4.8 Física nuclear
Marie Curie Marie Curie fue la primera mujer que ganó el Premio Nobel y la primera persona que lo ganó dos veces. Su brillante trabajo en radiactividad le costó la vida por una exposición excesiva a la radiación. Curie acuñó el término ‘radiactividad’ para describir las emisiones del uranio que observó en sus experimentos. Junto con su marido, descubrió los elementos polonio y radio.Culver Pictures
El descubrimiento de la radiactividad del mineral de uranio, llevado a cabo en 1896 por Becquerel, también facilitó la comprensión de la estructura atómica. En los años siguientes se comprobó que la radiación de los materiales radiactivos estaba formada por tres tipos de emisiones: los llamados rayos alfa, beta y gamma. Rutherford estableció que los primeros eran núcleos de átomos de helio, y Becquerel demostró que los segundos eran electrones muy rápidos. Los rayos gamma resultaron ser radiación electromagnética de muy alta frecuencia. En 1898, los físicos franceses Marie y Pierre Curie aislaron dos elementos muy radiactivos, el radio y el polonio, a partir del mineral de uranio, con lo que demostraron que las radiaciones pueden identificarse con determinados elementos. En 1903, Rutherford y el químico y físico británico Frederick Soddy demostraron que la emisión de rayos alfa o beta provoca la transmutación del núcleo del elemento emisor en un núcleo de un elemento diferente. Poco después se comprobó que los procesos radiactivos son aleatorios y sólo se pueden estudiar desde un punto de vista estadístico: no existe ningún método para indicar qué núcleo de un átomo de un material radiactivo se desintegrará en un momento dado. Estos avances, además de llevar al modelo atómico de Rutherford y Bohr, también sugerían que los rayos alfa, beta y gamma sólo podían proceder de núcleos de átomos muy pesados. En 1919, Rutherford bombardeó núcleos de nitrógeno con partículas alfa y los convirtió en núcleos de hidrógeno y oxígeno, con lo que logró la primera transmutación artificial de elementos.
Entretanto, el conocimiento de la naturaleza y abundancia de los isótopos iba creciendo, debido en gran medida al desarrollo del espectrómetro de masas. Surgió un modelo atómico en el que el núcleo contenía toda la carga positiva y casi toda la masa del átomo. Los portadores de la carga nuclear fueron identificados como protones, pero sólo podía explicarse la masa del núcleo si existían otras partículas adicionales sin carga (salvo en el caso del hidrógeno, cuyo núcleo está formado sólo por un protón). En 1932, el físico británico James Chadwick descubrió el neutrón, una partícula eléctricamente neutra cuya masa es igual a 1,675 × 10-27 kg, algo mayor que la del protón. Los núcleos atómicos resultaron pues estar formados por protones y neutrones —llamados colectivamente nucleones—, y el número atómico del elemento corresponde al número de protones del núcleo. Por otra parte, el número másico, también denominado número isotópico, corresponde a la suma del número de protones y neutrones. Por ejemplo, todos los átomos de oxígeno (cuyo número atómico es 8) tienen ocho protones, pero los tres isótopos de oxígeno 16O, 17O y 18O contienen respectivamente ocho, nueve y diez neutrones en su núcleo.
Las cargas eléctricas positivas se repelen, y puesto que los núcleos atómicos (salvo el del hidrógeno) tienen más de un protón, se desintegrarían a no ser por una fuerza atractiva muy intensa, la llamada interacción nuclear fuerte, que mantiene unidos los nucleones. La energía asociada con esta interacción fuerte es muy grande, millones de veces mayor que las energías características de los electrones en sus órbitas, responsables de los enlaces químicos. Por tanto, una partícula alfa (formada por dos neutrones y dos protones) tendría que superar esta intensa interacción fuerte para escapar de un núcleo radiactivo como el del uranio. El fenómeno fue explicado por los físicos estadounidenses Edward Condon, George Gamow y Ronald Wilfred Gurney, que en 1928 aplicaron la mecánica cuántica al problema de la emisión alfa y demostraron que la naturaleza estadística de los procesos nucleares permitía que las partículas alfa salieran de los núcleos radiactivos aunque su energía media fuera insuficiente para superar la interacción nuclear fuerte. La emisión beta se explicó como resultado de la desintegración de un neutrón del núcleo, que se transforma en un electrón (la partícula beta) que se expulsa rápidamente y en un protón residual. El núcleo resultante tiene un protón más que el núcleo original, por lo que su número atómico, y por tanto su posición en la tabla periódica, aumentan en una unidad. Después de una emisión alfa o beta, el núcleo suele tener un exceso de energía, del que se deshace emitiendo un fotón de rayos gamma.
En todos estos procesos se libera una gran cantidad de energía, según la ecuación de Einstein E = mc2. Al finalizar el proceso, la masa total de los productos es menor que la del núcleo original: esta diferencia de masa corresponde a la energía liberada. Véase Energía nuclear.
5 AVANCES DE LA FÍSICA DESDE 1930
La rápida expansión de la física en las últimas décadas ha sido posible gracias a los avances fundamentales del primer tercio del siglo XX, junto con los recientes adelantos tecnológicos, sobre todo en tecnología informática, electrónica, aplicaciones de la energía nuclear y aceleradores de partículas de altas energías.
