El estado de Hoyle del carbono 12

En el universo primigenio, antes de las estrellas, sólo había hidrógeno y helio (tal vez con un poco de litio), sintetizados en el Big Bang. El resto de los elementos se formaron en los hornos estelares. El carbono tiene un estatus especial: su fusión con núcleos de helio (partículas α) conduce al nitrógeno, al oxígeno y finalmente a la química de la vida. Pero formar el carbono no es una tarea fácil.

En 1954 Fred Hoyle descubrió que, después de la fusión de dos partículas α para formar berilio 8, hay una probabilidad finita de que una tercera partícula α se junte a las otras dos en una resonancia de tres cuerpos. Esta resonancia cercana al estado fundamental (ahora llamada estado de Hoyle) normalmente se desintegra, pero a veces dura lo suficiente como para decaer al estado fundamental del ¹²C. La radiación gamma que revela esta transición se detectó unos años más tarde.

Un grupo germano-americano ha realizado recientemente nuevos cálculos ab initio en redes, incluyendo correcciones de tercer orden en la teoría de campos efectiva quiral, que revelan las configuraciones de menor energía del núcleo ¹²C. En el estado fundamental, las partículas α mantienen su individualidad, pero se agrupan en un triángulo compacto, lo que parece razonable para obtener la mínima energía.

El estado de Hoyle era más sorprendente, pues las partículas α ni estaban agrupadas de forma compacta ni en una cadena recta. En cambio, formaban una ángulo obtuso abierto, similar a la molécula del agua. Los resultados numéricos encajan bien con los datos experimentales disponibles. Ahora el grupo va a tratar de realizar cálculos en redes de mayor resolución.
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Fuente:
http://scitation.aip.org/content/aip/magazine/physicstoday/article/66/2/10.1063/PT.3.1874

¿Partículas con carga fraccionaria? ¿Dónde?

Los quarks tienen cargas fraccionarias ±e/3 y ±2e/3. Pero la fuerza que los une formando los hadrones es tan fuerte que los quarks no pueden encontrarse como partículas libres. Y tampoco se ha visto hasta la fecha ninguna otra partícula con una carga fraccionaria.

No obstante, no existe ningún impedimento teórico obvio para la existencia de partículas libres con carga fraccionaria, mientras sean inmunes a la fuerza nuclear fuerte. En realidad, algunas extensiones del modelo estándar de la teoría de partículas anticipan la existencia de partículas masivas con cargas fraccionarias (FCHAMPs por sus siglas en inglés) sin interacciones fuertes.

Estas extensiones predicen, en función de las supuestas masa y carga de la FCHAMP, el ritmo de producción de pares de FCHAMPs de cargas opuestas en colisiones entre protones de alta energía. La marca distintiva de una FCHAMP sería su pérdida de energía anormalmente baja mediante la ionización de los materiales del detector.

Sin embargo, la colaboración que dirige el gigantesco detector CMS (mostrado en la foto) del Gran Colisionador de Hadrones en el CERN no ha encontrado señales de producción de FCHAMPs en los restos de casi 10¹⁴ colisiones p-p durante el año 2011. Cuanto más masiva es la FCHAMP, menor debería ser su ritmo de producción. Dado el resultado nulo, la colaboración asigna un límite inferior a la masa (con un 95% de confianza) de unas 400 masas de protón (m_p) si las cargas de la FCHAMP son ±2e/3, y de 260 m_p si son ±e/3.

Detector CMS del Gran Colisionador de Hadrones en el CERN.
[Foto original de Domenico Salvagnin de Legnaro (Italia).]

