La historia de la física cuántica, así como la de la mayoría de las teorías y descubrimientos científicos, es una historia que comienza con varios descubrimientos diferentes: en 1838 comienza con el descubrimiento por parte de Michael Faraday de los rayos catódicos; descubrimientos varios de radiación por parte de Gustav Kirchoff; unas teorías de 1877 de Ludwig Boltzmann relativas al sistema físico de los estados de energía, finalizando con la hipótesis de Max Planck de 1900 en la cual postulaba que los sistemas atómicos que irradian energía pueden ser divididos en varios elementos de energía.
Luego, uno de los científicos más prolíferos de la historia, Albert Einstein, continuó en 1905 con los efectos reportados por Hertz en 1887, los cuales eran consistentes con los hallazgos de Max Planck, de que la luz en sí misma está hecha de partículas cuánticas individuales, los cuales recibieron el nombre de "fotón" en 1826.
Surgió a lo
largo de la primera mitad del siglo XX en respuesta a los problemas que no
podían ser resueltos por medio de la física clásica
El término radiación se refiere a la emisión continua de energía desde
la superficie de cualquier cuerpo, esta energía se denomina radiante y es
transportada por las ondas electromagnéticas que viajan en el vacío a la
velocidad de 3·108 m/s . Las ondas de radio, las radiaciones
infrarrojas, la luz visible, la luz ultravioleta, los rayos X y los rayos
gamma, constituyen las distintas regiones del espectro electromagnético.
Consideremos una cavidad cuyas paredes están a una cierta temperatura.
Los átomos que componen las paredes están emitiendo radiación electromagnética
y al mismo tiempo absorben la radiación emitida por otros átomos de las
paredes. Cuando la radiación encerrada dentro de la cavidad alcanza el
equilibrio con los átomos de las paredes, la cantidad de energía que emiten los
átomos en la unidad de tiempo es igual a la que absorben. En consecuencia, la
densidad de energía del campo electromagnético existente en la cavidad es
constante.
A cada frecuencia corresponde una densidad de energía que depende
solamente de la temperatura de las paredes y es independiente del material del
que están hechas.
 |
Si se abre un pequeño agujero en el recipiente, parte de la radiación
se escapa y se puede analizar. El agujero se ve muy brillante cuando el
cuerpo está a alta temperatura, y se ve completamente negro a bajas
temperaturas.
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Históricamente, el nacimiento de la Mecánica Cuántica, se sitúa en el
momento en el que Max Panck explica el mecanismo que hace que los átomos
radiantes produzcan la distribución de energía observada. Max Planck sugirió en
1900 que
- La
radiación dentro de la cavidad está en equilibrio con los átomos de las
paredes que se comportan como osciladores armónicos de frecuencia dada f
.
- Cada oscilador puede absorber o emitir energía de la radiación en una cantidad proporcional a f. Cuando un oscilador absorbe o emite radiación electromagnética, su energía aumenta o disminuye en una cantidad hf .
Efecto fotoeléctrico en la actualidad
La emisión de electrones por metales iluminados con luz de determinada
frecuencia fue observada a finales del siglo XIX por Hertz y Hallwachs. El
proceso por el cual se liberan electrones de un material por la acción de la radiación
se denomina efecto fotoeléctrico o emisión fotoeléctrica. Sus características
esenciales son:
- Para
cada sustancia hay una frecuencia mínima o umbral de la radiación
electromagnética por debajo de la cual no se producen fotoelectrones por
más intensa que sea la radiación.
- La
emisión electrónica aumenta cuando se incrementa la intensidad de la
radiación que incide sobre la superficie del metal, ya que hay más energía
disponible para liberar electrones.
En los metales hay electrones que se mueven más o menos libremente a
través de la red cristalina, estos electrones no escapan del metal a
temperaturas normales por que no tienen energía suficiente. Calentando el metal
es una manera de aumentar su energía. Los electrones "evaporados" se
denominan termoelectrones, este es el tipo de emisión que hay en las válvulas
electrónicas. Vamos a ver que también se pueden liberar electrones
(fotoelectrones) mediante la absorción por el metal de la energía de radiación
electromagnética.
Rayos x
Los rayos X son una radiación electromagnética de la misma
naturaleza que las ondas de radio, las ondas de microondas, los rayos
infrarrojos, la luz visible, los rayos ultravioleta y los rayos gamma.
La diferencia fundamental con los rayos gamma
es su origen: los rayos gamma son radiaciones de origen nuclear que se producen
por la desexcitación de un nucleón de un nivel excitado a otro de menor energía y en la
desintegración de isótopos radiactivos, mientras que los rayos X surgen
de fenómenos extranucleares, a nivel de la órbita electrónica, fundamentalmente
producidos por desaceleración de electrones. La energía de los rayos X en
general se encuentra entre la radiación ultravioleta y los rayos gamma
producidos naturalmente. Los rayos X son una radiación ionizante porque al interactuar con
la materia produce la ionización de los átomos de la misma, es decir, origina
partículas con carga (iones).
MODELO CUANTICO DEL ATOMO DE BOHR
Niels Bohr se basó en el átomo de
hidrógeno para realizar el modelo que lleva su nombre. Bohr intentaba realizar
un modelo atómico capaz de explicar la estabilidad de la materia y los
espectros de emisión y absorción discretos que se observan en los gases.
Describió el átomo de hidrógeno con un protón en el núcleo, y girando a su
alrededor un electrón. El modelo atómico de Bohr partía conceptualmente del
modelo atómico de Rutherford y de las incipientes ideas sobre cuantización que
habían surgido unos años antes con las investigaciones de Max Planck y Albert
Einstein. Debido a su simplicidad el modelo de Bohr es todavía utilizado
frecuentemente como una simplificación de la estructura de la materia.
En este modelo los electrones
giran en órbitas circulares alrededor del núcleo, ocupando la órbita de menor
energía posible, o sea la órbita más cercana al núcleo posible. El
electromagnetismo clásico predecía que una partícula cargada moviéndose de
forma circular emitiría energía por lo que los electrones deberían colapsar
sobre el núcleo en breves instantes de tiempo. Para superar este problema Bohr
supuso que los electrones solamente se podían mover en órbitas específicas,
cada una de las cuales caracterizada por su nivel energético. Cada órbita puede
entonces identificarse mediante un número entero n que toma valores desde 1 en adelante.
Este número "n" recibe el nombre de Número Cuántico Principal.
Bohr supuso además que el momento
angular de cada electrón estaba cuantizado y sólo podía variar en fracciones
enteras de la constante de Planck. De acuerdo al número cuántico principal
calculó las distancias a las cuales se hallaba del núcleo cada una de las
órbitas permitidas en el átomo de hidrógeno.
Estos niveles en un principio
estaban clasificados por letras que empezaban en la "K" y terminaban
en la "Q". Posteriormente los niveles electrónicos se ordenaron por
números. Cada órbita tiene electrones con distintos niveles de energía obtenida
que después se tiene que liberar y por esa razón el electrón va saltando de una
órbita a otra hasta llegar a una que tenga el espacio y nivel adecuado,
dependiendo de la energía que posea, para liberarse sin problema y de nuevo
volver a su órbita de origen.
