Interacción Nuclear Fuerte

La fuerza nuclear fuerte es una de las cuatro fuerzas fundamentales que el modelo estándar de la física de partículas establece para explicar las fuerzas entre las partículas conocidas. Esta fuerza es la responsable de mantener unidos a los nucleones (protones y neutrones) que coexisten en el núcleo atómico, venciendo a la repulsión electromagnética entre los protones que poseen carga eléctrica del mismo signo (positiva) y haciendo que los neutrones, que no tienen carga eléctrica, permanezcan unidos entre sí y también a los protones.

Es la mayor fuerza existente en todo el universo, no existe una fuerza equiparable con la interacción nuclear fuerte; pues esta es la que da la existencia de todo el universo en conjunto además de la interacción nuclear débil, el electromagnetismo y la gravedad.

Los efectos de esta fuerza solo se aprecian a distancias muy pequeñas, del tamaño de los núcleos atómicos, y no se perciben a distancias mayores a 1 fm. A esta característica se la conoce como de corto alcance, en contraposición con las de largo alcance como la gravedad o la interacción electromagnética, que son estrictamente de alcance infinito.

La interacción fuerte es observable en dos rangos y está mediada por dos portadores de fuerza. A una escala mayor (de aproximadamente 1 a 3 femtómetros), es la fuerza (llevada por mesones) que une a protones y neutrones (nucleones) para formar el núcleo de un átomo. En la escala más pequeña (menos de unos 0,8 fm, el radio de un nucleón), es la fuerza (llevada por los gluones que mantiene unidos a los quarks para formar protones, neutrones y otras partículas hadrónicas1​ En este último contexto, suele conocerse como la fuerza del color. La fuerza fuerte tiene inherentemente una fuerza tan alta que los hadrones unidos por la fuerza fuerte pueden producir nuevas partículas masivas. Así, si los hadrones son golpeados por partículas de alta energía, dan lugar a nuevos hadrones en lugar de emitir radiación de movimiento libre (gluón). Esta propiedad de la fuerza fuerte se denomina confinamiento de color, e impide la «emisión» libre de la fuerza fuerte: en su lugar, en la práctica, se producen jets de partículas masivas.

En el contexto de los núcleos atómicos, la misma fuerza de interacción fuerte (que une a los quarks dentro de un nucleón) también une a los protones y neutrones para formar un núcleo. En este sentido, se denomina fuerza nuclear (o fuerza fuerte residual). Así que el residuo de la interacción fuerte dentro de los protones y los neutrones también une a los núcleos.1​ Como tal, la interacción fuerte residual obedece a un comportamiento dependiente de la distancia entre los nucleones que es bastante diferente de cuando actúa para unir a los quarks dentro de los nucleones. Además, existen distinciones en la energías de enlace de la fuerza nuclear de fusión nuclear frente a la fisión nuclear. La fusión nuclear representa la mayor parte de la producción de energía en el Sol y otras estrellas. La fisión nuclear permite la desintegración de elementos radiactivos e isótopos, aunque suele estar mediada por la interacción débil. De forma artificial, la energía asociada a la fuerza nuclear se libera parcialmente en la energía nuclear y en las armas nucleares, tanto en las armas de fisión basadas en uranio o plutonio como en las de fusión, como la bomba de hidrógeno.23

La interacción fuerte está mediada por el intercambio de partículas sin masa llamadas gluones que actúan entre quarks, antiquarks y otros gluones. Se cree que los gluones interactúan con los quarks y otros gluones mediante un tipo de carga llamada carga de color. La carga de color es análoga a la carga electromagnética, pero se presenta en tres tipos (±rojo, ±verde, ±azul) en lugar de uno, lo que da lugar a un tipo de fuerza diferente, con reglas de comportamiento distintas. Estas reglas se detallan en la teoría de la cromodinámica cuántica (QCD), que es la teoría de las interacciones quark-gluón.

