Isaac Asimov nueva guía de la ciencia ciencias físicas
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físico soviético Vladimir Yosifovich Veksler y el físico californiano Edwin Mattison McMillan. Tal remedio consistió, simplemente, en sincronizar las alteraciones del campo eléctrico con el incremento en la masa de las partículas. Esta versión modificada del ciclotrón se denominó «sincrociclotrón». Hacia 1946, la Universidad de California construyó uno que aceleraba las partículas hasta alcanzar energías de 200 a 400 MeV. Más tarde, los gigantescos sincrociclotrones de Estados Unidos y la Unión Soviética generaron energías de 700 a 800 MeV. Entretanto, la aceleración de electrones fue objeto de una atención muy diversa. Para ser útiles en la desintegración de átomos, los electrones ligeros deberían alcanzar velocidades mucho mayores que las de los protones (de la misma forma que la pelota de tenis de mesa debe moverse mucho más aprisa que la de golf para conseguir la misma finalidad). El ciclotrón no sirve para los electrones, porque a las altas velocidades que exige su efectividad, sería excesivo el acrecentamiento de sus masas. En 1940, el físico americano Donald , William Kerst diseñó un artificio para acelerar electrones, que equilibraba la creciente masa con un campo eléctrico de potencia cada vez mayor. Se mantuvo a los electrones dentro de la misma trayectoria circular, en 262
vez de hacerles seguir una espiral hacia fuera. Este aparato se denominó betatrón para crear el antiprotón. Los físicos californianos se aprestaron a detectarlo y producirlo. En 1955, Owen Chamberlain y Emilio G. Segré captaron definitivamente el antiprotón después de bombardear el cobre hora tras hora con protones de 6,2 BeV: lograron retener sesenta. No fue nada fácil identificarlos. Por cada antiprotón producido, se formaron 40.000 partículas de otros tipos. Pero mediante un elaborado sistema de detectores, concebido y diseñado para que sólo un antiprotón pudiera tocar todas las bases, los investigadores reconocieron la partícula sin lugar a dudas. El éxito proporcionó a Chamberlain y Segré el premio Nobel de Física en 1959. El antiprotón es tan evanescente como el positrón, por lo menos en nuestro Universo. En una ínfima fracción de segundo después de su creación, la partícula desaparece, arrastrada por algún núcleo normal cargado positivamente. Entonces se aniquilan entre sí el antiprotón y un protón del núcleo, que se transforman en energía y partículas menores. En 1965 se concentró la suficiente energía para invertir el proceso y producir un par protón-antiprotón. En ocasiones, el protón y el antiprotón sólo se rozan ligeramente en vez de llegar al choque directo. Cuando ocurre esto, ambos neutralizan mutuamente sus respectivas cargas. El protón se convierte en neutrón, lo cual es bastante lógico. Pero no lo es tanto que el antiprotón se transforme en un «antineutrón». ¿Qué será ese «antineutrón»? El positrón es la contrapartida del electrón en virtud de su carga contraria, y el antiprotón es también «anti» por razón de su carga. Mas, ¿qué es lo que transmite esa calidad antinómica al antineutrón descargado? Partícula espín Aquí se impone una digresión hacia el tema del movimiento rotatorio de las partículas. Usualmente se ve cómo la partícula gira sobre su eje, a semejanza de un trompo, o como la Tierra, o el Sol, o nuestra Galaxia o, si se nos permite decirlo, como el propio Universo. En 1925, los físicos holandeses George Eugene Uhlenbeck y Samuel Abraham Goudsmit aludieron por vez primera a esa rotación de la partícula. Ésta, al girar, genera un minúsculo campo magnético; tales campos han sido objeto de medidas y exploraciones, principalmente por parte del físico alemán Otto Stern y el físico americano Isidor Isaac Rabi, quienes recibieron los premios Nobel de Física en 1943 y 1944, respectivamente, por sus trabajos sobre dicho fenómeno. Esas partículas —al igual que el protón, el neutrón y el electrón—, que poseen espines que pueden medirse en números mitad, se consideran según un sistema de reglas elaboradas independientemente, en 1926, por Fermi y Dirac. Por ello, se las llama