5.1 Aceleradores
Ciclotrón y sincrotrón En física se emplean aceleradores de partículas para estudiar la naturaleza de la materia. Estas enormes máquinas aceleran partículas cargadas (iones) mediante campos electromagnéticos en un tubo hueco en el que se ha hecho el vacío, y finalmente hacen colisionar cada ion con un blanco estacionario u otra partícula en movimiento. Los científicos analizan los resultados de las colisiones e intentan determinar las interacciones que rigen el mundo subatómico. (Generalmente, el punto de colisión está situado en una cámara de burbujas, un dispositivo que permite observar las trayectorias de partículas ionizantes como líneas de minúsculas burbujas en una cámara llena de líquido.) Las trayectorias de las partículas aceleradas pueden ser rectas, espirales o circulares. Tanto el ciclotrón como el sincrotrón utilizan un campo magnético para controlar las trayectorias de las partículas. Aunque hacer colisionar las partículas unas contra otras puede parecer inicialmente un método un tanto extraño para estudiarlas, los aceleradores de partículas han permitido a los científicos aprender más sobre el mundo subatómico que ningún otro dispositivo.© Microsoft Corporation. Reservados todos los derechos.
Rutherford y los otros pioneros de la investigación de las propiedades nucleares estaban limitados a emplear en sus investigaciones sobre el átomo las emisiones de alta energía procedentes de sustancias radiactivas naturales. Las emisiones artificiales de alta energía fueron producidas por primera vez en 1932 por el físico británico John Cockcroft y su colega irlandés Ernest Walton, que emplearon generadores de alta tensión para acelerar electrones hasta unos 700.000 eV; estos elementos fueron utilizados para bombardear núcleos de litio, que se transformaron en núcleos de helio. Un electronvoltio (eV) es la energía que adquiere un electrón al ser acelerado con una diferencia de potencial de 1 voltio, y equivale a 1,6 × 10-19 julios. Los aceleradores modernos producen energías de millones de eV (megaelectronvoltios, o MeV), miles de millones de eV (gigaelectronvoltios, o GeV) o incluso billones de eV (teraelectronvoltios, o TeV). La posibilidad de generar tensiones muy elevadas apareció en 1932, cuando el físico estadounidense Robert J. Van de Graaff inventó el aparato conocido como generador de Van de Graaff.
Poco tiempo después, los físicos estadounidenses Ernest Orlando Lawrence y Milton Stanley Livingston inventaron el ciclotrón; este dispositivo emplea un campo magnético para mantener partículas cargadas moviéndose en trayectorias circulares, y en cada media vuelta proporciona a las partículas un pequeño “empujón” eléctrico hasta que acumulan las altas energías deseadas. El ciclotrón permitía acelerar protones hasta unos 10 MeV, pero para obtener energías más elevadas hubo que esperar hasta después de la II Guerra Mundial, cuando se desarrolló el sincrotrón a partir de las ideas del físico estadounidense Edwin Mattison McMillan y el físico soviético Vladimir I. Veksler. Después de la II Guerra Mundial se produjeron rápidos avances en el diseño de aceleradores y se construyeron aparatos de diferentes tipos para producir haces de alta energía de electrones, protones, deuterones, iones pesados o rayos X.
Acelerador de partículas El círculo grande marca la situación del túnel del LEP, el gran colisionador de electrones-positrones del CERN (Organización Europea para la Investigación Nuclear), que estuvo en funcionamiento hasta finales de 2000. El túnel, que se encuentra a 100 m de profundidad y tiene una circunferencia de 27 km, albergará el gran colisionador de hadrones LHC.CERN/Science Source/Photo Researchers, Inc.
Los aceleradores de menores energías tienen diferentes aplicaciones en industrias y laboratorios, mientras que los más potentes se utilizan para estudiar la estructura de las partículas elementales, los componentes básicos de la naturaleza. En estos estudios se desintegran partículas elementales golpeándolas con haces de proyectiles, que suelen ser protones o electrones. La distribución de los fragmentos proporciona información sobre la estructura de las partículas elementales.
Para obtener información más detallada hace falta usar proyectiles con más energía. Como los proyectiles se aceleran “empujándolos” para obtener mayores energías, hace falta “empujarlos” durante un tiempo mayor. Por eso, los aceleradores de altas energías suelen ser más grandes. La mayor energía de haz obtenida a finales de la II Guerra Mundial era menor de 100 MeV. En 1952 se produjo un avance revolucionario en el diseño de aceleradores cuando los físicos estadounidenses Livingston, Ernest D. Courant y Hartland S. Snyder introdujeron el principio de enfoque intenso. En la actualidad, los mayores aceleradores del mundo producen haces de protones con energías superiores a 1 TeV. Véase Aceleradores de partículas.
5.2 Detectores de partículas
Trazas de partículas elementales Estas trazas fueron producidas por partículas elementales en una cámara de burbujas del CERN, cerca de Ginebra. Examinando dichas trazas, se pueden determinar ciertas propiedades de las partículas que atravesaron la cámara. Por ejemplo, la carga de una partícula puede determinarse a partir del tipo de trayectoria seguida. La cámara de burbujas se coloca en un campo magnético, con lo que la trayectoria de las partículas positivas se curva en un sentido, la de las negativas en sentido opuesto y la de las neutras no se curva.