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Expansión acelerada del universo

El Premio Nobel de Física de 2011 fue otorgado el pasado día 4 de octubre (ver www.nobelprize.org) a Saul Perlmutter, Brian Schmidt y Adam Riess “por el descubrimiento de la expansión acelerada del universo gracias a observaciones de supernovas lejanas”. Es sin duda uno de los hallazgos más extraordinarios que nos ha ofrecido la cosmología desde el descubrimiento del fondo cósmico de radiación de microondas. Gracias a estas observaciones, ahora sabemos que el universo no sólo se expande sino que lo hace de forma acelerada, en contra de lo esperado si el universo estuviera compuesto por materia ordinaria.

Para poder comprender este resultado tan extraordinario, supongamos que lanzamos una pelota al aire desde la superficie de la Tierra. Típicamente subirá hasta una cierta altura, se parará, y volverá a caer al suelo. Si la velocidad inicial es suficientemente grande, la pelota podrá escapar de la atracción terrestre, alejándose a velocidades cada vez menores. Sin embargo, lo que han observado los investigadores que recibieron el Nobel este año es que el universo no se comporta de esta manera. En lugar de frenarse conforme se expande, el universo parece expandirse de forma acelerada. En la analogía de la pelota, es como si ésta, una vez escapara de la Tierra, se alejara con una velocidad cada vez mayor. Cláramente está actuando sobre el universo una fuerza desconocida, que tira de éste y supera la atracción gravitacional de toda la materia que contiene.

Pero antes de describir las observaciones, recapitulemos un poco lo que sabemos del universo hasta ahora. La expansión del universo fue descubierta en los años 20 del siglo pasado por Vesto Slipher, Knut Lundmark, Georges Lemaître y Edwin Hubble. El ritmo de expansión depende del contenido de energía, y un universo que contiene sólo materia termina frenándose gracias a la fuerza de la gravedad. Las observaciones de la recesión de las galaxias, así como de las abundancias de elementos ligeros, pero sobre todo del fondo de radiación de microondas, nos han permitido construir una imagen de un universo en expansión a partir de un origen extraordinariamente caliente y denso, que se va enfriando conforme se expande. Hasta hace una década se creía que esa expansión era cada vez más lenta y se especulaba sobre la posibilidad de que eventualmente el universo recolapsara. Sin embargo, las observaciones de la luz que nos llega de supernovas a distancias astronómicas, de hasta siete mil millones de años luz, – hechas por dos colaboraciones independientes: el Supernovae Cosmology Project, liderado por Saul Perlmutter, y el High Redshift Supernova Project, de Brian Schmidt y Adam Riess –, mostraron que actualmente el ritmo de expansión está acelerándose, en lugar de decelerarse.

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Estas observaciones han sido posibles gracias a que las supernovas de tipo Ia (ver Fig.1) son explosiones extraordinariamente violentas que se ven a enormes distancias y afortunadamente siguen un patrón de luminosidad característico, llegando a su máximo pocos días después de la explosión y a partir de ahí lentamente decreciendo en luminosidad hasta que dejamos de verlas. La relación entre la máxima luminosidad y el periodo de decrecimiento se puede calibrar con supernovas cercanas, de manera que midiendo estos periodos para muchas supernovas podemos deducir su distancia a nosotros y de ahí el ritmo de expansión del universo desde el momento en que la supernova explotó, hace miles de millones de años. Las medidas de las supernovas lejanas muestran no sólo que el universo se está expandiendo aceleradamente hoy en día, sino que en el pasado lo hacía de forma decelerada, lo que concuerda con nuestras predicciones basadas en la teoría de Einstein.

En el contexto del modelo estándar cosmológico, la aceleración se cree que es causada por la energía del vacío – a menudo llamada “energía oscura” –, una componente que da cuenta de aproximadamente el 73% de toda la densidad de energía del universo. Del resto, cerca del 23% es debido a una forma desconocida de materia llamada “materia oscura”. Sólo alrededor del 4% de la densidad de energía corresponde a la materia ordinaria como los átomos de los que estamos constituidos, así como las estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias, cuya luz nos permite adentrarnos en un universo fundamentalmente desconocido y “oscuro.