Hay también partículas cuya rotación, al duplicarse, resulta igual a un número par. Para manipular sus energías hay otra serie de reglas, ideadas por Einstein y el físico indio S. N. Bose. Las partículas que se adaptan a las «estadísticas Bose-Einstein» son «bosones». Por ejemplo, la partícula alfa, es un bosón. Estas variedades de partículas tienen diferentes propiedades. Por ejemplo, el principio de exclusión de Pauli (véase capítulo 5) tiene aplicación no sólo a los electrones, sino también a los fermiones; pero no a los bosones. Es fácil comprender cómo forma un campo magnético la partícula cargada, pero ya no resulta tan fácil saber por qué ha de hacer lo mismo un neutrón descargado. Lo cierto es que ocurre así. La prueba directa más evidente de ello es que cuando un rayo de neutrones incide sobre un hierro magnetizado, no se comporta de la misma forma que lo haría si el hierro no estuviese magnetizado. El magnetismo del neutrón sigue siendo un misterio; los físicos sospechan que contiene cargas positivas y negativas equivalentes a cero, aunque, por alguna razón desconocida, logran crear un campo magnético cuando gira la partícula. Sea como fuere, la rotación del neutrón nos da la respuesta a esta pregunta: ¿Qué es 263
el antineutrón? Pues, simplemente, un neutrón cuyo movimiento rotatorio se ha invertido; su polo sur magnético, por decirlo así, está arriba y no abajo. En realidad, el protón y el antiprotón, el electrón y el positrón, muestran exactamente el mismo fenómeno de los polos invertidos. Es indudable que las antipartículas pueden combinarse para formar la «antimateria», de la misma forma que las partículas corrientes Tbrman la materia ordinaria (fig. 7.6.). La primera demostración efectiva de antimateria se obtuvo en Brookhaven en 1965, donde fue bombardeado un blanco de berilio con 7 protones BeV y se produjeron combinaciones de antiprotones y antineutrones o sea un «antideuterón». Desde entonces se ha producido el «antihelio 3», y no cabe duda de que se podrían crear unos antinúcleos más complicados aún si se abordara el problema con el suficiente ínteres. Ahora bien, por lo pronto, el principio es de una claridad meridiana, y ningún físico lo pone en duda. La antimateria puede existir. Pero, ¿existe en realidad? ¿Hay masas de antimateria en el Universo? Si las hubiera, no revelarían su presencia a cierta distancia. Sus efectos gravitatorios y la luz que produjeran serían idénticos a los de la materia corriente. Sin embargo, cuando se encontrasen con esta materia, deberían ser claramente perceptibles las reacciones masivas de aniquilamiento resultantes. Así, pues, los astrónomos se afanan en observar especulativamente las galaxias, para comprobar si hay alguna actividad inusitada que delate las interacciones materia-antimateria. ¿Es posible, pues, que el Universo esté formado casi enteramente por materia, con muy poca o ninguna antimateria?. Y si así es, ¿por qué? Dado que la materia y la antimateria son equivalentes en todos los aspectos, excepto en su oposición electromagnética, cualquier fuerza que crease una originaría la otra, y el Universo debería estar compuesto de iguales cantidades de una y otra. Éste es el dilema. La teoría nos dice que debería haber allí antimateria, pero la observación se niega a respaldar este hecho. ¿Podemos estar seguros de que es la observación la que falla? ¿Y qué ocurre con los núcleos de las galaxias activas, e incluso más aún, con los cuasares? ¿Deberían ser esos fenómenos energéticos el resultado de una aniquilación materia-antimateria? ¡Probablemente no! Ni siquiera ese aniquilamiento parece ser suficiente, y los astrónomos prefieren aceptar la noción de colapso gravitatorio y fenómenos de agujeros negros, como el único mecanismo conocido para producir la energía requerida.