En sus comienzos, la detección y análisis de partículas elementales se basaba en su capacidad para impresionar emulsiones fotográficas y excitar materiales fluorescentes. El físico británico C. T. R. Wilson observó por primera vez las trayectorias de partículas ionizadas en una cámara de niebla, donde las gotitas de agua se condensaban sobre los iones producidos por las partículas a su paso por la cámara. Mediante campos eléctricos o magnéticos era posible desviar las trayectorias de las partículas, lo que proporcionaba información sobre su momento lineal y su carga eléctrica. Un avance significativo sobre la cámara de niebla fue la cámara de burbujas, inventada por el físico estadounidense Donald Arthur Glaser en 1952. A diferencia de la cámara de niebla, este dispositivo emplea un líquido (por lo general hidrógeno a presión) en lugar de aire; los iones producidos por una partícula rápida se convierten en centros de ebullición y dejan una trayectoria de burbujas fácilmente visible. Como la densidad del líquido es mucho mayor que la del aire, en una cámara de burbujas se producen más interacciones que en una cámara de niebla. Además, las burbujas desaparecen más deprisa que las gotitas de agua, lo que permite una recuperación más rápida de la cámara. Un tercer avance, la cámara de chispa, surgió también en la década de 1950. En este aparato, una serie de placas paralelas se mantiene a una diferencia de potencial elevada en una atmósfera gaseosa adecuada. Cuando una partícula ionizante pasa entre las placas, los átomos de gas se ionizan y producen chispas que delinean la trayectoria de la partícula.
Contador Geiger Un contador Geiger es un dispositivo empleado para detectar la presencia y la intensidad de una radiación. Está formado por un tubo lleno de gas a baja presión, que actúa como cámara de ionización. Un circuito eléctrico mantiene un campo eléctrico intenso entre las paredes del tubo y un alambre fino situado en el centro del mismo. Cuando las partículas cargadas, a elevada velocidad, procedentes de una fuente radiactiva colisionan con los átomos del gas del tubo, los ionizan y generan electrones libres, que fluyen por el alambre central y crean un pulso eléctrico que se amplifica y cuenta electrónicamente. Además, los pulsos producen un sonido semejante a un chasquido.R. Van Munchow/Phototake NYC/(p) 1992 Microsoft Corporation. Reservados todos los derechos.
Ampliar
Un tipo diferente de detector, el contador de descarga, fue desarrollado a principios del siglo XX por el físico alemán Hans Geiger; más tarde lo mejoró el físico estadounidense de origen alemán Walter Müller. En la actualidad se conoce como contador Geiger-Müller, o simplemente contador Geiger. A pesar de su pequeño tamaño y fácil manejo, ha sido sustituido en la mayoría de los casos por contadores de estado sólido más rápidos y prácticos, como el contador de centelleo, que fue desarrollado alrededor de 1947 por el físico estadounidense de origen alemán Hartmut Paul Kallmann y otros. El contador de centelleo se basa en los destellos luminosos que producen las partículas ionizadas al atravesar determinados cristales y líquidos orgánicos. Véase Detectores de partículas.
5.3 Rayos cósmicos
Rayos cósmicos Los rayos cósmicos son partículas subatómicas extremadamente energéticas que viajan por el espacio exterior a velocidades próximas a la de la luz. Los rayos cósmicos galácticos, originados a muchos años luz de distancia, permiten estudiar el espacio remoto. Esta fotografía, tomada a finales de la década de 1940 con una emulsión fotográfica especial (Kodak NT4), muestra una colisión de una partícula de rayos cósmicos con una partícula de la película. La partícula de rayos cósmicos produjo la traza que empieza en la esquina superior izquierda, colisionó con un núcleo (en el centro) y produjo una lluvia de partículas subatómicas.Powell-Fowler-Perkins/Photo Researchers, Inc.
Alrededor de 1911, el físico estadounidense de origen austriaco Victor Franz Hess estudió los rayos cósmicos. Los rayos cósmicos primarios están formados por partículas que proceden directamente del exterior de la atmósfera terrestre. Los rayos cósmicos secundarios son partículas y radiaciones producidas en la colisión de las partículas de rayos cósmicos primarios con los átomos de la atmósfera. Hess descubrió que la distribución de los rayos cósmicos está determinada por el campo magnético terrestre. Se comprobó que los rayos estaban cargados positivamente y corresponden sobre todo a protones con energías situadas entre 1 y 1011 GeV. Los rayos cósmicos atrapados en órbitas alrededor de la Tierra son los responsables de los cinturones de radiación de Van Allen, descubiertos por el primer satélite artificial estadounidense, lanzado en 1958.
