Calculado finalmente el estado de Hoyle del carbono

Artículo publicado por Edwin Cartlidge el 3 de enero de 2013 en physicsworld.com

Calculando el comportamiento de protones y neutrones dentro de núcleos de carbono a partir de sus principios básicos, físicos de Alemania y Estados Unidos han identificado la forma del estado de Hoyle del carbono – que es un paso importante en la producción de elementos pesados dentro de las estrellas. Los investigadores encontraron que el estado tiene una estructura inusualmente doblada, un hallazgo que ayudaría a identificar las fuerzas que entran en juego en la producción del carbono.

El carbono-12 contiene seis protones y seis neutrones, y es un paso clave en la nucleosíntesis – el proceso mediante el cual se producen elementos más pesados en el interior de las estrellas. Los físicos que estudiaban la fusión estelar en las décadas de 1940 y 1950, observaron que el carbono-12 se forma cuando se fusionan dos núcleos de helio-4 para producir berilio-8 – el cual se fusiona con un tercer núcleo de helio-4. Sin embargo, había un problema con esta hipótesis. La energía de las partículas fusionadas era considerablemente mayor que el estado base del carbono-12. Esto implica que la formación de la nueva partícula es, de hecho, extremadamente improbable a través de esta vía – demasiado improbable como para tener en cuenta la gran abundancia de carbono en el universo.

Núcleo de helio-4 formando un "brazo doblado" en el carbono-12

Núcleo de helio-4 formando un “brazo doblado” en el carbono-12 Crédito: North Carolina State University


De acuerdo con Hoyle

Para solventar esta aparente contradicción, el astrónomo británico Fred Hoyle, propuso en 1954 que el carbono-12 tenía un estado excitado que nunca se había observado anteriormente. La idea es que el carbono-12 se formaría inmediatamente en este estado, y luego decaería a su estado base, emitiendo una cantidad de energía bien definida (7,6 MeV) en el proceso. Este estado excitado se observó tres años más tarde por investigadores del Instituto Tecnológico de California (Caltech), cuando llevaban a cabo experimentos que implicaban la desintegración beta del boro-12.

Durante los últimos 60 años, los físicos nucleares han estado intentando comprender la naturaleza de este “estado de Hoyle”, que no se predice en los modelos nucleares estándar. Estos modelos consideran que el núcleo está compuesto por protones y neutrones aislados, y se observó que el estado de Hoyle se describe mejor como tres cúmulos de helio-4. Esos cúmulos han sido identificados ahora por Ulf Meissner, de la Universidad de Bonn, y sus colegas, gracias a la potencia de cálculo del supercomputador JUGENE, en Jülich, y una nueva forma de la “teoría de campo efectiva” de Steven Weinberg, que considera a los protones y nucleones como entidades individuales en lugar de estados ligados de tres quarks.

Rejilla espacio-temporal

La teoría de Weinberg reduce el número de partículas que pueden considerarse para formar un núcleo de carbono-12, dividiéndolo por tres – de 36 a 12. No obstante, incluso 12 son demasiadas para una descripción analítica del núcleo. En lugar de esto, el grupo de Meissner combinó la teoría con modelos numéricos a menudo usados para describir la interacción de quarks individuales a través de la fuerza nuclear fuerte. Este enfoque divide el espacio-tiempo en trozos discretos, forzando a las partículas a existir solo en los vértices de una rejilla espacio-temporal y, por tanto, simplificando radicalmente la posible evolución del sistema de partículas.

En un artículo publicado en 2011, Meissner y sus colaboradores describen cómo usaron este enfoque híbrido para identificar el estado de Hoyle. Para hacer esto, primero calcularon el estado base del carbono-12, estableciendo un vasto número de configuraciones de los protones y neutrones virtuales dentro de JUGENE, y luego observando qué sucedía cuando esas configuraciones evolucionaban a lo largo del tiempo. La configuración que duró más, la que era más estable, era el estado base. Identificar el estado de Hoyle fue un tanto complejo, dado que implicaba la parada de la simulación en un punto anterior y luego en desentrelazamiento de varios estados que quedaban. A pesar de los desafíos en el calibrado de su simulación usando dispersión y otros datos, sus valores calculados para la energía del estado base del carbono-12 y del estado de Hoyle concordaban muy bien con el experimento.