El modelo atómico de Bohr
constituyó una de las bases fundamentales de la mecánica cuántica. Explicaba la
estabilidad de la materia y las características principales del espectro de
emisión del hidrógeno. Sin embargo no explicaba el espectro de estructura fina
que podría ser explicado algunos años más tarde gracias al modelo atómico de
Sommerfeld. Históricamente el desarrollo del modelo atómico de Bohr junto con la
dualidad onda-corpúsculo permitiría a Erwin Schrödinger descubrir la ecuación
fundamental de la mecánica cuántica.
1. Los electrones
orbitan en el átomo en niveles discretos y cuantizados de energía, es decir, no
todas las órbitas están permitidas, tan sólo un número finito de éstas.
2. Los electrones pueden
saltar de un nivel electrónico a otro sin pasar por estados intermedios.
3. El salto de un
electrón de un nivel cuántico a otro implica la emisión o absorción de un único
cuanto de luz (fotón) cuya energía corresponde a la diferencia de energía entre
ambas órbitas.
4. Las órbitas
permitidas tienen valores discretos o cuantizados del momento angular orbital L.
La cuarta hipótesis asume
que el valor mínimo de n es 1. Este valor
corresponde a un mínimo radio de la órbita del electrón de 0.0529 nm. A esta
distancia se le denomina radio de Bohr. Un electrón en este nivel fundamental
no puede descender a niveles inferiores emitiendo energía.
Se puede demostrar
que este conjunto de hipótesis corresponde a la hipótesis de que los electrones
estables orbitando un átomo están descritos por funciones de onda
estacionarias.
En
las interferencias luminosas producidas por dos rendijas paralelas,
aparecen
unos
máximos de intensidad, separados por mínimos (rayas negras). En la
fig.12
se
muestra la imagen de interferencias recogido en una pantalla, y a la derecha
un
gráfico
de la correspondiente intensidad luminosa.
·
Historia A finales del siglo XIX se concluiría que: Teoría atómica:
“Toda materia está compuesta por partículas elementales llamadas átomos”.
Joseph John Thomson: ”La electricidad es un flujo de partículas llamas
electrones”. Por tanto para la época, fenómenos ondulatorios y corpusculares
estarían, cada uno por su lado, bien definido.
·
3. Llegaría entonces el SIGLO XX Aparecerían experimentos como: El
efecto fotoeléctrico analizado por Albert Einstein: La luz, además de poseer
propiedades ondulatorias, tenía propiedades de partícula. La difracción de
electrones: Los electrones se comportaban con propiedades de onda y partícula a
la vez. Entonces ……
·
4. Surgiría la pregunta: ¿PUEDEN LAS PARTÍCULAS TRATARSE COMO ONDAS Y
VICEVERSA?
·
5. La mecánica cuántica daría la respuesta a este interrogante,
planteándose como: “ Un marco de trabajo unificado para comprender que toda
materia puede tener propiedades de onda y propiedades de partícula.”
·
6. Uno de los primeros en aportar para dar este concepto sería:
Louis-Victor de Broglie (1892-1987): “ Toda la materia presenta características
tanto ondulatorias como corpusculares comportándose de uno u otro modo
dependiendo del experimento específico . “
¿QUE ES LA FÍSICA NUCLEAR?
La física nuclear es una rama de la física que estudia las propiedades y el comportamiento
de los núcleos
atómicos. La física nuclear es
conocida mayoritariamente por la sociedad por el aprovechamiento de la energía nuclear encentrales nucleares y en el desarrollo de armas nucleares, tanto de fisión como de fusión nuclear. En un contexto más amplio, se define la física nuclear y de partículas como la rama de la física que estudia
la estructura fundamental de la materia y las interacciones entre las partículas
subatómicas
ESTRUCTURA
DEL NÚCLEO Y FUERZA NUCLEAR
Estructura del núcleo
El conocimiento de la estructura nuclear o estructura
de los núcleos atómicos es
uno de los elementos clave de la física nuclear. En principio, las interacciones de los
constituyentes de los núcleos, los nucleones (protones y neutrones formados, a su vez, por los quarks), están
abarcadas en las predicciones de la cromodinámica
cuántica, dentro de lo que es una teoría
cuántica de campos. Pero debido a
la complejidad de la interacción
fuerte los cálculos son muy complicados y es necesario,
hoy día, recurrir a modelos más sencillos. No existe un único modelo; en el
desarrollo de la física nuclear se han ido creando modelos teóricos para
describir cómo se estructura el material nuclear que constituye los núcleos de los átomos. Algunos de estos modelos son el de la gota
líquida, el modelos de
capas (de partículas independientes, de campo medio, etc.), rotacional, vibracional, vibracional y rotacional,
etc.
MODELOS
NUCLEARES
Modelo de gota
líquida
Este es uno de los
primeros modelos de la estructura nuclear, propuesto por Bohr en 1935. En él se describe
el núcleo como un fluido clásico compuesto por neutrones y protones y una fuerza central columbiana
repulsiva proporcional al número de protones Z y con origen en el centro de la gota. La naturaleza mecano-cuántica de estas partículas se introduce a partir delprincipio de
exclusión de Pauli, que establece que fermiones (los nucleones son fermiones) del mismo
tipo no puede estar en el mismo estado cuántico. Así, el líquido es en realidad lo que se conoce como líquido de Fermi, en alusión al gas de Fermi que forman los electrones. Este sencillo modelo reproduce las
principales características de la energía enlace de los núcleos. Es un buen modelo para
predecir niveles energéticos en núcleos poco deformados
Modelo de capas
La idea
del modelo es muy parecida a la planteada para el caso de la corteza
electrónica —el modelo de capas electrónico— .En el
caso de los electrones, teníamos partículas idénticas que se agrupaban en capas
de números cuánticos espaciales distintos (n,l). El número de electrones
permitidos en cada capa venía impuesto por el principio de exclusión de Pauli para fermiones. Los
número cuánticos asociados vienen como resolución de la ecuación de Schrödinger para un potencial coulombiano (~ 1/r) y centrífugo.
Modelo vibracional y rotacional
Este
modelo recurre a la descripción de las vibraciones y rotaciones de la
superficie del núcleo en términos de coordenadas colectivas y así predecir el espectro de frecuencias asociado a los niveles energéticos.
Da buenos
resultados en núcleos poco deformados y parcialmente deformados. También da una
idea cualitativa de altos niveles energéticos en núcleos estables pero muy
deformados, como los isótopos del osmio (187Os, 189Os).
FUERZA
NUCLEAR
Una fuerza nuclear es
aquella fuerza que tiene origen exclusivamente en el interior de los núcleos atómicos. Existen dos fuerzas nucleares, la fuerza fuerte que actúa sobre los nucleones y la fuerza débil que actúa en el interior de los mismos.
Existen dos tipos de
fuerzas nucleares y
Radiactividad
1
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INTRODUCCIÓN
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Antoine Henri Becquerel
El físico francés Antoine Henri
Becquerel recibió el Premio Nobel de Física en 1903. Becquerel descubrió la
radiactividad del uranio.