Cuando un protón primario de alta energía entra en la atmósfera y colisiona con los núcleos de nitrógeno y oxígeno del aire, produce grandes cantidades de partículas secundarias que se dirigen hacia la Tierra formando una lluvia de rayos cósmicos. El origen de los protones de los rayos cósmicos primarios todavía no se comprende en su totalidad. Se sabe que algunos proceden del Sol y otras estrellas, pero los de energías más altas son difíciles de explicar: parece probable que los débiles campos galácticos aceleren los protones interestelares a lo largo de periodos extremadamente largos (véase Galaxia; Vía Láctea).
5.4 Partículas elementales
Además del electrón, el protón, el neutrón y el fotón se han descubierto muchas otras partículas fundamentales. En 1932, el físico estadounidense Carl David Anderson descubrió el antielectrón o positrón, que Dirac había predicho en 1928. Anderson comprobó que un rayo gamma de alta energía procedente de la radiación cósmica podía desaparecer en las proximidades de un núcleo pesado y crear un par electrón-positrón exclusivamente a partir de su energía. Cuando un positrón choca con un electrón se aniquilan entre sí y dan lugar a una lluvia de fotones.
En 1935, el físico japonés Yukawa Hideki desarrolló una teoría que explicaba cómo se mantiene unido un núcleo a pesar de la repulsión mutua entre sus protones. Yukawa postuló la existencia de una partícula de masa intermedia entre el electrón y el protón. En 1936, Anderson y sus colaboradores descubrieron en la radiación cósmica secundaria una nueva partícula con una masa 207 veces superior a la del electrón. Al principio se creyó que esa partícula, que se denominó muón, era el “pegamento” nuclear de Yukawa. Los experimentos posteriores del físico británico Cecil Frank Powell y otros llevaron al descubrimiento de una partícula algo más pesada, con una masa 270 veces mayor que la del electrón. Este mesón pi o pión (también hallado en la radiación cósmica secundaria) fue finalmente identificado como la pieza que faltaba en la teoría de Yukawa.
Desde entonces se han encontrado muchas partículas adicionales en la radiación cósmica secundaria y en los aceleradores de partículas de altas energías. Entre ellas figuran numerosas partículas de gran masa, denominadas hadrones (partículas afectadas por la interacción nuclear fuerte, que mantiene unidos los núcleos atómicos), que incluyen los hiperones y diversos mesones pesados cuya masa es de 1 a 3 veces la del protón, además de los llamados bosones vectoriales intermedios, como las partículas W y Z0, los portadores de la interacción nuclear débil. Estas partículas pueden ser eléctricamente neutras, positivas o negativas, pero nunca tienen más de una carga eléctrica elemental, e. Tienen un periodo de semidesintegración que va desde 10-8 hasta 10-14 segundos, y se desintegran dando lugar a numerosas partículas más ligeras. Cada partícula tiene su antipartícula correspondiente y posee un determinado momento angular. Todas cumplen una serie de leyes de conservación relativas a números cuánticos como el número bariónico, la llamada extrañeza o el espín isotópico.
En 1931, para explicar el aparente incumplimiento de algunas leyes de conservación en determinados procesos radiactivos, Pauli postuló la existencia de partículas eléctricamente neutras de masa nula o casi nula que transportan energía y momento lineal. Esta idea fue desarrollada por el físico estadounidense nacido en Italia Enrico Fermi, que llamó neutrino a esta partícula hipotética. Al carecer de carga y ser extremadamente pequeño, el neutrino es muy difícil de detectar, y puede atravesar con facilidad toda la Tierra sin ser capturado. Fue finalmente descubierto por los estadounidenses Frederick Reines y Clyde Lorrain Cowan, hijo. Los experimentos del físico estadounidense Robert Hofstadter con electrones rápidos procedentes de aceleradores lineales también contribuyeron a ampliar el conocimiento de la estructura interna de los protones y neutrones.
A finales de la década de 1940, una serie de experimentos con rayos cósmicos reveló nuevos tipos de partículas cuya existencia no se había pronosticado. Se las denominó partículas extrañas, y sus propiedades se estudiaron intensivamente en la década de 1950. En la década de 1960, se encontraron muchas partículas nuevas en experimentos con grandes aceleradores. El nombre de partículas elementales se aplica al electrón, el protón, el neutrón, el fotón y a todas las partículas descubiertas desde 1932. Sin embargo, el término es de hecho incorrecto, ya que se ha comprobado que la mayoría de estas partículas tienen una estructura interna complicada.
La teoría dominante acerca de la estructura interna de las partículas elementales se basa en los quarks…
La física de partículas elementales se ocupa de dos cuestiones: 1) la estructura interna de estos componentes de la materia; 2) la interacción de los mismos para formar núcleos. La teoría dominante acerca de la estructura interna de las partículas elementales se basa en los quarks, subpartículas de carga fraccionaria; por ejemplo, un protón está formado por tres quarks. Esta teoría fue propuesta por primera vez en 1964 por los físicos estadounidenses Murray Gell-Mann y George Zweig. Los nucleones están formados por tríos de quarks, mientras que los mesones están formados por parejas de quarks. No se conoce ningún proceso para producir quarks aislados, pero se cree que existieron de forma individual en las condiciones extremas que reinaron al comienzo del Universo. Al principio, la teoría postulaba tres tipos de quarks, pero los experimentos posteriores exigieron la introducción de otros tres tipos adicionales.
