Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (71 page)

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...

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—, y, por lo tanto, han sido denominados
leptones
(de la voz griega
leptos
, que significa «delgado»). Aunque el 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 debe permanecer inmutado
(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 1/10
³⁹
de la fuerza con que se atraen electromagnéticamente. El gravitón 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 una teoría particularmente importante (la teoría de Einstein de la relatividad general).

Desgraciadamente, no todas las historias científicas tienen un final feliz. Otros científicos no pudieron duplicar los resultados de Weber, lo intentaran como lo intentasen, y la creencia general fue la de que los gravitones siguen sin poder detectarse. No obstante, los físicos confían lo suficiente en la teoría como para estar seguros de que existen. Son partículas con una masa de 0, una carga de 0 y un espín de 2, y son asimismo bosones. Los gravitones no han sido tampoco enumerados entre los leptones.

Fotones y gravitones no tienen antipartículas; o, más bien, cada cual posee su propia antipartícula. Una forma de visualizarlo es imaginarse un papel doblado por la mitad y que, tras ser desplegado, presenta una arruga que corre por su centro. Si se coloca un pequeño círculo a la izquierda de la arruga, y otro a igual distancia a la derecha, los mismos representarán un electrón y un positrón. El fotón y el gravitón podrían hallarse a la derecha del doblez.

Hasta ahora, pues, parece que existen dos leptones: el electrón y el positrón. Los físicos podrían haberse contentado con esto; no parecía existir una abrumadora necesidad de nada más, excepto que sí
existía
esa necesidad. Había complicaciones relacionadas con la emisión de partículas beta por los núcleos radiactivos.

La partícula emitida por un núcleo radiactivo, por lo general lleva una considerable cantidad de energía. ¿Y de dónde procede esa energía? Es creada por la conversión en energía de una pequeña parte de la masa del núcleo; en otras palabras, el núcleo siempre pierde un poco de masa en el acto de expeler la partícula. Los físicos se han visto durante mucho tiempo turbados por el hecho de que, a menudo, la partícula beta emitida en una desintegración del núcleo no alberga energía suficiente para tener en cuenta la cantidad de masa perdida por el núcleo. En realidad, los electrones no eran igualmente deficitarios. Emergían con un amplio espectro de energías, y el máximo (conseguido por muy pocos electrones), era casi correcto, pero todos los demás no llegaban a alcanzarlo en mayor o menor grado. Ni tampoco era necesaria una concomitancia de emisión de partículas subatómicas. Las partículas alfa emitidas por un nucleido particular poseían iguales energías en cantidades inesperadas. En ese caso, ¿qué era erróneo en la emisión de partículas beta? ¿Qué había sucedido con la energía perdida?

En 1922, Lise Meitner se hizo por primera vez esta pregunta, y, hacia 1930, Niels Bohr estaba dispuesto a abandonar el gran principio de conservación de la energía, al menos en lo concerniente a partículas subatómicas. En 1931, Wolfgang Pauli sugirió una solución para el enigma de la energía desaparecida. Tal solución era muy simple: junto con la partícula beta del núcleo se desprendía otra, que se llevaba la energía desaparecida. Esa misteriosa segunda partícula tenía propiedades bastante extrañas. No poseía carga ni masa. Lo único que llevaba mientras se movía a la velocidad de la luz era cierta cantidad de energía. A decir verdad, aquello parecía un cuerpo ficticio creado exclusivamente para equilibrar el contraste de energías.

Sin embargo, tan pronto como se propuso la posibilidad de su existencia, los físicos creyeron en ella a pies juntillas. Y esta certeza se intensificó al descubrirse el neutrón y al saberse que se desintegraba en un protón y se liberaba un electrón, que, como en la decadencia beta, portaba insuficientes cantidades de energía. Enrico Fermi dio a esta partícula putativa el nombre de «neutrino», palabra italiana que significa «pequeño neutro».

El neutrón dio a los físicos otra prueba palpable de la existencia del neutrino. Como ya hemos dicho, casi todas las partículas describen un movimiento rotatorio. Esta rotación se expresa, más o menos, en múltiplos de una mitad según la dirección del giro. Ahora bien, el protón, el neutrón y el electrón tienen rotación y una mitad. Por tanto, si el neutrón con rotación de una mitad origina un protón y un electrón, cada uno con rotación de una mitad, ¿qué sucede respecto a la ley sobre conservación del momento angular? Aquí hay algún error. El protón y el electrón totalizan una unidad con sus rotaciones (si ambas rotaciones siguen la misma dirección) o cero (si sus rotaciones son opuestas); pero sus rotaciones no pueden sumar jamás una mitad. Sin embargo, por otra parte, el neutrino viene a solventar la cuestión. Supongamos que la rotación del neutrón sea + 1/2. Y admitamos también que la rotación del protón sea +1/2, y la del electrón, –1/2, para dar un resultado neto de 0. Demos ahora al neutrino una rotación de +1/2, y la balanza quedará equilibrada.