¿Y qué pasa, pues, con los rayos cósmicos? La mayoría de las partículas de los rayos cósmicos poseen energías entre 1 y 10 BeV. Esto debería achacarse a la interacción materia-antimateria, pero unas cuantas partículas cósmicas llegan aún más allá: 20 BeV, 30 BeV, 40 BeV (véase figura 7.7). Los físicos del Instituto de Tecnología de Massachusetts han detectado incluso algunas de ellas con una energía tan colosal como de 20 mil millones de BeV. Unos números así están más allá de lo que la mente puede captar, pero nos puede dar alguna idea de lo que esta energía significa, cuando calculamos que la cantidad de energía representada por 20 mil millones de BeV serían suficientes para permitir a una sola partícula submicroscópica alzar un peso de 2 kilogramos a 5 centímetros de altura. 264
Desde el descubrimiento de los rayos cósmicos, el mundo se viene preguntando de dónde proceden y cómo se forman. El concepto más simple es el de que en algún punto de la Galaxia, ya en nuestro Sol, ya en un astro más distante, se originan continuas reacciones nucleares, que disparan partículas cuya inmensa energía conocemos ya. En realidad, estallidos de rayos cósmicos leves se producen, poco más o menos, a años alternos (como se descubrió en 1942), en relación con las protuberancias solares. Y, ¿qué podemos decir de fuentes como las supernovas, pulsares y cuasares? Pero no se sabe de ninguna reacción nuclear que pueda producir nada semejante a esos miles de millones de BeV. La fuente energética que podemos concebir sería el aniquilamiento mutuo entre núcleos pesados de materia y antimateria, lo cual libraría a lo sumo 250 BeV. Otra posibilidad consiste en suponer, como hiciera Fermi, que alguna fuerza existente en el espacio acelera las partículas cósmicas, las cuales pueden llegar al principio, con moderadas energías, procedentes de explosiones tales, como las de las supernovas, para ir acelerándose progresivamente a medida que cruzan por el espacio. La teoría más popular hoy es la de que son aceleradas por los campos magnéticos cósmicos, que actúan como gigantescos sincrotrones. En el espacio existen campos magnéticos, y se cree que nuestra Galaxia posee uno, si bien su intensidad debe de equivaler, como máximo, a 1/20.000 de la del campo magnético asociado a la Tierra. Al proyectarse a través de ese campo, las partículas cósmicas experimentarían una lenta aceleración a lo largo de una trayectoria curva. A medida que ganasen energía, 265
sus órbitas se irían ensanchando, hasta que las más energéticas se proyectarían fuera de la Galaxia. Muchas de esas partículas no lograrían escapar jamás siguiendo esta trayectoria —porque las colisiones con otras partículas o cuerpos mayores amortiguarían sus energías—, pero algunas sí lo conseguirían. Desde luego, muchas de las partículas cósmicas energéticas que llegan hasta la Tierra pueden haber atravesado nuestra Galaxia después de haber sido despedidas de otras galaxias de la forma descrita.
Ahora que se han aprendido muchas cosas acerca de la composición general y de la naturaleza del núcleo, existe una gran curiosidad acerca de su estructura, particularmente la fina estructura interior. En primer lugar, ¿cuál es su forma? Dado que es tan pequeño y tan rígidamente lleno de neutrones y protones, naturalmente los físicos dan por supuesto que es esférica. Los finos detalles de los espectros de los átomos sugieren que muchos núcleos poseen una distribución esférica de carga. Otros no: se comportan como si tuviesen dos pares de polos magnéticos, y se dice que esos núcleos poseen momentos cuatripolo. Pero su desviación de la esfericidad no es muy grande. El caso más extremo es el de los núcleos de los lantánidos, en los que la distribución de las cargas parece constituir un esferoide prolato (en otras palabras, con forma de balón de fútbol). Incluso aquí, el eje más largo no es más del 20 por 100 mayor que el eje más corto. En lo que se refiere a la estructura interna del núcleo, el modelo más simple lo describe como una colección fuertemente empaquetada de partículas muy parecidas a una gota f de líquido, donde las partículas (moléculas) están empaquetadas muy íntimamente con poco espacio entre ellas, y donde la densidad es virtualmente igual en todas partes y existe una aguda superficie fronteriza. Este modelo de gota líquida fue elaborado por primera vez en detalle en 1936 por Niels Bohr. Sugiere una posible explicación para la absorción y emisión de partículas de algunos núcleos. Cuando una partícula entra en el núcleo, cabe suponer, si distribuye su energía de movimiento a lo largo de unas partículas íntimamente empaquetadas, que ninguna partícula recibe suficiente energía de