 En nuestra vida diaria, los efectos de la energía de vacío son diminutos, pero aún así detectables en pequeñas correcciones a los niveles de energía de los átomos. En teorías de campos relativistas, la energía del vacío está dada por una expresión matemáticamente idéntica y físicamente indistinguible de la famosa constante cosmológica de Einstein, de su teoría general de la relatividad. La cuestión hoy en día es saber si la densidad de energía de vacío es realmente invariante, como la constante cosmológica, o por el contrario varía con el tiempo, algo que tendría consecuencias importantísimas para el destino del universo, y que es un tema de investigación candente en cosmología, con varios experimentos propuestos para detectarlo.

En la fig.2 mostramos tres posibles evoluciones del universo, descritas allí por las flechas horizontales. La inferior (color marrón) corresponde a la evolución de un universo que se comportara como la pelota en la Tierra, alejándose de ésta hasta que se parara y volviera a caer – recolapsara en el caso del universo. La intermedia (color naranja) corresponde al universo propuesto en 1917 por Einstein, de manera que la aceleración inducida por la constante cosmológica exactamente compensara la atracción gravitacional de la materia, dejando un universo estático con radio (3GM/Λ)^(1/3). Como puede verse de la figura, tal universo es inestable y una pequeña perturbación lo llevaría a colapsar o bien expandirse para siempre. Hoy en día medimos la curvatura espacial gracias a las anisotropías del fondo cósmico de microondas. Estas medidas sugieren que K=0 con bastante precisión, luego la evolución de nuestro universo es la correspondiente a la flecha superior (color violeta). Durante los primeros 7 mil millones de años el universo ha estado dominado por su contenido de materia, frenándose conforme se expandía, y hace aproximadamente 6.3 mil millones de años pasó a ser dominado por la energía de vacío – posiblemente una constante cosmológica, como la que introdujo Einstein en 1917.

En estos momentos el universo se expande con una aceleración diez mil millonésimas de la aceleración de la gravedad en la superficie de la Tierra. No es de extrañar que tal aceleración pasara desapercibida para los cosmólogos durante casi un siglo de medidas astronómicas. Sin embargo, a este ritmo los cúmulos de galaxias lejanos empezarán a desaparecer de nuestra vista detrás de un horizonte (de sucesos). En un futuro lejano, dentro del órden de otros diez mil millones de años, sólo quedaran aquellas galaxias pertenecientes a nuestro grupo local, que se mantienen unidas por la atracción gravitacional. El resto estará esencialmente vacío, y el espacio interestelar terminará extraordinariamente frío, salvo que la energía de vacío – que parece permear el espacio-tiempo como un moderno éter – no sea estable y se desintegre, como ocurrió con el otro periodo de expansión acelerada que sufrió el universo primitivo – la inflación cosmológica –, que dió origen a la gran explosión junto con la materia y energía que observamos a nuestro alrededor.

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Por tanto, determinar la naturaleza de la energía oscura constituye uno de los objetivos prioritarios de la cosmología moderna. Es de esperar que esta búsqueda nos abra las puertas de una comprensión fundamental sobre la naturaleza del espacio-tiempo y del vacío de las teorías cuánticas de campos relativistas, que nos permita construir una teoría consistente de gravedad cuántica. Es posible que en el futuro seamos conscientes de que las observaciones que han sido galardonadas con el Premio Nobel de Física de este año estaban realmente detrás de unas de las grandes revoluciones de la Física.

Figura 1. La imagen del Hubble Space Telescope muestra en su parte inferior la supernova SN1994D, que luce casi tanto como la galaxia NGC4526 a la que pertenece. Esta galaxia está a unos 60 millones de años luz de distancia de la Tierra, en el cúmulo de Virgo. Son supernovas como ésta las que han permitido a los astronómos descubrir la expansión acelerada del universo.


Figura 2. La teoría de la relatividad general predice que el universo se expande siguiendo una ley de evolución similar a la newtoniana, donde el radio del universo (el factor de escala “a” está normalizado a uno hoy en día) hace las veces de coordenada radial y la masa del universo viene dada por M=(4π/3)ρa^3. En ese caso, la ley de conservación de la energía predice: E = T + V = dot(a)^2/2 – GM/a – Λ a^2/6 = –K/2, siendo K la constante que determina la curvatura espacial, i.e. si un universo es abierto (K<0), cerrado (K>0) o plano (K=0). Dependiendo del valor de K, tendremos distintas evoluciones.