noa si quieres continuar con la siguiente parte pasa por aki:
Marie Curie Marie Curie fue la primera mujer que ganó el Premio Nobel y la primera persona que lo ganó dos veces. Su brillante trabajo en radiactividad le costó la vida por una exposición excesiva a la radiación. Curie acuñó el término ‘radiactividad’ para describir las emisiones del uranio que observó en sus experimentos. Junto con su marido, descubrió los elementos polonio y radio.Culver Pictures
El descubrimiento de la radiactividad del mineral de uranio, llevado a cabo en 1896 por Becquerel, también facilitó la comprensión de la estructura atómica. En los años siguientes se comprobó que la radiación de los materiales radiactivos estaba formada por tres tipos de emisiones: los llamados rayos alfa, beta y gamma. Rutherford estableció que los primeros eran núcleos de átomos de helio, y Becquerel demostró que los segundos eran electrones muy rápidos. Los rayos gamma resultaron ser radiación electromagnética de muy alta frecuencia. En 1898, los físicos franceses Marie y Pierre Curie aislaron dos elementos muy radiactivos, el radio y el polonio, a partir del mineral de uranio, con lo que demostraron que las radiaciones pueden identificarse con determinados elementos. En 1903, Rutherford y el químico y físico británico Frederick Soddy demostraron que la emisión de rayos alfa o beta provoca la transmutación del núcleo del elemento emisor en un núcleo de un elemento diferente. Poco después se comprobó que los procesos radiactivos son aleatorios y sólo se pueden estudiar desde un punto de vista estadístico: no existe ningún método para indicar qué núcleo de un átomo de un material radiactivo se desintegrará en un momento dado. Estos avances, además de llevar al modelo atómico de Rutherford y Bohr, también sugerían que los rayos alfa, beta y gamma sólo podían proceder de núcleos de átomos muy pesados. En 1919, Rutherford bombardeó núcleos de nitrógeno con partículas alfa y los convirtió en núcleos de hidrógeno y oxígeno, con lo que logró la primera transmutación artificial de elementos.
Entretanto, el conocimiento de la naturaleza y abundancia de los isótopos iba creciendo, debido en gran medida al desarrollo del espectrómetro de masas. Surgió un modelo atómico en el que el núcleo contenía toda la carga positiva y casi toda la masa del átomo. Los portadores de la carga nuclear fueron identificados como protones, pero sólo podía explicarse la masa del núcleo si existían otras partículas adicionales sin carga (salvo en el caso del hidrógeno, cuyo núcleo está formado sólo por un protón). En 1932, el físico británico James Chadwick descubrió el neutrón, una partícula eléctricamente neutra cuya masa es igual a 1,675 × 10-27 kg, algo mayor que la del protón. Los núcleos atómicos resultaron pues estar formados por protones y neutrones —llamados colectivamente nucleones—, y el número atómico del elemento corresponde al número de protones del núcleo. Por otra parte, el número másico, también denominado número isotópico, corresponde a la suma del número de protones y neutrones. Por ejemplo, todos los átomos de oxígeno (cuyo número atómico es 8) tienen ocho protones, pero los tres isótopos de oxígeno 16O, 17O y 18O contienen respectivamente ocho, nueve y diez neutrones en su núcleo.
Las cargas eléctricas positivas se repelen, y puesto que los núcleos atómicos (salvo el del hidrógeno) tienen más de un protón, se desintegrarían a no ser por una fuerza atractiva muy intensa, la llamada interacción nuclear fuerte, que mantiene unidos los nucleones. La energía asociada con esta interacción fuerte es muy grande, millones de veces mayor que las energías características de los electrones en sus órbitas, responsables de los enlaces químicos. Por tanto, una partícula alfa (formada por dos neutrones y dos protones) tendría que superar esta intensa interacción fuerte para escapar de un núcleo radiactivo como el del uranio. El fenómeno fue explicado por los físicos estadounidenses Edward Condon, George Gamow y Ronald Wilfred Gurney, que en 1928 aplicaron la mecánica cuántica al problema de la emisión alfa y demostraron que la naturaleza estadística de los procesos nucleares permitía que las partículas alfa salieran de los núcleos radiactivos aunque su energía media fuera insuficiente para superar la interacción nuclear fuerte. La emisión beta se explicó como resultado de la desintegración de un neutrón del núcleo, que se transforma en un electrón (la partícula beta) que se expulsa rápidamente y en un protón residual. El núcleo resultante tiene un protón más que el núcleo original, por lo que su número atómico, y por tanto su posición en la tabla periódica, aumentan en una unidad. Después de una emisión alfa o beta, el núcleo suele tener un exceso de energía, del que se deshace emitiendo un fotón de rayos gamma.
En todos estos procesos se libera una gran cantidad de energía, según la ecuación de Einstein E = mc2. Al finalizar el proceso, la masa total de los productos es menor que la del núcleo original: esta diferencia de masa corresponde a la energía liberada. Véase Energía nuclear.
5 AVANCES DE LA FÍSICA DESDE 1930
La rápida expansión de la física en las últimas décadas ha sido posible gracias a los avances fundamentales del primer tercio del siglo XX, junto con los recientes adelantos tecnológicos, sobre todo en tecnología informática, electrónica, aplicaciones de la energía nuclear y aceleradores de partículas de altas energías.
