Fisica General Burbano

PARTÍCULAS ELEMENTALES 753
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C-12, núcleos de O-16, Ne-20 y Mg-24. Los núcleos de carbono se unen y el resultado se desintegra
de formas muy distintas, dando elementos como el magnesio o el sodio. Dos núcleos de oxígeno
pueden reaccionar y formar azufre o fósforo.
Todos los procesos mencionados, al ser exotérmicos, van incrementando la temperatura y por
tanto la energía cinética de los núcleos. Al llegar al rango de los 10 9 K ya son posibles reacciones
que dan núcleos de Fe-56 o similares (de A = 60 ó 70), pero a partir de aquí ya no se pueden formar
núcleos de número másico mayor porque las necesidades de energía son demasiado elevadas
y la reacción correspondiente es endotérmica.
La formación de núcleos pesados no se realiza por fusión, sino por captura de neutrones liberados
en algunas reacciones de fusión entre núcleos ligeros. Muchas de las capturas neutrónicas
van seguidas de una desintegración beta, con la emisión de un electrón y el incremento del número
atómico en una unidad; de esta forma se va avanzando gradualmente hacia valores mayores de Z.
Un proceso en el que también se sintetizan núcleos pesados son las reacciones nucleares que
acompañan a una explotación de supernova. La evolución de una estrella hasta explotar en supernova
puede ser distinta según su masa inicial; una de las posibles formas enlaza con lo expuesto
hasta aquí en esta cuestión. En una estrella de masa diez o más veces la de nuestro sol, se llega a
un estadio en el que contiene hidrógeno en su periferia, y helio, carbono, etc, dispuestos concéntricamente
en capas. La región central está compuesta por gas de hierro muy denso, y su estabilidad
se mantiene gracias a que la atracción gravitatoria está compensada por la presión gaseosa,
causada principalmente por electrones circulando a gran velocidad.
Cuando la zona central contiene aproximadamente 1,5 masas solares la presión y la densidad
son tan grandes que todos los protones y electrones acaban uniéndose y formando neutrones; la
presión gaseosa desaparece y la inmensa fuerza gravitacional concentra los aproximadamente
3 × 10 30 kg de esa zona en una estrella de neutrones de unos 10 Km de diámetro (lo que equivale
a una densidad de 6 × 10 12 kg/cm 3 ). Este colapso libera tal cantidad de energía que el resto de la
estrella es proyectado hacia el exterior a gran velocidad; la estrella explota, quedando finalmente
una estrella de neutrones en el centro de una gran nube explosiva en expansión.
Posiblemente, todos los átomos más pesados que el helio presentes en la Tierra se han formado
en una gran estrella anterior a nuestro sol, bien en su fase de fusión normal o bien en el breve
tiempo de una explosión de supernova.
PROBLEMAS: 60al 78.
XXX – 43. Partículas elementales
E) PARTÍCULAS ELEMENTALES
El descubrimiento del neutrón dejó la imagen del átomo de Rutherford y Bohr bastante completa,
con la existencia de dos partículas elementales, protón y neutrón, que formaban el núcleo
atómico y una tercera partícula, el electrón, orbitando alrededor. Había que añadir una cuarta
partícula, el fotón, para describir la radiación electromagnética. Sin embargo, este sencillo panorama
se complicó con la aparición de nuevas partículas elementales.
Las medidas realizadas en experiencias de desintegración de neutrones, demuestran que aunque
en distintos procesos el protón resultante tenga la misma energía, no ocurre lo mismo con el
electrón. El principio de conservación de la energía (además del momento lineal y del angular) se
satisface solamente si en la desintegración beta se admite la existencia de una nueva partícula, de
la que ya hemos hablado en este capítulo, el neutrino. Su existencia, postulada por Fermi, fue detectada
experimentalmente por Cowman y Reines en 1956; las reacciones en las que toma parte
son muy lentas, y se denominan interacciones débiles, para distinguirlas de las interacciones
nucleares fuertes que ocurren en tiempos mucho más cortos y originan fuerzas mucho más intensas.
La interacción fuerte es transmitida por los piones (ver cuestión XXX-7), postulados por Yukawa
en 1935 y descubiertos por Powell en la radiación cósmica en 1946. Paralelamente a estos descubrimientos
se produjo el del positrón en 1932 por Anderson.
Todas estas partículas: fotón, protón, neutrón, electrón, positrón, neutrino y pión, parecían suficientes
para dar una imagen completa del universo y para explicar las fuerzas nucleares e incluso
los procesos estelares; además su aparición histórica era plenamente satisfactoria, primero se postula
su existencia y después se detecta experimentalmente.
A partir de aquí el proceso se invierte, empiezan a descubrirse nuevas partículas que hay que
acomodar en los modelos teóricos. La primera de ellas, descubierta en los rayos cósmicos por Anderson
y Neddermeyer, fue el muón, del que se pensó en principio que era el cuanto de la fuerza
fuerte, idea que se desechó al comprobar experimentalmente que no interaccionaba fuertemente
con los nucleones; la única interacción que experimenta con ellos es la debida a su carga. Por ahora,
el muón no es esencial para la comprensión del núcleo, y de hecho no está nada claro su papel
en la naturaleza.
En fotografías realizadas en la cámara de niebla, en la que se había introducido una placa de
plomo, se observaron en 1947 una serie de líneas en forma de V que parecían surgir de la nada.
La interpretación de este hecho fue que una partícula al chocar con un núcleo de plomo había