es la \u00e9poca de la nucleos\u00edntesis<\/a> primordial, la que nos permite \u201cobservar\u201d el universo cuando \u00e9ste ten\u00eda s\u00f3lo unos pocos minutos de edad, mientras que el fondo de microondas corresponde a una edad de unos 300 mil a\u00f1os. A pesar del buen acuerdo en la predicci\u00f3n de los elementos m\u00e1s ligeros, la teor\u00eda predice una abundancia de Litio (\u2077Li) 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 \u2076Li y \u2077Li junto con nuevas medidas experimentales de las reacciones \u2077Be (d.p)2\u03b1 u d(\u03b1, \u03b3)\u2076Li.<\/p>\n

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Evoluci\u00f3n de las estrellas<\/p>\n

Dado que en el Big Bang<\/a> solamente se produjo hidr\u00f3geno y helio, el resto de los elementos tienen que sintetizarse en otro lugar. Actualmente, est\u00e1 bien establecido que la producci\u00f3n de elementos ligeros ocurre mediante las reacciones de fusi\u00f3n que tienen lugar en el interior de las estrellas. La secuencia est\u00e1 reflejada en el gr\u00e1fico abajo.<\/p>\n

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\"Diagrama<\/p>\n

Procesos Nucleares y Nucleos\u00edntesis durante la Combusti\u00f3n Hidrost\u00e1tica.<\/p>\n

Las estrellas se forman a partir de la contracci\u00f3n de grandes nubes moleculares por su propia gravedad, Estas nubes est\u00e1n constituidas principalmente de hidr\u00f3geno y helio, junto con peque\u00f1as trazas de otros elementos m\u00e1s pesados que en la astrof\u00edsica se denominan metales y que han sido formados en anteriores explosiones de supernova.<\/p>\n

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 combusti\u00f3n 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 kil\u00f3metros, 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. All\u00ed la densidad es de 160 veces la densidad del agua. El Sol emite cada segundo la misma energ\u00eda que consumir\u00edamos en la Tierra durante 4 millones de a\u00f1os al ritmo actual de consumo de energ\u00eda.<\/p>\n

Dado que cuando nacen las estrellas est\u00e1n constituidas principalmente por hidr\u00f3geno, un mecanismo natural para explicar la generaci\u00f3n de energ\u00eda es la fusi\u00f3n de 4 n\u00facleos de Hidr\u00f3geno (protones<\/a>) para dar un n\u00facleo de Helio (part\u00edcula alfa<\/a>, \u03b1) Hans Bethe propuso una explicaci\u00f3n 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 conversi\u00f3n de cuatro protones<\/a> en un n\u00facleo de Helio que puede escribirse de manera simb\u00f3lica por la relaci\u00f3n<\/p>\n

4\u00b9H \u2192 \u2074H + 2e\u207a+ 2\u0475e + energ\u00eda,<\/p>\n

En la que adem\u00e1s de un n\u00facleo de Helio (\u00b3He, part\u00edcula \u03b1) se producen dos positrones (e+) y dos neutrinos<\/a> electr\u00f3nicos (\u0475e). La energ\u00eda librada en el proceso equivale a un 0,7% de la masa inicial de los cuatro n\u00facleos de hidr\u00f3geno. La diferencia de masa se convierte en energ\u00eda. Para poder mantener su ritmo de emisi\u00f3n de energ\u00eda, el Sol necesita convertir 600 millones de toneladas de Hidr\u00f3geno en 596 millones de toneladas de Helio cada segundo, lo que significa que el Sol continuar\u00e1 quemando Hidr\u00f3geno a este ritmo durante los pr\u00f3ximos 5.000 millones de a\u00f1os (m\u00e1s o menos).<\/p>\n

Cuando llegue el momento en que el Sol consuma su combustible nuclear, todos sabemos bien que se convertir\u00e1 primera en gigante roja y m\u00e1s tarde, expulsando materia que formar\u00e1 una Nebulosa Planetaria, quedar\u00e1 como enana blanca<\/a>.<\/p>\n