© The Nobel Foundation
Radiactividad, desintegración espontánea
de núcleos atómicos mediante la emisión de partículas subatómicas llamadas
partículas alfa y partículas beta, y de radiaciones electromagnéticas
denominadas rayos X y rayos gamma. El fenómeno fue descubierto en 1896 por el
físico francés Antoine Henri Becquerel al observar que las sales de uranio
podían ennegrecer una placa fotográfica aunque estuvieran separadas de la misma
por una lámina de vidrio o un papel negro. También comprobó que los rayos que
producían el oscurecimiento podían descargar un electroscopio, lo que indicaba
que poseían carga eléctrica. En 1898, los químicos franceses Marie y Pierre
Curie dedujeron que la radiactividad es un fenómeno asociado a los átomos e
independiente de su estado físico o químico. También llegaron a la conclusión
de que la pechblenda, un mineral de uranio, tenía que contener otros elementos
radiactivos ya que presentaba una radiactividad más intensa que las sales de
uranio empleadas por Becquerel. El matrimonio Curie llevó a cabo una serie de
tratamientos químicos de la pechblenda que condujeron al descubrimiento de dos
nuevos elementos radiactivos, el polonio y el radio. Marie Curie también
descubrió que el torio es radiactivo. En 1899, el químico francés André Louis
Debierne descubrió otro elemento radiactivo, el actinio. Ese mismo año, los
físicos británicos Ernest Rutherford y Frederick Soddy descubrieron el gas
radiactivo radón, observado en asociación con el torio, el actinio y el radio.
Pronto se reconoció que
la radiactividad era una fuente de energía más potente que ninguna de las
conocidas. Los Curie midieron el calor asociado con la desintegración del radio
y establecieron que 1 gramo de radio desprende aproximadamente unos 420 julios
(100 calorías) de energía cada hora. Este efecto de calentamiento continúa hora
tras hora y año tras año, mientras que la combustión completa de un gramo de
carbón produce un total de 34.000 julios (unas 8.000 calorías) de energía. Tras
estos primeros descubrimientos, la radiactividad atrajo la atención de
científicos de todo el mundo. En las décadas siguientes se investigaron a fondo
muchos aspectos del fenómeno.
2
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TIPOS DE RADIACIÓN
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Partículas alfa
Una partícula alfa está formada por
dos protones y dos neutrones que actúan como una única partícula. Son núcleos
de átomos de helio. Cuando un núcleo radiactivo inestable emite una partícula
alfa, éste se convierte en un núcleo de un elemento distinto.
© Microsoft Corporation. Reservados
todos los derechos.
Rutherford descubrió que las
emisiones radiactivas contienen al menos dos componentes: partículas alfa, que
sólo penetran unas milésimas de centímetro en el aluminio, y partículas beta,
que son casi 100 veces más penetrantes. En experimentos posteriores se
sometieron las emisiones radiactivas a campos eléctricos y magnéticos, y estas
pruebas pusieron de manifiesto la presencia de un tercer componente, los rayos
gamma, que resultaron ser mucho más penetrantes que las partículas beta. En un
campo eléctrico, la trayectoria de las partículas beta se desvía mucho hacia el
polo positivo, mientras que la de las partículas alfa lo hace en menor medida
hacia el polo negativo; los rayos gamma no son desviados en absoluto. Esto
indica que las partículas beta tienen carga negativa, las partículas alfa
tienen carga positiva (se desvían menos porque son más pesadas que las
partículas beta) y los rayos gamma son eléctricamente neutros.
Desintegración beta
Hay dos tipos de desintegración beta.
En la que se muestra a la izquierda, un neutrón se convierte en un protón
emitiendo un antineutrino y una partícula beta cargada negativamente. En la de
la derecha, un protón se convierte en un neutrón emitiendo un neutrino y una
partícula beta positivamente cargada. Las partículas beta positivas se llaman
positrones, y las negativas electrones. Después de la desintegración, el núcleo
del átomo contiene un protón más o menos, por lo que constituye un elemento
nuevo, con número atómico distinto.
© Microsoft Corporation. Reservados
todos los derechos.
El descubrimiento de que
la desintegración del radio produce radón demostró de forma fehaciente que la
desintegración radiactiva está acompañada de un cambio en la naturaleza química
del elemento que se desintegra. Los experimentos sobre la desviación de
partículas alfa en un campo eléctrico demostraron que la relación entre la
carga eléctrica y la masa de dichas partículas es aproximadamente la mitad que
la del ion hidrógeno. Los físicos supusieron que las partículas podían ser
iones helio con carga doble (átomos de helio a los que les faltaban dos
electrones). El ion helio tiene una masa unas cuatro veces mayor que el de
hidrógeno, lo que supondría que su relación carga-masa sería efectivamente la
mitad que la del ion hidrógeno. Esta suposición fue demostrada por Rutherford
cuando hizo que una sustancia que emitía partículas alfa se desintegrara cerca
de un recipiente de vidrio de paredes finas en el que se había hecho el vacío.
Las partículas alfa podían atravesar el vidrio y quedaban atrapadas en el
recipiente; al cabo de unos días pudo demostrarse la presencia de helio
elemental utilizando un espectroscopio. Más tarde se demostró que las
partículas beta eran electrones, mientras que los rayos gamma eran radiaciones
electromagnéticas de la misma naturaleza que los rayos X pero con una energía
considerablemente mayor.
2.1
|
La hipótesis nuclear
|
Ernest Rutherford
El físico británico Ernest Rutherford,
que obtuvo el Premio Nobel de Química en 1908, fue un pionero de la física
nuclear por sus investigaciones experimentales y su desarrollo de la teoría
nuclear de la estructura atómica. Rutherford afirmó que un átomo está
constituido en gran medida por espacio vacío, con un núcleo con carga positiva
en el centro, en torno al cual orbitan los electrones, cargados negativamente.
Bombardeando gas nitrógeno con partículas alfa (partículas nucleares emitidas
en procesos radiactivos), Rutherford logró transformar un átomo de nitrógeno en
un átomo de oxígeno y otro de hidrógeno. Este experimento fue un primer
estímulo para el desarrollo de la energía nuclear, que se libera en cantidades
enormes por la desintegración nuclear.
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En la época en que se
descubrió la radiactividad, los físicos creían que el átomo era el bloque de
materia último e indivisible. Después se comprobó que las partículas alfa y
beta son unidades discretas de materia, y que la radiactividad es un proceso en
el que los átomos se transforman (mediante la emisión de una de estas dos
partículas) en nuevos tipos de átomos con propiedades químicas nuevas. Esto
llevó al reconocimiento de que los propios átomos deben tener una estructura
interna, y que no son las partículas últimas y fundamentales de la naturaleza.
En 1911, Rutherford demostró
la existencia de un núcleo en el interior del átomo mediante experimentos en
los que se desviaban partículas alfa con láminas delgadas de metal. Desde
entonces, la hipótesis nuclear ha evolucionado hasta convertirse en una teoría
muy elaborada de la estructura atómica, que permite explicar todo el fenómeno
de la radiactividad. En resumen, se ha comprobado que el átomo está formado por
un núcleo central muy denso, rodeado por una nube de electrones. El núcleo, a
su vez, está compuesto de protones, cuyo número es igual al de electrones (en
un átomo no ionizado), y de neutrones. Estos últimos son eléctricamente neutros
y su masa es aproximadamente igual a la de los protones. Una partícula alfa (un
núcleo de helio con carga doble) está formada por dos protones y dos neutrones,
por lo que sólo puede ser emitida por el núcleo de un átomo. Cuando un núcleo
pierde una partícula alfa se forma un nuevo núcleo, más ligero que el original
en cuatro unidades de masa (las masas del neutrón y el protón son de una unidad
aproximadamente). Cuando un átomo del isótopo de uranio con número másico 238
emite una partícula alfa, se convierte en un átomo de otro elemento, con número
másico 234. (El número másico de un núcleo es el número total de neutrones y
protones que contiene; es aproximadamente igual a su masa expresada en unidades
de masa atómica). Cada uno de los dos protones de la partícula alfa tiene una
carga eléctrica positiva de valor unidad. El número de cargas positivas del
núcleo, equilibrado por el mismo número de electrones negativos en las órbitas
exteriores al núcleo, determina la naturaleza química del átomo. Como la carga
del uranio 238 disminuye en dos unidades como resultado de la emisión
alfa, el número atómico del átomo resultante es menor en dos unidades al
original, que era de 92. El nuevo átomo tiene un número atómico de 90, y es un
isótopo del elemento torio. Véase Elemento químico; Física nuclear.
