Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (70 page)

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
estadísticas Fermi-Dirac
. Las partículas que obedecen a las mismas se denominan
fermiones
, por lo cual el protón, el electrón y el neutrón son todos fermiones.

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 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 forman 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.

Fig. 7.6. Un átomo de hidrógeno y un átomo de su contrapartida, la antimateria, consistente en un antiprotón y un positrón.

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.

Fig. 7.7. Aplastamiento de un átomo de plata por un rayo cósmico de 30.000 BeV. La colisión de la partícula cósmica con el núcleo de plata produce 95 fragmentos nucleares, cuyas pautas forman la estrella.

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, 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 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 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
números mágicos
(mientras que el 28 y el 40 son en ocasiones denominados
números semimágicos
).