forma inmediata para separarse. Tras tal vez una cuatrillonésima de segundo, en que se han producido miles de millones de colisiones por azar, algunas partículas acumulan la suficiente energía para escapar del núcleo. El modelo puede también responder a la emisión de partículas alfa por los núcleos pesados. Esos grandes núcleos tiemblan como gotas líquidas si las partículas les hacen moverse e intercambiar energía. Todos los núcleos temblarían de este modo, pero los núcleos más grandes serían menos estables y más propensos a romperse. Por esta razón, porciones del núcleo en forma de partículas alfa de dos protones y dos neutrones (una combinación muy estable), se liberarían de forma muy espontánea desde la superficie del núcleo. Como resultado de ello, el núcleo se hace más pequeño, menos propenso a escindirse a través del temblor y, finalmente, se convertiría en estable. Pero el estremecimiento puede también dar paso a otra clase de inestabilidad. Cuando una gran gota de líquido suspendida en otro líquido es obligada a tambalearse por las corrientes del fluido circundante, tiende a descomponerse en pequeñas esferas, a menudo en unas mitades más o menos iguales. Llegado el momento, en 1939 se descubrió (un descubrimiento que describiré de forma más amplia en el capítulo 10), que algunos de esos grandes núcleos llegan a desintegrarse en esta forma a través del bombardeo con neutrones. A esto se le llama fisión nuclear. En realidad, dicha fisión nuclear puede tener lugar algunas veces sin la introducción desde el exterior de una partícula perturbadora. El estremecimiento interno, de vez en cuando, llegaría a originar que el núcleo se desintegrase en dos. En 1940, el físico soviético G. N. Flerov y K. A. Petriak detectaron en realidad esa fisión espontánea en átomos de uranio. El uranio muestra principalmente inestabilidad a través de la emisión de partículas alfa, pero en unos 400 gramos de uranio se producen cuatro 266 fisiones espontáneas por segundo mientras que unos 8 millones de núcleos emiten partículas alfa. La fisión espontánea también tiene lugar en el protactinio, en el torio y, con mayor frecuencia, en los elementos transuránidos. A medida que los núcleos se hacen más y más grandes, la probabilidad de una fisión espontánea aumenta. En los elementos más pesados de todos —einstenio, fermio y mendelevio—, esto se convierte en el método más importante de ruptura, sobrepasando a la emisión de partículas alfa. Otro modelo popular del núcleo lo compara al átomo en su conjunto, describiendo a los nucleones en el interior del núcleo, al igual que los electrones que rodean el núcleo, ocupando capas y subcapas, cada una de ellas afectando a las demás sólo levemente. A esto se le llama modelo de capas. Por analogía con la situación en las capas electrónicas del átomo, cabe suponer que los núcleos llenos de capas exteriores nucleónicas deberían ser más estables que aquellos que no tienen ocupadas las capas exteriores. La teoría más sencilla indicaría que núcleos con 2, 8, 20, 40, 70 o 112 protones o neutrones serían particularmente estables. Sin embargo, ello no encaja con la observación. La física germanonorteamericana María Goeppert Mayer tuvo en cuenta el espín de protones y neutrones y mostró cómo esto afectaría a la situación. Si se diese el caso de que los núcleos contuviesen 2, 8, 20, 50, 82 o 126 protones o neutrones, en ese caso serían particularmente estables, encajando así en las observaciones. Los núcleos con 28 o 40 protones serían aún mucho más estables. Todos los demás serían menos estables, e incluso auténticamente inestables! Esos números de capas se llaman en ocasiones
Entre los núcleos de número mágico se encuentra el helio 4 (2 protones y 2 neutrones), el oxígeno 16 (8 protones y 8 neutrones), y el calcio 40 (20 protones y 20 neutrones), todos especialmente estables y más abundantes en el Universo que otros núcleos de tamaño similar. En lo que se refiere a unos números mágicos más altos, el estaño tiene diez isótopos estables, cada uno de ellos con 50 protones, y el plomo tiene cuatro, cada uno con 82 protones. Existen cinco isótopos estables (cada uno de un elemento diferente), con 50 neutrones y siete isótopos estables con 82 neutrones. En general, las predicciones detalladas de la teoría de capa nuclear funcionan mejor cerca de los números mágicos. A mitad de camino (como en el caso de los lantánidos y actínidos), la adecuación es más pobre. Pero exactamente en las regiones intermedias, los núcleos se hallan mucho más lejos de la esfericidad (hay que tener en cuenta que la teoría de capas da por supuesta la forma esférica) y son más marcablemente elipsoidales. El premio Nobel de