{"id":8536,"date":"2013-04-04T07:21:10","date_gmt":"2013-04-04T06:21:10","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=8536"},"modified":"2013-04-04T07:21:10","modified_gmt":"2013-04-04T06:21:10","slug":"la-materia-en-el-universo","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2013\/04\/04\/la-materia-en-el-universo\/","title":{"rendered":"La materia en el Universo"},"content":{"rendered":"
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\"Los<\/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

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

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Representaci\u00f3n art\u00edstica de la creaci\u00f3n de mol\u00e9culas org\u00e1nicas en el universo primitivo. La s\u00edntesis del carbono en el coraz\u00f3n de las estrellas contin\u00faa planteando algunos retos te\u00f3ricos. [NASA\/JPL-Caltech\/T. Pyle (SSC)]<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\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><\/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><\/a>, Chandra, XMM Newton<\/a><\/a> e Integral), ha permitido obtener toda una nueva visi\u00f3n del universo que nos rodea.<\/p>\n

\"http:\/\/4.bp.blogspot.com\/-E92K4Mda2Uo\/TbwBX8kvV6I\/AAAAAAAAAHM\/xWiWd9YY8dM\/s1600\/diagrama-hr1.jpg\"<\/p>\n

La 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><\/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>. 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.<\/p>\n

\"\\begin{figure}\\epsfig{file=pre\/fig1.eps,<\/p>\n

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><\/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><\/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><\/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

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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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Cuando una estrella supermasiva muere, las consecuencias energ\u00e9ticas son inmensas. Ah\u00ed, en esa explosi\u00f3n se producen transiciones de fase que producen materiales pesados y complejos. En una supernova, en orden decreciente tenemos la secuencia de n\u00facleos H, He, O, C, N, Fe, que coincide bastante bien con una ordenaci\u00f3n en la tabla peri\u00f3dica que es:<\/p>\n

H, He, (Li, Be, B) C, N, O\u2026 Fe<\/p>\n

\u00bfApreci\u00e1is la maravilla? Las estrellas brillan en el cielo para hacer posible que nosotros estemos aqu\u00ed descubriendo los enigmas del universo y\u2026 de la vida inteligente. Esos materiales para la vida s\u00f3lo se pudieron fabricar el las estrellas, en sus hornos nucleares y en las explosiones supernovas al final de sus vidas.<\/p>\n

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La explosi\u00f3n de una estrella gigante y supermasiva hace que esta brille m\u00e1s que la propia galaxia que la acoge y, en su ese tr\u00e1nsito de estrella a p\u00falsar<\/a> o agujero negro<\/a><\/a>, se forman elementos que, como el oro o el platino, se riegan por el espacio interestelar en las inmensas nebulosas de las que, m\u00e1s tarde, naceran nuevas estrellas y nuevos mundos.<\/p>\n

Pero est\u00e1 claro que todo el proceso estelar evolutivo inorg\u00e1nico nos condujo desde el simple gas y polvo c\u00f3smico a la formaci\u00f3n de estrellas y nebulosas solares hasta los planetas, la Tierra en particular, en cuyo medio \u00edgneo describimos la formaci\u00f3n de las estructuras de los silicatos, despleg\u00e1ndose con ello una enorme diversidad de composiciones, formas y colores, asisti\u00e9ndose, por primera vez en la historia de la materia, a unas manifestaciones que contrastan con las que hemos mencionado en relaci\u00f3n al proceso de las estrellas.<\/p>\n

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Es posible que lo que nosotros llamamos materia inerte, no lo sea tanto, y, puede que incluso tenga memoria que transmite por medios que no sabemos reconocer. Esta clase de materia, se al\u00eda con el tiempo y, en cada momento adopta una forma predeterminada y de esa manera sigue evolucionando hasta llegar a su m\u00e1ximo ciclo o nivel en el que, de \u201cmateria inerte\u201d llega a la categor\u00eda de \u201cmateria viva\u201d, y, por el camino, ocupar\u00e1 siempre el lugar que le corresponda. No olvidemos de aquel sabio que nos dijo: \u201ctodas las cosas son\u201d. El hombre, con aquellas sencillas palabras, elev\u00f3 a todas las cosas a la categor\u00eda de SER.<\/p>\n

\"foto\"<\/p>\n

\u00bfNo os hace pensar que nosotros estemos hechos, precisamente, de lo que llamamos materia inerte?<\/p>\n

Claro que, el mundo inorg\u00e1nico es s\u00f3lo una parte del inmenso mundo molecular. El resto lo constituye el mundo org\u00e1nico, que es el de las mol\u00e9culas que contienen carbono y otros \u00e1tomos y del que quedan excluidos, por convenio y caracter\u00edsticas especiales, los carbonatos, bicarbonatos y carburos met\u00e1licos, los cuales se incluyen en el mundo inorg\u00e1nico.<\/p>\n

Seg\u00fan expliqu\u00e9 muchas veces, los quarks<\/a> u<\/em> y d<\/em> se hallan en el seno de los nucleones<\/a><\/a> (protones<\/a> y neutrones<\/a>) y, por tanto, en los n\u00facleos at\u00f3micos. Hoy d\u00eda, \u00e9stos se consideran como una subclase de los hadrones<\/a><\/a>. La composici\u00f3n de los n\u00facleos (lo que en qu\u00edmica se llama an\u00e1lisis cualitativo) es extraordinariamente sencilla, ya que como es sabido, constan de neutrones<\/a> y protones<\/a> que se pueden considerar como unidades que dentro del n\u00facleo mantienen su identidad. Tal simplicidad cualitativa recuerda, por ejemplo, el caso de las series org\u00e1nicas, siendo la de los hidrocarburos saturados la m\u00e1s conocida. Recordad que su f\u00f3rmula general es Cn<\/sub>H2n+2<\/sub>, lo que significa que una mol\u00e9cula de hidrocarburo contiene n<\/em> \u00e1tomos de carbono (s\u00edmbolo C) y (2n<\/em>+2) \u00e1tomos de hidr\u00f3geno (s\u00edmbolo H).<\/p>\n

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\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 \u00a1Maravillas de la materia!<\/p>\n

El n\u00famero de protones<\/a> y neutrones<\/a> determina al elemento, desde el hidr\u00f3geno (el m\u00e1s simple), al uranio (el m\u00e1s complejo), siempre referido a elementos naturales que son 92; el resto son artificiales, los conocidos transur\u00e1nicos en cuyo grupo est\u00e1n el einstenio o el plutonio, artificiales todos ellos.<\/p>\n

Los n\u00facleos, como sistemas din\u00e1micos de nucleones<\/a><\/a>, pertenecen obviamente a la microf\u00edsica y, por consiguiente, para su descripci\u00f3n es necesario acudir a la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica. La materia, en general, aunque presumimos de conocerla, en realidad, nos queda mucho por aprender de ella y, la Astrof\u00edsica, nos abrir\u00e1 el camino para comprender, lo que la materia es (ayudada por ingenios como el LHC).<\/p>\n

emilio silvera<\/p>\n<\/div>\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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