Formación de estrellas info básica

Las estrellas no son objetos inmutables. Nacen, envejecen y mueren, aunque estos procesos suceden tan lentamente que no son apreciables en escalas de tiempo humanas. El nacimiento de una estrella, por ejemplo, dura varios cientos de miles de años, y empieza cuando una región del medio interestelar se hace lo suficiente densa y masiva como para que la fuerza de la gravedad rompa el equilibrio en que se encontraba. Cuando esto sucede, el material inicia un proceso de contracción que solo termina al crearse una estrella, en cuyo interior la fuerza de la gravedad es equilibrada mediante la producción de energía por reacciones nucleares.

Formación de estrellas

El proceso de formación de una estrella sucede dentro de una nube molecular, que es un objeto extraordinariamente opaco. Es por tanto invisible a nuestros ojos, aunque puede ser estudiado mediante observaciones de la radiación infrarroja y radio. Gracias a este tipo de observaciones, los astrónomos han sido capaces de entender (todavía de forma incompleta) los estadios por los que pasa una estrella al nacer, y reconstruir, por tanto, el nacimiento de nuestro Sol hace casi cinco mil millones de años. El proceso de formación de una estrella da lugar no sólo a un objeto central denso (la protoestrella), sino que también forma de manera natural un disco de materia girando a su alrededor. Este disco contiene el material que gira demasiado rápido como para concentrarse en la estrella, y da lugar al cabo de varios millones de años a un sistema planetario como el que forman la Tierra y los demás planetas. En estos primeros estadios, la protoestrella es un objeto muy activo, y produce un viento bipolar formado por dos chorros opuestos de material de alta velocidad. Estos chorros permiten a la estrella liberarse del exceso de giro (momento angular) aportado por el material del disco, que cae lentamente en espiral hacia la protoestrella. Los chorros, además, dispersan parte de la nube materna donde ha nacido la estrella y hacen que ésta, una vez formada, sea visible a nuestros ojos.

No todas las estrellas nacen aisladas. La mayoría forma parte de parejas o sistemas múltiples, que van desde unos pocos individuos hasta miles de estrellas de distinta masa nacidas de la misma nube molecular. La nebulosa de Orión, por ejemplo, es una de las regiones de formación estelar más cercanas donde podemos ver el proceso de nacimiento casi simultáneo de un grupo de millares de estrellas. Gracias al estudio detallado de estrellas nacidas en distintos entornos seremos algún día capaces de decidir si nuestro Sol nació en un grupo denso como el de la nebulosa de Orión y que finalmente se dispersó, o si por el contrario nació de forma aislada, como lo están haciendo en la actualidad algunas estrellas en la nube molecular de la constelación de Tauro.

La escala de grises es una imagen a longitud de onda de 1,2 mm que muestra una protoestrella brillante hacia el centro del panel. Los contornos rojos y azules superpuestos muestran la emisión de la molécula CO (1,3 mm de longitud de onda), e indican la distribución de gas acelerado por la protoestrella central. El gas forma dos lóbulos que divergen de la protoestrella y se extienden una distancia de unos 2 años luz (datos obtenidos por los astrónomos del Observatorio Astronómico Nacional usando el radio telescopio de IRAM en Pico Veleta).

https://astronomia.ign.es/formacion-de-estrellas

Interacciones fundamentales

Interacción nuclear fuerte

Se encarga de mantener la estabilidad del núcleo de los átomos, manteniendo unidos los protones y neutrones que lo conforman. Es atractiva, tiene un alcance no mayor de 10-15 m y es la interacción fundamental más intensa.

Se transmiten a través de los piones (que conforman más del 90% de la masa de los protones y los neutrones) y el bosón que media dicha fuerza es el gluón. Es la interacción fundamental más poderosa.

Electromagnetismo:

Es la encargada de generar las propiedades electromagnéticas de las partículas (como la carga positiva del protón y la negativa del electrón) y de transmitir energía a través de partículas cargadas. El bosón que media dicha fuerza es el fotón. Es la segunda interacción fundamental más poderosa después de la interacción fuerte.