5.1 Aceleradores
Ciclotrón y sincrotrón En física se emplean aceleradores de partículas para estudiar la naturaleza de la materia. Estas enormes máquinas aceleran partículas cargadas (iones) mediante campos electromagnéticos en un tubo hueco en el que se ha hecho el vacío, y finalmente hacen colisionar cada ion con un blanco estacionario u otra partícula en movimiento. Los científicos analizan los resultados de las colisiones e intentan determinar las interacciones que rigen el mundo subatómico. (Generalmente, el punto de colisión está situado en una cámara de burbujas, un dispositivo que permite observar las trayectorias de partículas ionizantes como líneas de minúsculas burbujas en una cámara llena de líquido.) Las trayectorias de las partículas aceleradas pueden ser rectas, espirales o circulares. Tanto el ciclotrón como el sincrotrón utilizan un campo magnético para controlar las trayectorias de las partículas. Aunque hacer colisionar las partículas unas contra otras puede parecer inicialmente un método un tanto extraño para estudiarlas, los aceleradores de partículas han permitido a los científicos aprender más sobre el mundo subatómico que ningún otro dispositivo.© Microsoft Corporation. Reservados todos los derechos.
Rutherford y los otros pioneros de la investigación de las propiedades nucleares estaban limitados a emplear en sus investigaciones sobre el átomo las emisiones de alta energía procedentes de sustancias radiactivas naturales. Las emisiones artificiales de alta energía fueron producidas por primera vez en 1932 por el físico británico John Cockcroft y su colega irlandés Ernest Walton, que emplearon generadores de alta tensión para acelerar electrones hasta unos 700.000 eV; estos elementos fueron utilizados para bombardear núcleos de litio, que se transformaron en núcleos de helio. Un electronvoltio (eV) es la energía que adquiere un electrón al ser acelerado con una diferencia de potencial de 1 voltio, y equivale a 1,6 × 10-19 julios. Los aceleradores modernos producen energías de millones de eV (megaelectronvoltios, o MeV), miles de millones de eV (gigaelectronvoltios, o GeV) o incluso billones de eV (teraelectronvoltios, o TeV). La posibilidad de generar tensiones muy elevadas apareció en 1932, cuando el físico estadounidense Robert J. Van de Graaff inventó el aparato conocido como generador de Van de Graaff.
Poco tiempo después, los físicos estadounidenses Ernest Orlando Lawrence y Milton Stanley Livingston inventaron el ciclotrón; este dispositivo emplea un campo magnético para mantener partículas cargadas moviéndose en trayectorias circulares, y en cada media vuelta proporciona a las partículas un pequeño “empujón” eléctrico hasta que acumulan las altas energías deseadas. El ciclotrón permitía acelerar protones hasta unos 10 MeV, pero para obtener energías más elevadas hubo que esperar hasta después de la II Guerra Mundial, cuando se desarrolló el sincrotrón a partir de las ideas del físico estadounidense Edwin Mattison McMillan y el físico soviético Vladimir I. Veksler. Después de la II Guerra Mundial se produjeron rápidos avances en el diseño de aceleradores y se construyeron aparatos de diferentes tipos para producir haces de alta energía de electrones, protones, deuterones, iones pesados o rayos X.
Acelerador de partículas El círculo grande marca la situación del túnel del LEP, el gran colisionador de electrones-positrones del CERN (Organización Europea para la Investigación Nuclear), que estuvo en funcionamiento hasta finales de 2000. El túnel, que se encuentra a 100 m de profundidad y tiene una circunferencia de 27 km, albergará el gran colisionador de hadrones LHC.CERN/Science Source/Photo Researchers, Inc.
Los aceleradores de menores energías tienen diferentes aplicaciones en industrias y laboratorios, mientras que los más potentes se utilizan para estudiar la estructura de las partículas elementales, los componentes básicos de la naturaleza. En estos estudios se desintegran partículas elementales golpeándolas con haces de proyectiles, que suelen ser protones o electrones. La distribución de los fragmentos proporciona información sobre la estructura de las partículas elementales.
Para obtener información más detallada hace falta usar proyectiles con más energía. Como los proyectiles se aceleran “empujándolos” para obtener mayores energías, hace falta “empujarlos” durante un tiempo mayor. Por eso, los aceleradores de altas energías suelen ser más grandes. La mayor energía de haz obtenida a finales de la II Guerra Mundial era menor de 100 MeV. En 1952 se produjo un avance revolucionario en el diseño de aceleradores cuando los físicos estadounidenses Livingston, Ernest D. Courant y Hartland S. Snyder introdujeron el principio de enfoque intenso. En la actualidad, los mayores aceleradores del mundo producen haces de protones con energías superiores a 1 TeV. Véase Aceleradores de partículas.
5.2 Detectores de partículas
Trazas de partículas elementales Estas trazas fueron producidas por partículas elementales en una cámara de burbujas del CERN, cerca de Ginebra. Examinando dichas trazas, se pueden determinar ciertas propiedades de las partículas que atravesaron la cámara. Por ejemplo, la carga de una partícula puede determinarse a partir del tipo de trayectoria seguida. La cámara de burbujas se coloca en un campo magnético, con lo que la trayectoria de las partículas positivas se curva en un sentido, la de las negativas en sentido opuesto y la de las neutras no se curva.