Física de 1963 se concedió a Goeppert Mayer y a otros dos: Wigner, y el físico alemán Johannes Hans Tensen, que también contribuyeron a esta teoría. En general, a medida que los núcleos se hacen más complejos, son más raros en el Universo, o menos estables, o ambas cosas. Los más complejos isótopos estables son el plomo 208 y el bismuto 209, cada uno con el número mágico de 126 neutrones, y el plomo, con el número mágico de 82 protones añadidos. Más allá, todos los nucleidos son inestables y, por lo general, se hacen aún más inestables a medida que aumenta el tamaño del núcleo. Sin embargo, una consideración de los números mágicos explica el hecho de que el torio y el uranio posean isótopos que están mucho más cercanos a la estabilidad que otros nucleidos de similar tamaño. La teoría predice también que algunos isótopos de los elementos 110 y 114 (como ya he mencionado antes), deberán ser considerablemente menos estables que otros nucleidos de ese tamaño. Pero en lo que se refiere a este asunto, nos tendremos que limitar a esperar y ver... LEPTONES
El electrón y el positrón son notables por sus pequeñas masas —sólo 1/1.836 de la del protón, el neutrón, el antiprotón o el antineutrón—, yr por lo tanto, han sido denominados leptones (de la voz griega leptos, que significa «delgado»). Aunque el 267
electrón fue descubierto por primera vez hace ya cerca de un siglo, no se ha descubierto aún ninguna partícula que sea menos masiva que el electrón (o positrón) y que lleve una carga eléctrica. Tampoco se espera un descubrimiento así. Es posible que la carga eléctrica, sea lo que fuese (sabemos cómo actúa y cómo medir sus propiedades, pero aún no sabemos qué es), tenga asociada un mínimo de masa, y que ésta es la que se muestra en el electrón. En realidad, es probable que no tenga nada que ver con el electrón, excepto la carga, y cuando el electrón se comporta como una partícula, la carga eléctrica de esa partícula parece carecer de extensión, e incluso que sólo ocupa un mero punto. (Realmente, existen algunas partículas que no tienen en absoluto asociada con ellas ninguna masa (es decir, ninguna masa en reposo, algo que ya explicaré en el próximo capítulo), pero no poseen carga eléctrica. Por ejemplo, las ondas de luz y otras formas de radiación electromagnéticas se comportan como partículas (véase el capítulo siguiente). Esta manifestación en forma de partículas de lo que, de ordinario, concebimos como una onda se denomina fotón, de la palabra griega que significa «luz». El fotón tiene una masa de 1, una carga eléctrica de O, pero posee un espín de 1, por lo que es un bosón. ¿Cómo se puede definir lo que es el espín? Los fotones toman parte en las reacciones nucleares, pero el espín total de las partículas implicadas antes y después de la reacción deben permanecer inmutadas (conservación del espín). La única forma de que esto suceda en las reacciones nucleares que implican a los fotones radica en suponer que el fotón tiene un espín de 1. El fotón no se considera un leptón, puesto que este término se reserva para los fermiones. Existen razones teóricas para suponer que, cuando las masas se aceleran (como cuando se mueven en órbitas elípticas en torno de otra masa o llevan a cabo un colapso gravitacional), emiten energía en forma de ondas gravitatorias. Esas ondas pueden, asimismo, poseer también aspecto de partícula, por lo que toda partícula gravitacional recibe el nombre de graviton. La fuerza gravitatoria es mucho, mucho más débil que la fuerza electromagnética. Un protón y un electrón se atraen gravitacionalmente son sólo 1/1039 de la fuerza con que se atraen electromagnéticamente. El graviten debe poseer, correspondientemente, menos energía que el fotón y, por lo tanto, ha de ser inimaginablemente difícil de detectar. De todos modos, el físico norteamericano Joseph Weber emprendió en 1957 la formidable tarea de detectar el gravitón. Llegó a emplear un par de cilindros de aluminio de 153 centímetros de longitud y 66 de anchura, suspendidos de un cable a una cámara de vacío. Los gravitones (que serían detectados en forma de ondas), desplazarían levemente esos cilindros, y se empleó un sistema para detectar el desplazamiento que llegase a captar la cienbillonésima parte de un centímetro. Las débiles ondas de los gravitones, que proceden del espacio profundo, deberían chocar contra todo el planeta, y los cilindros separados por grandes distancias se verán afectados de forma simultánea. En 1969, Weber anunció haber detectado los efectos de las ondas gravitatorias. Esto produjo una enorme excitación, puesto que apoyaba Yüklə 3,98 Mb. Dostları ilə paylaş:
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