+1/2 (n) = +1/2 (p) – 1/2 (e) + 1/2 (neutrino)

Pero aún queda algo por equilibrar. Una sola partícula (el neutrón) ha formado dos partículas (el protón y el electrón), y, si incluimos el neutrino, tres partículas. Parece más razonable suponer que el neutrón se convierte en dos partículas y una antipartícula. En otras palabras: lo que realmente necesitamos equilibrar no es un neutrino, sino un antineutrino.

El propio neutrino surgiría de la conversión de un protón en un neutrón. Así, pues, los productos serían un neutrón (partícula), un positrón (antipartícula) y un neutrino (partícula). Esto también equilibra la balanza.

En otras palabras, la existencia de neutrinos y antineutrinos debería salvar no una, sino tres, importantes leyes de conservación: la de conservación de la energía, la de conservación del espín y la de conservación de partículas/antipartículas» Es importante conservar esas leyes puesto que parecen estar presentes en toda clase de reacciones nucleares que no impliquen electrones o positrones, y sería muy útil si también se hallasen presentes en reacciones que incluyesen esas partículas.

Las más importantes conversiones protón-neutrón son las relacionadas con las reacciones nucleares que se desarrollan en el Sol y en los astros. Por consiguiente, las estrellas emiten radiaciones rápidas de neutrinos, y se calcula que tal vez pierdan a causa de éstos el 6 u 8 % de su energía., Sin embargo, esto es cierto sólo para estrellas tales como nuestro Sol. En 1961, el físico americano Hong Yi Chiu manifestó que cuando se elevan las temperaturas centrales de un astro, pueden ser importantes las reacciones productoras de neutrinos adicionales. Cuando una estrella, en su curso evolutivo, progresa hacia un centro de temperatura cada vez más elevada (véase capítulo 2), los neutrinos le arrebatarán su energía en proporción creciente.

Esto tiene una gran importancia. El método habitual de transmitir energía —mediante los fotones— es lento. Los fotones mantienen una interacción con la materia y se abren camino desde el centro del Sol hacia la periferia, tras innumerables series de absorciones y reemisiones. Por consiguiente, aunque la temperatura, en el centro del Sol, sea de 15.000.000 °C, su superficie está sólo a 6.000 °C. La sustancia solar es un buen aislante del calor.

Sin embargo, los neutrinos no mantienen virtualmente interacción con la materia. Se ha calculado que el neutrino corriente podría atravesar 100 años luz de plomo sólido sin que sus probabilidades de resultar absorbido superaran el 50 %. Esto significa que el neutrino formado en el centro del Sol parte instantáneamente, a la velocidad de la luz, para alcanzar, sin interferencias, la superficie del astro en menos de tres segundos, y proseguir su veloz trayectoria. (Cualquier neutrino lanzado en nuestra dirección, nos atravesará sin afectarnos en forma alguna. Así ocurrirá siempre, día y noche, pues con la oscuridad, cuando la masa terrestre se interpone entre nosotros y el Sol, los neutrinos pueden atravesar fácilmente tanto la Tierra como nuestros cuerpos.)

Según calcula Chiu, cuando se alcanza la temperatura central de unos 6.000.000.000 °C, casi toda la energía del astro se deposita en los neutrinos. Éstos parten al instante, llevándose consigo la energía, y el centro solar se enfría de un modo drástico. Tal vez sea esto lo que determine la catastrófica contracción, que luego se manifiesta en forma de una supernova.

Cualquier conversión neutrón-protón origina antineutrinos, mas por ahora no se sabe que éstos actúen en las vastas proporciones que conducen a esos aludes de neutrinos procedentes de cada estrella. Las fuentes más importantes de antineutrinos son la radiactividad natural y la fisión del uranio (a las cuales nos referiremos más detenidamente en el capítulo 10).

Naturalmente, los físicos no se dieron por satisfechos hasta encontrar el rastro del neutrino. El científico no se siente feliz mientras haya de aceptar como artículo de fe los fenómenos o leyes de la Naturaleza. Pero, ¿cómo detectar una entidad tan nebulosa cual el neutrino, un objeto sin masa ni carga y prácticamente sin tendencia alguna a la interpretación con la materia corriente?