En sus comienzos, la detección y análisis de partículas elementales se basaba en su capacidad para impresionar emulsiones fotográficas y excitar materiales fluorescentes. El físico británico C. T. R. Wilson observó por primera vez las trayectorias de partículas ionizadas en una cámara de niebla, donde las gotitas de agua se condensaban sobre los iones producidos por las partículas a su paso por la cámara. Mediante campos eléctricos o magnéticos era posible desviar las trayectorias de las partículas, lo que proporcionaba información sobre su momento lineal y su carga eléctrica. Un avance significativo sobre la cámara de niebla fue la cámara de burbujas, inventada por el físico estadounidense Donald Arthur Glaser en 1952. A diferencia de la cámara de niebla, este dispositivo emplea un líquido (por lo general hidrógeno a presión) en lugar de aire; los iones producidos por una partícula rápida se convierten en centros de ebullición y dejan una trayectoria de burbujas fácilmente visible. Como la densidad del líquido es mucho mayor que la del aire, en una cámara de burbujas se producen más interacciones que en una cámara de niebla. Además, las burbujas desaparecen más deprisa que las gotitas de agua, lo que permite una recuperación más rápida de la cámara. Un tercer avance, la cámara de chispa, surgió también en la década de 1950. En este aparato, una serie de placas paralelas se mantiene a una diferencia de potencial elevada en una atmósfera gaseosa adecuada. Cuando una partícula ionizante pasa entre las placas, los átomos de gas se ionizan y producen chispas que delinean la trayectoria de la partícula.
Contador Geiger Un contador Geiger es un dispositivo empleado para detectar la presencia y la intensidad de una radiación. Está formado por un tubo lleno de gas a baja presión, que actúa como cámara de ionización. Un circuito eléctrico mantiene un campo eléctrico intenso entre las paredes del tubo y un alambre fino situado en el centro del mismo. Cuando las partículas cargadas, a elevada velocidad, procedentes de una fuente radiactiva colisionan con los átomos del gas del tubo, los ionizan y generan electrones libres, que fluyen por el alambre central y crean un pulso eléctrico que se amplifica y cuenta electrónicamente. Además, los pulsos producen un sonido semejante a un chasquido.R. Van Munchow/Phototake NYC/(p) 1992 Microsoft Corporation. Reservados todos los derechos.
Ampliar
Un tipo diferente de detector, el contador de descarga, fue desarrollado a principios del siglo XX por el físico alemán Hans Geiger; más tarde lo mejoró el físico estadounidense de origen alemán Walter Müller. En la actualidad se conoce como contador Geiger-Müller, o simplemente contador Geiger. A pesar de su pequeño tamaño y fácil manejo, ha sido sustituido en la mayoría de los casos por contadores de estado sólido más rápidos y prácticos, como el contador de centelleo, que fue desarrollado alrededor de 1947 por el físico estadounidense de origen alemán Hartmut Paul Kallmann y otros. El contador de centelleo se basa en los destellos luminosos que producen las partículas ionizadas al atravesar determinados cristales y líquidos orgánicos. Véase Detectores de partículas.
5.3 Rayos cósmicos
Rayos cósmicos Los rayos cósmicos son partículas subatómicas extremadamente energéticas que viajan por el espacio exterior a velocidades próximas a la de la luz. Los rayos cósmicos galácticos, originados a muchos años luz de distancia, permiten estudiar el espacio remoto. Esta fotografía, tomada a finales de la década de 1940 con una emulsión fotográfica especial (Kodak NT4), muestra una colisión de una partícula de rayos cósmicos con una partícula de la película. La partícula de rayos cósmicos produjo la traza que empieza en la esquina superior izquierda, colisionó con un núcleo (en el centro) y produjo una lluvia de partículas subatómicas.Powell-Fowler-Perkins/Photo Researchers, Inc.
Alrededor de 1911, el físico estadounidense de origen austriaco Victor Franz Hess estudió los rayos cósmicos. Los rayos cósmicos primarios están formados por partículas que proceden directamente del exterior de la atmósfera terrestre. Los rayos cósmicos secundarios son partículas y radiaciones producidas en la colisión de las partículas de rayos cósmicos primarios con los átomos de la atmósfera. Hess descubrió que la distribución de los rayos cósmicos está determinada por el campo magnético terrestre. Se comprobó que los rayos estaban cargados positivamente y corresponden sobre todo a protones con energías situadas entre 1 y 1011 GeV. Los rayos cósmicos atrapados en órbitas alrededor de la Tierra son los responsables de los cinturones de radiación de Van Allen, descubiertos por el primer satélite artificial estadounidense, lanzado en 1958.