El torio 234 emite partículas
beta, es decir, electrones. La emisión beta se produce a través de la transformación
de un neutrón en un protón, lo que implica un aumento de la carga nuclear (o
número atómico) en una unidad. La masa de un electrón es despreciable, por lo
que el isótopo producido por la desintegración del torio 234 tiene un
número másico de 234 y un número atómico de 91; se trata de un isótopo del
protactinio.
2.2
|
Radiación gamma
|
Las emisiones alfa y beta
suelen ir asociadas con la emisión gamma. Los rayos gamma no poseen carga ni
masa; por tanto, la emisión de rayos gamma por parte de un núcleo no conlleva
cambios en su estructura, sino simplemente la pérdida de una determinada
cantidad de energía radiante. Con la emisión de estos rayos, el núcleo compensa
el estado inestable que sigue a los procesos alfa y beta. La partícula alfa o
beta primaria y su rayo gamma asociado se emiten casi simultáneamente. Sin
embargo, se conocen algunos casos de emisión alfa o beta pura, es decir,
procesos alfa o beta no acompañados de rayos gamma; también se conocen algunos
isótopos que emiten rayos gamma de forma pura. Esta emisión gamma pura tiene
lugar cuando un isótopo existe en dos formas diferentes, los llamados isómeros
nucleares, con el mismo número atómico y número másico pero distintas energías.
La emisión de rayos gamma acompaña a la transición del isómero de mayor energía
a la forma de menor energía. Un ejemplo de esta isomería es el isótopo
protactinio 234, que existe en dos estados de energía diferentes, y en el
que la emisión de rayos gamma indica la transición de uno al otro.
Los núcleos emiten la
radiación alfa, beta y gamma a velocidades enormes. Las partículas alfa
resultan frenadas y detenidas al pasar por la materia, sobre todo debido a su
interacción con los electrones de dicha materia. Casi todas las partículas alfa
emitidas por una misma sustancia salen de los núcleos con una velocidad
prácticamente igual; por ejemplo, la mayoría de las emitidas por el
polonio 210 viajan 3,8 cm por el aire antes de quedar detenidas
completamente, mientras que las emitidas por el polonio 212 avanzan
8,5 cm. La medida de la distancia recorrida por las partículas alfa se
emplea para identificar isótopos. Las partículas beta se emiten a velocidades
mucho mayores que las partículas alfa, por lo que penetran bastante más en la
materia, aunque el mecanismo de frenado es esencialmente similar. Sin embargo,
a diferencia de las partículas alfa, las partículas beta son emitidas a muchas
velocidades diferentes, y sus emisores se distinguen entre sí por las
velocidades máxima y media características de sus partículas beta. La
distribución de las energías de las partículas beta (y por tanto de sus
velocidades) exige la hipótesis de la existencia de una partícula sin carga ni
masa denominada neutrino; todas las desintegraciones beta están acompañadas de
una emisión de neutrinos. La distancia recorrida por los rayos gamma es varias
veces mayor que la de las partículas beta, y en algunos casos estos rayos
pueden atravesar varios centímetros de plomo. Cuando las partículas alfa y beta
atraviesan la materia originan la formación de numerosos iones; esta ionización
es especialmente fácil de observar cuando la materia es gaseosa. Los rayos
gamma no tienen carga, por lo que no causan tanta ionización. Las partículas
beta producen entre t y z de la ionización generada por las
partículas alfa en cada centímetro de su trayectoria en aire. Los rayos gamma
producen aproximadamente t de la ionización de las partículas beta. El
contador de Geiger-Müller y otras cámaras de ionización (véase Detectores
de partículas) se basan en estos principios y se emplean para detectar las
cantidades de radiación alfa, beta y gamma y, por tanto, la tasa absoluta de
desintegración o actividad de las sustancias radiactivas. Una de las unidades
de actividad radiactiva, el curio, se basa en la tasa de desintegración del
radio 226, que corresponde a 37.000 millones de desintegraciones por
segundo por cada gramo de radio. Véase Efectos biológicos de la
radiación.
Existen formas de desintegración
radiactiva diferentes de las tres que se han mencionado. Algunos isótopos
pueden emitir positrones, que son idénticos a los electrones pero de carga
opuesta. Esta emisión suele clasificarse también como desintegración beta, y se
denomina emisión beta más (β+) o positrón para distinguirla de la
emisión de electrones negativos, más común. Se cree que la emisión de
positrones se lleva a cabo mediante la conversión de un protón del núcleo en un
neutrón, lo que provoca el descenso del número atómico en una unidad. Otra
forma de desintegración, conocida como captura de electrón K, consiste en
la captura de un electrón por parte del núcleo, seguida de la transformación de
un protón en un neutrón. El resultado global también es la reducción del número
atómico en una unidad. Este proceso sólo es observable porque la desaparición
del electrón de su órbita provoca la emisión de rayos X. Algunos isótopos,
en particular el uranio 235 y varios isótopos de los elementos
transuránicos, pueden desintegrarse mediante un proceso de fisión espontánea en
el que el núcleo se divide en dos fragmentos (véase Energía nuclear). A
mediados de la década de 1980, se observó una forma de desintegración única en
la que los isótopos del radio con números másicos 222, 223 y 224 emiten núcleos
de carbono 14 en lugar de desintegrarse en la forma normal emitiendo
partículas alfa.
3
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PERIODO DE SEMIDESINTEGRACIÓN
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La desintegración de algunas
sustancias, como el uranio 238 o el torio 232, parece continuar
indefinidamente sin que disminuya de forma detectable la tasa de desintegración
por unidad de masa del isótopo (tasa de desintegración específica). Otras
sustancias radiactivas muestran una marcada reducción de la tasa de
desintegración específica a lo largo del tiempo. Un ejemplo es el isótopo
torio 234 (llamado originalmente uranio X), que una vez separado del
uranio reduce su tasa de desintegración específica a la mitad en 25 días. Cada
sustancia radiactiva tiene un periodo de semidesintegración; en algunos
isótopos es tan prolongado que los métodos actuales no permiten observar la
disminución de la tasa de desintegración específica a lo largo del periodo de
estudio. El torio 232, por ejemplo, tiene un periodo de semidesintegración
de 14.000 millones de años.
4
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SERIES DE DESINTEGRACIÓN RADIACTIVA
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Cuando el uranio 238 se
desintegra mediante emisión alfa, se forma torio 234; éste es un emisor
beta y se desintegra para formar protactinio 234, que a su vez, es un
emisor beta que da lugar a un nuevo isótopo del uranio, el uranio 234.