Forma de “brazo doblado”

Ahora, en su último trabajo, el equipo ha calculado la estructura de esos estados usando una representación más sofisticada de la función de onda nuclear. Haciendo un símil de los nucleones y grupos de nucleones con piezas de LEGO, Meissner dice que “antes teníamos piezas de un único tamaño, ahora tenemos toda una serie de piezas de distintos tamaños que podemos usar para construir estructuras más complejas”. Basándose en esas estructuras, el grupo encontró que en el estado base, el carbono-12 consta de tres cúmulos de helio-4 ordenados en una formación compacta de triángulo equilátero, mientras que, en el estado de Hoyle, los tres cúmulos forman un triángulo obtuso, o forma de “brazo doblado”. Esta configuración más abierta, explican los investigadores, es el resultado de la energía extra del sistema.

Un aspecto apasionante de la investigación, de acuerdo con Morton Hjorth-Jensen, de la Universidad de Oslo, en Noruega, es que debería permitir a los científicos comprender qué parte de la fuerza nuclear fuerza dicta la desintegración del carbono-12. Esto es importante debido a que la fuerza, de hecho, consta de varios elementos, incluyendo algunos que deforman los núcleos. “Hoyle predijo su estado en base al principio antrópico, defendiendo que si es estado no existía, nosotros no estaríamos aquí”, señala. “Pero ahora queremos comprender la estructura de este estado en términos de sus constituyentes básicos y fuerzas”.

Pruebas experimentales

Mientras tanto, David Jenkins de la Universidad de York, en el Reino Unido, señala que el último trabajo realiza una serie de predicciones explícitas que podrían, en principio, comprobarse de forma experimental, incluyendo la existencia de un número de transiciones electromagnéticas que implican al estado de Hoyle. Pero añade que estas transiciones son muy débiles y, por tanto, difíciles de medir. “Tales experimentos no serán un desafío menor que el logro teórico conseguido”, comenta, “pero habrá nuevos esfuerzos dado el fuerte interés en el tema”.

De acuerdo con Meissner, también hay más trabajo teórico por delante. Un trabajo, señala, es reducir los espacios en la rejilla virtual, para hacer cálculos más precisos. Otro es investigar núcleos más grandes, tales como el oxígeno-16, así como las reacciones que dan lugar a estos núcleos – en este caso, carbono-12 combinado con helio-4. “Es una reacción muy importante en la secuencia que genera las moléculas de la vida”, añade.

El último trabajo se publica en la revista Physical Review Letters.


Autor: Edwin Cartlidge
Fecha Original: 3 de enero de 2013
Enlace Original

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Comments (3)

  1. Dra. Burbidge

    El original dice “He-4 clusters” que de por sí ya no tiene mucho sentido xD (son partículas alfa, si quieres considerarlas así, además), se entiende en el aspecto de ser unidades de conveniencia de composición múltiple y compleja, no tengo ni pijotera idea de si esto tiene una traducción asentada (creo que no, Francis en su blog suele poner “racimos” así entre comillas), yo no conozco ninguna traducción estandarizada y el IATE no la recoge.

    El amigo Sir Hoyle muchas veces se le recuerda como el pirao del Steady State (y otras historias más inconfesables, algunas bordeando la magufada), pero mucha -por no decir toda- de la cosmología moderna sigue en deuda con él.

  2. Acordaos que cuando surgió la toería del Big Bang no todos estaban de acuerdo con ella y, allá por el año 1948 Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle presentaron una teoría rival a la del universo en expansión. La teoría del big bang implicaba que el Universo empezó en un momento concreto del pasado.

    Posteriormente, la densidad y temperatura de la materia y la radiación en el Universo decrecieron continuamente a medida que el Universo se expandía.

    Esta expansión puede continuar para siempre o puede un día invertirse en un estado de contracción, volviendo a pasar por condiciones de densidad y temperaturas cada vez mayores hasta llegar al Big Crunch en un tiempo finito de nuestro futuro.

    Este escenario evolutivo tiene la característica clave de que las condiciones físicas en el pasado del Universo no eran las mismas que las actuales o las futuras. Hubo épocas en que la vida no podía existir porque había demasiado calor para los átomos; hubo épocas previas a las estrellas y habrá un tiempo en el que todas las estrellas hayan muerto.