También es responsable de la mantener la estructura de la materia, la interacción electromagnética es una interacción atractiva o repulsiva, de alcance infinito, que se produce entre cuerpos que se encuentran cargados eléctricamente. La atracción o repulsión se produce dependiendo del signo de las cargas que posean los cuerpos que interaccionan. Cargas con distinto signo se atraen y mismo signo se repelen. Su intensidad es aproximadamente 100 veces menor que el de la interacción nuclear fuerte, pero es mucho más intensa que la gravedad.

Se encarga de mantener los electrones orbitando alrededor del núcleo de los átomos y a éstos, les permite unirse a otros átomos para conformar moléculas

Interacción nuclear débil 

Es la encargada de la descomposición de una partícula en otras más pequeñas.

Ejemplo: Descomposición de neutrones aislados en protones, electrones y neutrinos. Es la tercera interacción más poderosa. Son los bosones W y Z las partículas mediadoras de de dicha fuerza.

También es responsable de ciertos fenómenos radiactivos. Su alcance no supera los 10-17 m y su intensidad es 10-14 veces más pequeña que la de la interacción nuclear fuerte. 

Gravedad

Es la interacción fundamental más débil. Es la encargada de la atracción entre cuerpos con masa. Hasta ahora no se ha descubierto su bosón correspondiente, aunque se sospecha que sea el gravitón la encargada de esta. Lo que sí se conoce, es que está causada por la curvatura espacio-tiempo que generan los cuerpos masivos.

Es la responsable de mantener la estructura del universo, la formación de estrellas , planetas , etc. Se trata de una interacción atractiva de alcance infinito entre todos los cuerpos que poseen masa. Es la más débil de las interacciones fundamentales ya que tiene una intensidad 10-39 menor que la interacción nuclear fuerte, por lo que el mundo microscópico se puede explicar sin recurrir a ella. Además, dicha intensidad disminuye rápidamente con la distancia

Corrimiento al rojo

El corrimiento al rojo, acercamiento hacia el rojo o desplazamiento hacia el rojo, ocurre cuando la radiación electromagnética, normalmente la luz visible, que se emite o refleja desde un objeto, es desplazada hacia el rojo al final del espectro electromagnético.

De manera más general, el corrimiento al rojo es definido como un incremento en la longitud de onda de radiación electromagnética recibida por un detector comparado con la longitud de onda emitida por la fuente. Este incremento en la longitud de onda se corresponde con un decremento en la frecuencia de la radiación electromagnética. En cambio, el decrecimiento en la longitud de onda es llamado corrimiento al azul. Cualquier incremento en la longitud de onda se llama «corrimiento hacia el rojo», incluso si ocurre en radiación electromagnética de longitudes de onda no visibles, como los rayos gamma, rayos X y radiación ultravioleta. Esta denominación puede ser confusa ya que a longitudes de onda mayores que el rojo (p.ej. infrarrojo, microondas y ondas de radio), los «desplazamientos hacia el rojo» se alejan de la longitud de onda del rojo. Así que al hablar de frecuencias de ondas menores que el rojo continúa significando que la longitud de onda tiende a alargarse y no a asemejarse al rojo.

Un corrimiento hacia el rojo puede ocurrir cuando una fuente de luz se aleja de un observador, correspondiéndose a un desplazamiento Doppler que cambia la frecuencia percibida de las ondas sonoras. Aunque la observación de tales desplazamientos hacia el rojo, o su contrapuesto, hacia el azul, tiene numerosas aplicaciones terrestres (p.ej. Radar Doppler y pistola radar), la espectroscopia astronómica utiliza los corrimientos al rojo Doppler para determinar el movimiento de objetos astronómicos distantes. Este fenómeno fue predicho por primera vez y observado en el Siglo XIX cuando los científicos empezaron a considerar las implicaciones dinámicas de la naturaleza ondulatoria de la luz.

Otro mecanismo de corrimiento hacia el rojo es la expansión métrica del espacio, que explica la famosa observación de los corrimientos al rojo espectrales de galaxias distantes, quasares y nubes gaseosas intergalácticas que se incrementan proporcionalmente con su distancia al observador. Este mecanismo es una característica clave del modelo del Big Bang de la cosmología física.