Este isótopo se desintegra mediante emisión alfa para formar torio 230,
que también se desintegra mediante emisión alfa y produce el isótopo
radio 226. Esta serie de desintegración radiactiva, denominada serie
uranio-radio, continúa de forma similar con otras cinco emisiones alfa y otras
cuatro emisiones beta hasta llegar al producto final, un isótopo no radiactivo
(estable) del plomo (el elemento 82) con número másico 206. En esta serie están
representados todos los elementos de la tabla periódica situados entre el
uranio y el plomo, y cada isótopo puede distinguirse por su periodo de
semidesintegración característico. Todos los miembros de esta serie tienen un
rasgo común: si se resta 2 a sus números másicos se obtienen números
exactamente divisibles por 4, es decir, sus números másicos pueden expresarse
mediante la sencilla fórmula 4n + 2, donde n es un
número entero. Otras series radiactivas naturales son la serie del torio,
llamada serie 4n porque los números másicos de todos sus miembros son
exactamente divisibles por cuatro, y la serie del actinio o serie 4n + 3.
El elemento original de la serie del torio es el isótopo torio 232, y su
producto final es el isótopo estable plomo 208. La serie del actinio
empieza con el uranio 235 (llamado originalmente actinouranio por los
investigadores) y acaba en el plomo 207. En los últimos años se ha
descubierto y estudiado en profundidad una cuarta serie, la serie 4n + 1,
en la que todos son elementos radiactivos artificiales. Su miembro inicial es
un isótopo del elemento artificial curio, el curio 241. Contiene el
isótopo más duradero del elemento neptunio, y su producto final es el
bismuto 209.
Una aplicación interesante
del conocimiento de los elementos radiactivos es su uso en la determinación de
la edad de la Tierra. Un método para determinar la edad de una roca se basa en
el hecho de que, en muchos minerales de uranio y torio (que se están desintegrando
desde su formación), las partículas alfa han quedado atrapadas (en forma de
átomos de helio) en el interior de la roca. Determinando con precisión las
cantidades relativas de helio, uranio y torio que hay en la roca, puede
calcularse el tiempo que llevan ocurriendo los procesos de desintegración (es
decir, la edad de la roca). Otro método se basa en la determinación de la
relación que existe en la roca entre las cantidades de uranio 238 y
plomo 206, o de torio 232 y plomo 208 (o sea, las relaciones
entre la concentración de los miembros inicial y final de las series de
desintegración). Estos y otros métodos arrojan valores de la edad de la Tierra
que oscilan en torno a unos 4.600 millones de años. Se han obtenido valores
similares en meteoritos que han caído a la superficie terrestre y en muestras
lunares traídas por el Apolo 11 en julio de 1969, lo que indica que
todo el Sistema Solar tiene probablemente una edad similar a la Tierra.
5
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RADIACTIVIDAD ARTIFICIAL
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Irène y Jean Frédéric Joliot-Curie
Irène y Jean Frédéric Joliot-Curie,
una de las más célebres parejas de la historia de la física, en el laboratorio
de la Universidad de París, donde desarrollaron la mayor parte de su actividad
investigadora. En 1933 los dos científicos descubrieron que los elementos
radiactivos se pueden preparar artificialmente a partir de elementos estables.
Bettmann/Corbis
Todos los isótopos naturales
situados por encima del bismuto en la tabla periódica son radiactivos; además,
existen isótopos naturales radiactivos del bismuto, el talio, el vanadio, el
indio, el neodimio, el gadolinio, el hafnio, el platino, el plomo, el renio, el
lutecio, el rubidio, el potasio, el hidrógeno, el carbono, el lantano y el
samario. En 1919, Rutherford provocó la primera reacción nuclear inducida
artificialmente al bombardear gas nitrógeno corriente (nitrógeno 14) con
partículas alfa; comprobó que los núcleos de nitrógeno capturaban estas
partículas y emitían protones muy rápidamente, con lo que formaban un isótopo
estable del oxígeno, el oxígeno 17. Esta reacción puede escribirse en
notación simbólica como ¨N + ¸He → ©O + §Hdonde, por convenio, se escriben los
números atómicos de los núcleos implicados como subíndices y a la izquierda de
sus símbolos químicos, y sus números másicos como superíndices. En la reacción
anterior, la partícula alfa se expresa como un núcleo de helio, y el protón como
un núcleo de hidrógeno.
Hasta 1933 no se demostró
que estas reacciones nucleares podían llevar en ocasiones a la formación de
nuevos núcleos radiactivos. Los químicos franceses Irène y Frédéric
Joliot-Curie produjeron aquel año la primera sustancia radiactiva bombardeando
aluminio con partículas alfa. Los núcleos de aluminio capturaban estas
partículas y emitían neutrones, con lo que se formaba un isótopo de fósforo que
se desintegraba por emisión de positrones, con un periodo de semidesintegración
muy corto. Los Joliot-Curie también produjeron un isótopo de nitrógeno a partir
de boro, y uno de aluminio a partir de magnesio. Desde entonces se han
descubierto muchísimas reacciones nucleares, y se han bombardeado los núcleos
de todos los elementos de la tabla periódica con distintas partículas, entre
ellas partículas alfa, protones, neutrones y deuterones (núcleos de deuterio,
el isótopo de hidrógeno de número másico 2). Como resultado de esta
investigación intensiva se conocen en la actualidad más de 400 elementos
radiactivos artificiales. Esta investigación se ha visto favorecida por el
desarrollo de aceleradores de partículas que comunican velocidades enormes a
las partículas empleadas en el bombardeo, con lo que en muchos casos aumenta la
probabilidad de que sean capturadas por los núcleos utilizados como objetivo.
El estudio de las reacciones
nucleares y la búsqueda de nuevos isótopos radiactivos artificiales, sobre todo
entre los elementos más pesados, llevó al descubrimiento de la fisión nuclear y
al posterior desarrollo de la bomba atómica (véase Energía nuclear;
Armas nucleares). También se descubrieron varios elementos nuevos que no
existen en la naturaleza. El desarrollo de reactores nucleares hizo posible la
producción a gran escala de isótopos radiactivos de casi todos los elementos de
la tabla periódica, y la disponibilidad de estos isótopos supone una ayuda
incalculable para la investigación química y biomédica (véase Isótopo
trazador). Entre los isótopos radiactivos producidos artificialmente tiene gran
importancia el carbono 14, con un periodo de semidesintegración de 5.730 ±
40 años. La disponibilidad de esta sustancia ha permitido investigar con mayor
profundidad numerosos aspectos de procesos vitales, como la fotosíntesis.
En la atmósfera terrestre
existe una cantidad muy pequeña de carbono 14, y todos los organismos
vivos asimilan trazas de este isótopo durante su vida. Después de la muerte,
esta asimilación se interrumpe, y el carbono radiactivo, que se desintegra
continuamente, deja de tener una concentración constante. Las medidas del
contenido de carbono 14 permiten calcular la edad de objetos de interés
histórico o arqueológico, como huesos o momias. Véase Datación.
En el análisis de activación
de neutrones se coloca una muestra de una sustancia en un reactor nuclear para
hacerla radiactiva. Detectando los tipos de radiactividad asociados con los
radioisótopos correspondientes es posible encontrar impurezas que no pueden ser
detectadas por otros medios. Otras aplicaciones de los isótopos radiactivos se
dan en la terapia médica (véase Radiología), la radiografía industrial,
y ciertos dispositivos específicos como fuentes de luz fosforescente,
eliminadores estáticos, calibradores de espesor o pilas nucleares.