    En este escenario hay un intervalo preferido de la historia cósmica durante el que es más probable que los observadores evolucionen por primera vez y hagan sus observaciones del Universo.

    También implicaba que hubo un comienzo para Universo, un tiempo pasado antes del cuál éste (y quizá el propio tiempo) no existía, pero no decía nada al respecto al por qué o al dónde de este comienzo. Todo quedaba oculto en el más profundo de los misterios y, nadie ha podido llegar a ese tiempo que marca la frontera que está situada en esa fracción de segundo, más allá del tiempo de Planck, en el cual los cosmólogos, para tapar su ignorancia, han puesto una singularidad lo mismo que ahora han colocado la materia oscura para explicar la expansión.

    También implicaba que hubo un comienzo para Universo, un tiempo pasado antes del cuál éste (y quizá el propio tiempo) no existía, pero no decía nada al respecto al por qué o al dónde de este comienzo. Todo quedaba oculto en el más profundo de los misterios y, nadie ha podido llegar a ese tiempo que marca la frontera que está situada en esa fracción de segundo, más allá del tiempo de Planck, en el cual los cosmólogos, para tapar su ignorancia, han puesto una singularidad lo mismo que ahora han colocado la materia oscura para explicar la expansión.

    El escenario alternativo creado por Bondi, Gold y Hoyle estaba motivado en parte por un deseo de evitar la necesidad de un principio (o un posible final) del Universo. Su otro objetivo era crear un escenario cosmológico que pareciera de promedio siempre el mismo, de modo que no hubiera instantes privilegiados en la historia cósmica.

    Perdonad, el tema de hoy es el Carbono y la relación de Hoyle en todo aquel proceso que, dicho sea de paso, no fue nada insignificante.

    Precisamente fue Fred Hoyle el que descubrió todo aquel complejo proceso de fabricación de Carbono en las estrellas. Él se unió a un grupo de investigadores que estaban trabajando sobre la cuestión de la relativa abundancia de elementos en las superficies de las estrellas. En conjunto, estructuraron un exhaustivo estudio de los elementos que se acumulan en los núcleos estelares.

    En un denso trabajo que publicaron en Octubre de 1957 en Review of Modem Physics, bajo el título de “Síntesis de los elementos de las estrellas”, lograron explicar la abundancia de practicamente todos los isótopos de los elementos desde el Hidrógeno hasta el Uranio.

    Descubrieron que las estrellas, en la medida que van gastando su combustible nuclear, transmutan el Hidrógeno en Helio; el Helio a Carbono y Oxígeno; y así sucesivamente, subiendo hasta llegar hasta los más pesados de la Tabla Periódica. En las explosiones de las supernovas se crean mucho de los elementos más pesados, incluidos el platino, el oro y el uranio.

    El trabajo que fue un inmenso logro científico, no sólo explicó la síntesis de todos los elementos más allá del Hidrógeno, sino que predijo su formación exactamente en las mismas proporciones que ocurrían en el Universo. Pero quedó por explicar la cuestión del Hidrógeno: Cómo se genera el combustible inicial de las estrellas.

    Estaba explicando el proceso triple alfa que es el proceso por el cual tres núcleos de helio (partículas alfa) se transforman en un núcleo de carbono. Esta reacción nuclear de fusión sólo ocurre a velocidades apreciables a temperaturas por encima de 100 000 000 kelvin y en núcleos estelares con una gran abundancia de helio. Por tanto, este proceso sólo es posible en las estrllas más viejas, donde el helio producido por las cadenas protón-protón y el ciclo CNO se ha acumulado en el núcleo. Cuando todo el hidrógeno presente se ha consumido, el núcleo se colapsa hasta que se alcanzan las temperaturas necesarias para iniciar la fusión de helio.

    4He + 4He ↔ 8Be
    8Be + 4He ↔ 12C

    Las estrellas que son unas ocho veces más masivas que el Sol representan sólo una fracción muy pequeña de las estrellas en una galaxia espiral típica. A pesar de su escasez, estas estrellas juegan un papel importante en la creación de átomos complejos y su dispersión en el espacio.

    Bueno, no quiero ser pesado y ya, me he pasado tres calles, así que lo dejaré aquí estimando y deseando que, el daño ha sido llevadero.

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