Cuando un protón primario de alta energía entra en la atmósfera y colisiona con los núcleos de nitrógeno y oxígeno del aire, produce grandes cantidades de partículas secundarias que se dirigen hacia la Tierra formando una lluvia de rayos cósmicos. El origen de los protones de los rayos cósmicos primarios todavía no se comprende en su totalidad. Se sabe que algunos proceden del Sol y otras estrellas, pero los de energías más altas son difíciles de explicar: parece probable que los débiles campos galácticos aceleren los protones interestelares a lo largo de periodos extremadamente largos (véase Galaxia; Vía Láctea).
5.4 Partículas elementales
Además del electrón, el protón, el neutrón y el fotón se han descubierto muchas otras partículas fundamentales. En 1932, el físico estadounidense Carl David Anderson descubrió el antielectrón o positrón, que Dirac había predicho en 1928. Anderson comprobó que un rayo gamma de alta energía procedente de la radiación cósmica podía desaparecer en las proximidades de un núcleo pesado y crear un par electrón-positrón exclusivamente a partir de su energía. Cuando un positrón choca con un electrón se aniquilan entre sí y dan lugar a una lluvia de fotones.
En 1935, el físico japonés Yukawa Hideki desarrolló una teoría que explicaba cómo se mantiene unido un núcleo a pesar de la repulsión mutua entre sus protones. Yukawa postuló la existencia de una partícula de masa intermedia entre el electrón y el protón. En 1936, Anderson y sus colaboradores descubrieron en la radiación cósmica secundaria una nueva partícula con una masa 207 veces superior a la del electrón. Al principio se creyó que esa partícula, que se denominó muón, era el “pegamento” nuclear de Yukawa. Los experimentos posteriores del físico británico Cecil Frank Powell y otros llevaron al descubrimiento de una partícula algo más pesada, con una masa 270 veces mayor que la del electrón. Este mesón pi o pión (también hallado en la radiación cósmica secundaria) fue finalmente identificado como la pieza que faltaba en la teoría de Yukawa.
Desde entonces se han encontrado muchas partículas adicionales en la radiación cósmica secundaria y en los aceleradores de partículas de altas energías. Entre ellas figuran numerosas partículas de gran masa, denominadas hadrones (partículas afectadas por la interacción nuclear fuerte, que mantiene unidos los núcleos atómicos), que incluyen los hiperones y diversos mesones pesados cuya masa es de 1 a 3 veces la del protón, además de los llamados bosones vectoriales intermedios, como las partículas W y Z0, los portadores de la interacción nuclear débil. Estas partículas pueden ser eléctricamente neutras, positivas o negativas, pero nunca tienen más de una carga eléctrica elemental, e. Tienen un periodo de semidesintegración que va desde 10-8 hasta 10-14 segundos, y se desintegran dando lugar a numerosas partículas más ligeras. Cada partícula tiene su antipartícula correspondiente y posee un determinado momento angular. Todas cumplen una serie de leyes de conservación relativas a números cuánticos como el número bariónico, la llamada extrañeza o el espín isotópico.
En 1931, para explicar el aparente incumplimiento de algunas leyes de conservación en determinados procesos radiactivos, Pauli postuló la existencia de partículas eléctricamente neutras de masa nula o casi nula que transportan energía y momento lineal. Esta idea fue desarrollada por el físico estadounidense nacido en Italia Enrico Fermi, que llamó neutrino a esta partícula hipotética. Al carecer de carga y ser extremadamente pequeño, el neutrino es muy difícil de detectar, y puede atravesar con facilidad toda la Tierra sin ser capturado. Fue finalmente descubierto por los estadounidenses Frederick Reines y Clyde Lorrain Cowan, hijo. Los experimentos del físico estadounidense Robert Hofstadter con electrones rápidos procedentes de aceleradores lineales también contribuyeron a ampliar el conocimiento de la estructura interna de los protones y neutrones.
A finales de la década de 1940, una serie de experimentos con rayos cósmicos reveló nuevos tipos de partículas cuya existencia no se había pronosticado. Se las denominó partículas extrañas, y sus propiedades se estudiaron intensivamente en la década de 1950. En la década de 1960, se encontraron muchas partículas nuevas en experimentos con grandes aceleradores. El nombre de partículas elementales se aplica al electrón, el protón, el neutrón, el fotón y a todas las partículas descubiertas desde 1932. Sin embargo, el término es de hecho incorrecto, ya que se ha comprobado que la mayoría de estas partículas tienen una estructura interna complicada.
La teoría dominante acerca de la estructura interna de las partículas elementales se basa en los quarks…
La física de partículas elementales se ocupa de dos cuestiones: 1) la estructura interna de estos componentes de la materia; 2) la interacción de los mismos para formar núcleos. La teoría dominante acerca de la estructura interna de las partículas elementales se basa en los quarks, subpartículas de carga fraccionaria; por ejemplo, un protón está formado por tres quarks. Esta teoría fue propuesta por primera vez en 1964 por los físicos estadounidenses Murray Gell-Mann y George Zweig. Los nucleones están formados por tríos de quarks, mientras que los mesones están formados por parejas de quarks. No se conoce ningún proceso para producir quarks aislados, pero se cree que existieron de forma individual en las condiciones extremas que reinaron al comienzo del Universo. Al principio, la teoría postulaba tres tipos de quarks, pero los experimentos posteriores exigieron la introducción de otros tres tipos adicionales.
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