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http://www.youtube.com/watch?v=pA-aEYgmnq4
Fusión y fisión nuclear
FISIÓN:
Es el proceso utilizado
actualmente en las centrales nucleares. Cuando un átomo pesado (como por
ejemplo el Uranio o el Plutonio) se divide o rompe en dos átomos más ligeros,
la suma de las masas de estos últimos átomos obtenidos, más la de los neutrones
desprendidos es menor que la masa del átomo original, y de acuerdo con la
teoría de Albert Einstein se desprende una cantidad de Energía que se puede
calcular mediante la expresión E = m C2
Para romper un átomo, se emplea un neutrón porque
es neutro eléctricamente y por tanto, al contrario que el protón o las
partículas alfa, no es repelido por el núcleo. El neutrón se lanza contra el
átomo que se quiere romper, por ejemplo, Uranio-235. Al chocar el neutrón, el
átomo de Uranio-235 se convierte en Uranio-236 durante un brevísimo espacio de
tiempo, como este último átomo es sumamente inestable, se divide en dos átomos
diferentes y más ligeros (por ejemplo Kriptón y Bario o Xenon y Estroncio),
desprendiendo 2 ó 3 neutrones (el número de neutrones desprendidos depende de
los átomos obtenidos, supongamos como ejemplo 3 neutrones). Estos 3 neutrones,
vuelven a chocar con otros 3 átomos de Uranio-235, liberando en total 9
neutrones, energía y dos átomos más ligeros, y así sucesivamente, generandose
de esta forma una reacción en cadena.
Como se puede comprobar, en cada
reacción sucesiva, se rompen 3n átomos, donde n indica 1ª,
2ª, 3ª,..., reacción.
Otra
reacción nuclear de fisión que ocurre en muchos reactores nucleares es:
23592U + n ® 14156Ba + 9236Kr
+ 3n + Energía
En las centrales nucleares
el proceso se modera, evitando la reacción en cadena, para generar energía de
forma lenta, pues de lo contrario el reactor se convertiría en una bomba
atómica. El proceso básico es el siguiente:
Como combustible se utilizan
barras de Uranio enriquecido al 4% con Uranio-235.
El Uranio natural es mayoritariamente U-238, el que es fisionable es el U-235, que es un 0.71% del Uranio que se encuentra en la naturaleza, de ahí que solo un pequeño porcentaje del Uranio se aproveche y se requieran grandes cantidades de este para obtener una cantidad significativa de U-235.
Las barras con el U-235 se introducen en el reactor, y comienza un proceso de fisión. En el proceso, se desprende energía en forma de calor. Este calor, calienta unas tuberías de agua, y esta se convierte en vapor, que pasa por unas turbinas, haciéndolas girar. Estas a su vez, hacen girar un generador eléctrico, produciendo así electricidad. Lógicamente, no se aprovecha toda la energía obtenida en la fisión, parte de ella se pierde en calor, resistencia de los conductores, vaporización de agua, etc.
Los neutrones son controlados para que no explote el reactor mediante unas barras de control (generalmente, de Carburo de Boro), que al introducirse, absorben neutrones, y disminuye el número de fisiones, con lo cual, dependiendo de cuántas barras de control se introduzcan, se generará más o menos energía. Normalmente, se introducen las barras de tal forma, que solo se produzca un neutrón por reacción de fisión, controlando de esta forma el proceso de fisión. Si todas las barras de control son introducidas, se absorben todos los neutrones, con lo cual se pararía el reactor.
El reactor se refrigera, para que no se caliente demasiado, y funda las protecciones, incluso cuando este esté parado, ya que la radiación hace que el reactor permanezca caliente.
El Uranio natural es mayoritariamente U-238, el que es fisionable es el U-235, que es un 0.71% del Uranio que se encuentra en la naturaleza, de ahí que solo un pequeño porcentaje del Uranio se aproveche y se requieran grandes cantidades de este para obtener una cantidad significativa de U-235.
Las barras con el U-235 se introducen en el reactor, y comienza un proceso de fisión. En el proceso, se desprende energía en forma de calor. Este calor, calienta unas tuberías de agua, y esta se convierte en vapor, que pasa por unas turbinas, haciéndolas girar. Estas a su vez, hacen girar un generador eléctrico, produciendo así electricidad. Lógicamente, no se aprovecha toda la energía obtenida en la fisión, parte de ella se pierde en calor, resistencia de los conductores, vaporización de agua, etc.
Los neutrones son controlados para que no explote el reactor mediante unas barras de control (generalmente, de Carburo de Boro), que al introducirse, absorben neutrones, y disminuye el número de fisiones, con lo cual, dependiendo de cuántas barras de control se introduzcan, se generará más o menos energía. Normalmente, se introducen las barras de tal forma, que solo se produzca un neutrón por reacción de fisión, controlando de esta forma el proceso de fisión. Si todas las barras de control son introducidas, se absorben todos los neutrones, con lo cual se pararía el reactor.
El reactor se refrigera, para que no se caliente demasiado, y funda las protecciones, incluso cuando este esté parado, ya que la radiación hace que el reactor permanezca caliente.
En el siguiente esquema, se
muestra cómo trabaja una central nuclear, según lo explicado anteriormente:
A continuación el plano de una
central nuclear, que verifica el esquema anterior.
FUSIÓN NUCLEAR:
La fusión nuclear, está actualmente en líneas de investigación, debido a
que todavía hoy no es un proceso viable, ya que se invierte más energía en el
proceso para que se produzca la fusión, que la energía obtenida mediante este
método.
La fusión, es un proceso natural en las estrellas, produciéndose reacciones nucleares por fusión debido a su elevadísima temperatura interior.
La fusión, es un proceso natural en las estrellas, produciéndose reacciones nucleares por fusión debido a su elevadísima temperatura interior.
Las estrellas están compuestas principalmente por Hidrógeno y Helio. El
hidrógeno, en condiciones normales de temperatura, se repele entre sí cuando
intentas unirlo (fusionarlo) a otro átomo de hidrógeno, debido a su repulsión
electrostática. Para vencer esta repulsión electrostática, el átomo de
hidrógeno debe chocar violentamente contra otro átomo de hidrógeno,
fusionándose, y dando lugar a Helio, que no es fusionable. La diferencia de
masa entre productos y reactivos es mayor que en la fisión, liberándose así una
gran cantidad de energía (muchísimo mayor que en la fisión). Estos choques
violentos, se consiguen con una elevada temperatura, que hace aumentar la
velocidad de los átomos.
La primera reacción de fusión artificial, tuvo origen en la investigación militar, fue una bomba termonuclear (o también llamada bomba-H o de Hidrógeno), para obtener la temperatura adecuada que inicia el proceso de fusión (unos 20 millones de grados centígrados) se utilizó una bomba atómica.
La primera reacción de fusión artificial, tuvo origen en la investigación militar, fue una bomba termonuclear (o también llamada bomba-H o de Hidrógeno), para obtener la temperatura adecuada que inicia el proceso de fusión (unos 20 millones de grados centígrados) se utilizó una bomba atómica.
Ejemplos
característicos de reacciones de fusión son los siguientes:
21D + 21D ®31T + 11H
+ 4.03 MeV
21D + 21D ® 32
He + n + 3.27 MeV
21D + 31T ®42He + n +
17.6 MeV
http://www.youtube.com/watch?v=kFopisjCCXY
TEORIA DEL BIG BANG
Cosmología
1
|
INTRODUCCIÓN
|
Cosmología, estudio del Universo
en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su
estructura a gran escala y su futuro. Al estudio más específico del origen del
Universo y de sus sistemas astronómicos como el Sistema Solar, se le suele
llamar cosmogonía.