Conforme la temperatura en el centro de la estrella aumenta llega un momento en que la combusti\u00f3n del Helio comienza a ser posible. Podr\u00eda pensarse que la combusti\u00f3n del Helio procede mediante la fusi\u00f3n de dos n\u00facleos de Helio para dar un n\u00facleo de \u2078Be. Sin embargo, eso no es posible dado que el \u2078Be no es estable y se desintegra nada m\u00e1s formarse. No obstante, su tiempo de vida es lo suficientemente largo (10\u207b\u00b9\u2076 segundos) como para capturar otro n\u00facleo de Helio y dar lugar a \u00b9\u00b2C mediante el proceso que es com\u00fanmente conocido como \u201creacci\u00f3n triple alfa\u201d.<\/p>\n

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\"Diagrama<\/div>\n

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\"\"Parte del Carbono formado reacciona con los n\u00facleos de Helio presentes y produce Ox\u00edgeno mediante la reacci\u00f3n \u00b9\u00b2C(\u03b1, \u03b3)\u00b9\u2076O. Esta \u00faltima reacci\u00f3n es probablemente la m\u00e1s importante en astrof\u00edsica nuclear dado que su ritmo determina la proporci\u00f3n de Carbono y Ox\u00edgeno resultante de la combusti\u00f3n de Helio. Esta proporci\u00f3n tiene importantes consecuencias en la determinaci\u00f3n de la composici\u00f3n de las enanas blancas y la evoluci\u00f3n con masas mayores de 8 masas solares.<\/p>\n

La reacci\u00f3n triple alfa ha sido objeto de un estudio experimental reciente donde los estados relevantes del \u00b9\u00b2C han sido poblados mediante las desintegraciones beta del \u00b9\u00b2N y \u00b9\u00b2B. El mismo equipo experimental ha completado el estudio anterior mediante la reacci\u00f3n \u00b9\u2070B(\u00b3He, p\u03b1\u03b1\u03b1). Este \u00faltimo experimento se ha realizado en el recientemente inaugurado acelerador Tamden del Centro de Micro-an\u00e1lisis de Materiales de la Universidad Aut\u00f3noma de Madrid.<\/p>\n

Las etapas siguientes de la vida de una estrella dependen de su masa. Estrellas conm masas menores a aproximadamente 8 masas solares no alcanzan en su centro la temperatura suficiente para iniciar la combusti\u00f3n del Carbono. Estas estrellas finalizan sus vidas expulsando sus capas exteriores, dando as\u00ed lugar a la formaci\u00f3n de una Nebulosa Planetaria que contiene, aproximadamente, la mitad de la masa inicial de la estrella.<\/p>\n

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La Nebulosa Ojo de Gato<\/a>. Imagen en falso color (visible y rayos X<\/a><\/a>) tomada por el Telescopio espacial Hubble<\/a><\/a>.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n

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En el centro de la Nebulosa queda una peque\u00f1a estrella que se contrae m\u00e1s y m\u00e1s hasta originar una enana blanca<\/a>. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostr\u00f3 la existencia de un valor m\u00e1ximo para la masa de una enana blanca<\/a>, conocido como masa l\u00edmite de Chandrasekhar<\/a>. Una estrella con una masa mayor (~ 1,44 masas solares) no es estable y colapsa.<\/p>\n

Las estrellas con masas mayores de 8 masas solares pasan por sucesivas etapas de combusti\u00f3n y contracci\u00f3n quemando cada vez elementos m\u00e1s pesados. Las diferentes etapas de combusti\u00f3n son: combusti\u00f3n de Carbono, Ne\u00f3n, Ox\u00edgeno, y finalmente Silicio. Cada uno de estos procesos de combusti\u00f3n ocurre a temperaturas cada vez m\u00e1s 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 combusti\u00f3n nuclear.<\/p>\n

Fin de la Primera Parte.<\/p>\n

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<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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