2
|
PRIMERAS TEORÍAS COSMOLÓGICAS
|
Sistemas de Tolomeo y Copérnico
En el siglo II d.C. Claudio Tolomeo
propuso una versión detallada de la visión geocéntrica del Universo, ya antigua
en su época. Este modelo (izquierda) representa a la Tierra inmóvil, con los
planetas, la Luna y el Sol girando a su alrededor. El sistema de Tolomeo fue
aceptado por los astrónomos y los pensadores religiosos durante unos mil años.
En el siglo XVI Nicolás Copérnico resucitó otra idea antigua, el modelo
heliocéntrico del Universo. El nuevo modelo fue rechazado por la Iglesia, pero
poco a poco fue ganando aceptación científica. Los datos de Copérnico no eran
más precisos que los de Tolomeo, pero sus ideas se ajustaban mejor a la nueva
física que se desarrolló en el siglo XVII.
Mary Evans
Picture Library/Photo Researchers, Inc.
Las teorías cosmológicas más
antiguas datan del 4000 a.C., y son las de los pueblos mesopotámicos, que
creían que la Tierra era el centro del Universo y que todos los demás cuerpos
celestes giraban a su alrededor. Algunos clásicos como Aristóteles y el
astrónomo griego Tolomeo, explicaban que las estrellas se movían de noche
porque estaban fijas en esferas rotatorias. El astrónomo griego Aristarco de
Samos, alrededor del 270 a.C., sostenía que la Tierra gira alrededor del
Sol. Sin embargo, debido sobre todo a la autoridad de Aristóteles, la idea de
que la Tierra era el centro del Universo se mantuvo durante 18 siglos.
En 1543 el astrónomo polaco
Nicolás Copérnico publicó su obra De revolutionibus orbium caelestium (Sobre
las revoluciones de los cuerpos celestes), que proponía un sistema en el
cual los planetas giraban en órbitas circulares alrededor del Sol, que estaba situado
en el centro del Universo. Atribuía la posición de las estrellas a la rotación
de la Tierra sobre su eje.
El astrónomo alemán Johannes
Kepler adoptó el sistema copernicano y descubrió que los planetas giran en
órbitas elípticas a velocidad variable, de acuerdo con tres leyes bien
definidas (conocidas desde entonces como leyes de Kepler). Galileo, uno de los
primeros en observar los planetas con un telescopio, también rechazó la idea de
Aristóteles de que la Tierra era el centro del Universo y se convirtió en un
defensor de la visión copernicana del mundo. El matemático y físico inglés
Isaac Newton demostró que las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario
podían derivarse de las leyes generales del movimiento y de la gravitación
descubiertas por él, indicando así que estas leyes físicas eran válidas en todo
el Universo. Véase Astronomía.
3
|
DESCUBRIMIENTOS SOBRE LA ESTRUCTURA
DEL UNIVERSO
|
Una idea de la escala
de las distancias entre las estrellas fue proporcionada a principios del siglo
XIX por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel. Descubrió que la cercana
estrella 61 Cygni estaba unas 600.000 veces más lejos de la Tierra que el
Sol. En 1917 el astrónomo estadounidense Harlow Shapley calculó que la galaxia
de la Tierra, la Vía Láctea, tiene un diámetro de unos 350.000 años luz; ésta
fue la primera indicación del tamaño de nuestra galaxia. Por desgracia, Shapley
no consideró la absorción de la luz de las estrellas por partículas de polvo en
la Vía Láctea, lo que hace que los objetos parezcan más oscuros y, por tanto,
más lejanos de lo que están en realidad. El actual valor del diámetro de la
parte visible de nuestra galaxia es de unos 30.000 parsecs (100.000 años luz).
El astrónomo holandés Jan Hendrik Oort descubrió que el Sol tarda 250.000
millones de años en completar una revolución en torno al centro de nuestra
galaxia y de esta forma pudo calcular que la masa de la Vía Láctea es de unos
100.000 millones de veces la masa del Sol.
Hasta comienzos del siglo
XX, los astrónomos desconocían la naturaleza de lo que describían como
nebulosas espirales y elípticas; no podían determinar si estaban dentro o fuera
de nuestra galaxia. En 1924 el astrónomo estadounidense Edwin Hubble logró
descubrir estrellas individuales en alguno de estos objetos, entre ellos, la
famosa Andrómeda. Varias de estas estrellas eran pulsantes, llamadas variables
cefeidas. Midiendo su periodo de pulsación, los astrónomos pueden determinar su
brillo intrínseco. Comparando el brillo aparente de estas cefeidas con el
brillo conocido de las cefeidas cercanas, Hubble comprobó que los objetos que
estudiaba estaban fuera de la galaxia. Esto significaba que las miles de nebulosas
espirales y elípticas eran galaxias por derecho propio, externas a la Vía
Láctea, y que cada una de ellas contenía cientos de miles de millones de
estrellas. Hubble calculó que la distancia a la galaxia Andrómeda era de
900.000 años luz, cifra después corregida a los 2,2 millones de años luz,
cuando los astrónomos descubrieron que las cefeidas estaban más lejos de lo que
pensaron en un principio.
3.1
|
Ley de Hubble
|
El astrónomo estadounidense
Vesto M. Slipher, que estudió los espectros de las galaxias, ya había observado
en 1912 que, excepto en unos pocos sistemas cercanos como la galaxia Andrómeda,
las líneas espectrales se habían desplazado hacia longitudes de onda mayores (véase
Desplazamiento hacia el rojo). Este desplazamiento en longitud de onda,
debido al efecto Doppler, mostraba que la mayoría de las galaxias se alejaban
de la Vía Láctea.
En 1929 Hubble comparó
las distancias que había calculado para diferentes galaxias con los
desplazamientos hacia el rojo fijados por Slipher para las mismas galaxias.
Descubrió que cuanto más lejos estaba la galaxia, más alta era su velocidad de
recesión. A esta relación se la conoce como la ley de los desplazamientos hacia
el rojo o ley de Hubble; determina que la velocidad de una galaxia es
proporcional a su distancia. La relación entre la velocidad de recesión de una
galaxia y su distancia es la constante de Hubble. El valor de esta constante se
calcula que está entre los 50 y los 100 km/s por megaparsec (1 megaparsec
equivale a 1 millón de parsecs), aunque los datos más recientes apuntan a
un valor comprendido entre los 60 y 70 km/s por megaparsec.
Como parece que las galaxias
retroceden en todas direcciones desde la Vía Láctea, se podría pensar que
nuestra galaxia es el centro del Universo. Sin embargo, esto no es así.
Imaginemos un globo con puntos uniformemente separados. Al inflar el globo, un
observador en un punto de su superficie vería cómo todos los demás puntos se
alejan de él, igual que los observadores ven a todas las galaxias retroceder
desde la Vía Láctea. La analogía también nos proporciona una explicación
sencilla de la ley de Hubble: el Universo se expande como un globo.
4
|
MODELOS ESTÁTICOS Y DE EXPANSIÓN DEL
UNIVERSO
|
Modelos del Universo
De acuerdo con la teoría generalmente
aceptada de la Gran Explosión, el Universo se originó entre hace 10.000 y
20.000 millones de años atrás y se ha ido expandiendo desde entonces. El futuro
del Universo es incierto: la expansión podría ser limitada (Universo cerrado),
contrayéndose el Universo sobre sí mismo, o podría ser infinita (Universo
abierto), en cuyo caso el Universo seguirá expandiéndose siempre. En el caso
límite entre estas dos posibilidades (Universo plano), tampoco cesará la
expansión.
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En 1917 Albert Einstein
propuso un modelo del Universo basado en su nueva teoría de la relatividad
general. Consideraba el tiempo como una cuarta dimensión y demostró que la
gravitación era equivalente a una curvatura del espacio-tiempo cuatridimensional
resultante. Su teoría indicaba que el Universo no era estático, sino que debía
expandirse o contraerse. La expansión del Universo todavía no había sido
descubierta, por lo que Einstein planteó la existencia de una fuerza de
repulsión entre las galaxias que compensaba la fuerza gravitatoria de
atracción. Esto le llevó a introducir una “constante cosmológica” en sus
ecuaciones; el resultado era un universo estático. Sin embargo, desaprovechó la
oportunidad de predecir la expansión del Universo, lo que Einstein calificaría
como “el mayor error de mi vida”.
El astrónomo holandés Willem
de Sitter desarrolló en 1917 modelos no estáticos del Universo. En 1922 lo hizo
el matemático ruso Alexander Friedmann y en 1927 el sacerdote belga Georges
Lemaître. El universo de De Sitter resolvió las ecuaciones relativistas de
Einstein para un universo vacío, de modo que las fuerzas gravitatorias no eran
importantes. La solución de Friedmann depende de la densidad de la materia en
el Universo y es el modelo de universo generalmente aceptado. Lemaître también
dio una solución a la ecuación de Einstein, pero es más conocido por haber
introducido la idea del “núcleo primordial”. Afirmaba que las galaxias son
fragmentos despedidos por la explosión de este núcleo, dando como resultado la
expansión del Universo. Éste fue el comienzo de la teoría de la Gran Explosión
sobre el origen del Universo (véase más adelante).
El destino del universo
de Friedmann está determinado por la densidad media de la materia en el
Universo. Si hay relativamente poca materia, la atracción gravitatoria mutua
entre las galaxias disminuirá las velocidades de recesión sólo un poco y el
Universo se expandirá indefinidamente. Esto dará como resultado un llamado
“universo abierto”, infinito en extensión. Sin embargo, si la densidad de la
materia está por encima de un valor crítico estimado actualmente en
5 × 10-30 g/cm3, la expansión descenderá
hasta detenerse y comenzará la contracción, que acabará en el colapso
gravitatorio total del Universo. Éste sería un “universo cerrado”, finito en
extensión. El destino de este universo colapsado es incierto, pero hay una
teoría según la cual explotaría de nuevo, originando un nuevo universo en
expansión, que se volvería a colapsar, y así hasta el infinito. A este modelo
se le llama universo oscilante o pulsante.
5
|
LA EDAD DEL UNIVERSO
|
Si se conoce la tasa de
expansión del Universo, se puede calcular su edad determinando el tiempo que se
requiere para alcanzar su tamaño actual. Éste será de hecho un límite superior,
cuando la velocidad de expansión actual haya disminuido a causa de la atracción
gravitatoria mutua entre las galaxias. Los primeros cálculos de la edad del
Universo le concedieron un valor de sólo 2.000 millones de años. Esta edad es
bastante menor que la de 4.500 millones de años de la Tierra que se ha deducido
de la abundancia de ciertos isótopos radiactivos (véase Datación).
Correcciones posteriores en la escala de distancias han suprimido esta
discrepancia. Se descubrió, por ejemplo, que hay dos tipos de variables
cefeidas, con brillo intrínseco diferente. Esta confusión había ocasionado que
Hubble subestimara la distancia a la galaxia Andrómeda.
Se considera que la edad
del Universo está entre los 13.500 y los 15.500 millones de años, aunque
mediciones realizadas por la sonda WMAP (Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe) de la radiación de fondo de microondas permitieron, en
febrero de 2003, acotar ese tramo y fijar su edad en 13.700 millones de años,
con un margen de error de un 1%. Esta sonda fue lanzada por la NASA en junio de
2001, y sus observaciones permitieron también precisar que las primeras
estrellas se formaron unos 200 millones de años después del Big Bang,
mucho antes de lo que se creía.
6
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LA TEORÍA DEL UNIVERSO ESTACIONARIO
|
Sir Fred Hoyle
El astrónomo inglés Fred Hoyle es
autor de muchas teorías controvertidas. La más famosa es la teoría del universo
estacionario o 'principio cosmológico perfecto', según el cual el Universo
siempre se percibe de la misma manera, pues la disminución de densidad debida a
la expansión está exactamente compensada por la creación continua de materia.
Ésta se condensa en galaxias que ocupan el lugar de las que se han alejado de
la Vía Láctea, y se mantiene así el aspecto actual del Universo.
Corbis
En 1948, los astrónomos
británicos Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle presentaron un modelo
completamente distinto de universo, conocido como la teoría del universo
estacionario. Consideraban insatisfactoria, desde el punto de vista filosófico,
la idea de un repentino comienzo del Universo. Su modelo se derivaba de una
extensión del “principio cosmológico”, que en su forma previa, más restringida,
afirmaba que el Universo parece el mismo en su conjunto, en un momento
determinado desde cualquier posición. El “principio cosmológico perfecto” de
Bondi, Gold y Hoyle añade el postulado de que el Universo parece el mismo
siempre. Plantean que la disminución de la densidad del Universo provocada por
su expansión se compensa con la creación continua de materia, que se condensa
en galaxias que ocupan el lugar de las galaxias que se han separado de la Vía
Láctea y así se mantiene la apariencia actual del Universo (es la teoría de
creación continua). La teoría del universo estacionario, al menos en esta
forma, no la aceptan la mayoría de los cosmólogos, en especial después del
descubrimiento aparentemente incompatible de la radiación de fondo de
microondas en 1965.
El descubrimiento de quasares
también aportó pruebas que contradicen la teoría del universo estacionario. Los
quasares son sistemas extragalácticos muy pequeños pero muy luminosos que
solamente se encuentran a grandes distancias. Su luz ha tardado en llegar a la
Tierra varios miles de millones años. Por lo tanto, son objetos del pasado
remoto, lo que indica que hace unos miles de millones de años la constitución
del Universo era muy distinta de lo que es hoy en día.
7
|
LA TEORÍA DEL BIG BANG O DE LA GRAN
EXPLOSIÓN
|
En 1948 el físico ruso
nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del
núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión
gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron
durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang,
cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron
partículas subatómicas en los elementos químicos. Cálculos más recientes
indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios de la
Gran Explosión, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de
las estrellas (véase Nucleosíntesis). Sin embargo, la teoría de Gamow
proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo
y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente
en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse,
el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en
galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de
Hubble.
Según se expandía el Universo,
la radiación residual de la Gran Explosión continuó enfriándose, hasta llegar a
una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación
de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando
así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría
de la Gran Explosión.
8
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EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO
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Uno de los problemas sin
resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o
cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).
Un intento de resolver
este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo
es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia
se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa
de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5
al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar
de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al
multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una
densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el
Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la
presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada
cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno
de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco
convincente.
Muchos de los trabajos
habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor
comprensión de los procesos que deben haber dado lugar a la Gran Explosión. La
teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades
importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances
recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han
conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de
universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario. Sin embargo, la
mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la
materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes
Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad
sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender la
estructura y la evolución del Universo.
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http://www.youtube.com/watch?v=KP9R4RL60Ms&feature=fvst
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