En realidad, las teorías que se tienen en cuenta no limitan las cargas fraccionarias a esos valores (±e/3 y ±2e/3), pero el ritmo de producción aumentaría al aumentar la carga. ¿Será posible algún día encontrar un quark suelto viajando por el espacio? ¿Qué nuevas implicaciones tendría sobre nuestro conocimiento del universo? Solo el tiempo lo dirá.
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Fuente:
http://scitation.aip.org/content/aip/magazine/physicstoday/article/66/1/10.1063/PT.3.1844

Separación de partículas sin filtros

Un grupo de investigadores de la Universidad de California, Los Ángeles (UCLA) ha desarrollado un nuevo método en el campo de los microfluidos para separar partículas del mismo tamaño (en la escala de los micrones) pero diferente forma. La novedad del método está en su simplicidad.

Mientras otros métodos de separación por forma implican configuraciones complicadas, pantallas deflectoras o algún tipo de campo externo que rompa la simetría, el método de UCLA se basa en las diferentes maneras en que las partículas ruedan libremente por un canal rectangular. Los dos pares de paredes del canal están suficientemente próximos (unas decenas de micrones) como para que el gradiente de velocidad transversal del flujo se extienda hasta el centro del canal.

Cuando las partículas siguen el flujo, el gradiente de velocidad las empuja hacia las paredes, mientras una fuerza inducida por estas las empuja hacia dentro. Para varillas y otras partículas con proporciones similares, predomina la fuerza hacia fuera más que para esferas y partículas con proporciones más iguales.

El resultado es un gradiente de forma a lo largo del flujo que se puede utilizar para enviar la parte central del flujo por una salida y la parte exterior por otra. Simplemente con una pasada, el grupo de UCLA extrajo el 96% de las esferas de una mezcla 50-50 de esferas y varillas.

Glóbulos rojos; los de forma de hoz tienen
la anemia falciforme. (Foto atribuida a
Drs. Noguchi, Rodgers y Schechter,
de NIDDK; US government agency,
http://www.cc.nih.gov/ccc/ccnews/nov99/)

Aplicaciones posibles de la técnica incluyen: la separación de glóbulos rojos sanos de los enfermos y deformados; la clasificación de nanopartículas artificiales; y la segregación de organismos unicelulares en diferentes estados de división celular. De hecho, el equipo de UCLA ha confirmado que su método puede separar las células de la levadura que se reproducen por gemación de las que no.

Como decía Leonardo da Vinci, "la sencillez es la máxima sofisticación".
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Fuente:
http://scitation.aip.org/content/aip/magazine/physicstoday/article/65/11/10.1063/PT.3.1779

Las mejores noticias de física del 2012 (III/IV)

(Este artículo es continuación de Las mejores noticias de física del 2012 (II/IV). Te recomiendo que lo leas primero).

"Teletransporte"
¿Cuál es la mayor distancia que dos partículas cuánticas pueden mantenerse en un estado entrelazado? ¿Un metro, diez, cien,...? En mayo un equipo de China nos dio una respuesta: 97 kilómetros fue la distancia a la que teletransportaron un fotón, casi cien veces el récord hasta entonces. Pero en septiembre volvió a batirse el récord, cuando un equipo de Austria que trabajaba en las Islas Canarias pudo teletransportar un par de fotones entre dos islas: una distancia de 147 kilómetros. La meta de teletransportar un par de partículas entre un satélite que orbita la Tierra y la superficie del planeta no parece estar tan lejos.

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Bosón de Higgs
Fue el 4 de julio cuando el CERN anunció que había encontrado lo que parecía ser el tan buscado fotón de Higgs. El laboratorio fue prudente en su primer anuncio, diciendo que únicamente habían encontrado un bosón con unas propiedades similares a las del Higgs. Han sido décadas de trabajo y miles de millones de dólares para construir el Large Hadron Collider. Pero ahora el descubrimiento confirma la existencia del "campo de Higgs", que da masa a la materia y que fue propuesto por primera vez hace casi 50 años.

Nuevo Premio de Física
Los premios Nobel tienen ahora una nueva competencia, desde que el multimillonario ruso Yori Milner anunció en julio el nuevo Premio de Física Fundamental. Nueve fueron los primeros ganadores (principalmente físicos teóricos del campo de la cosmología, las matemáticas y la teoría de cuerdas) y cada  uno recibió tres millones de dólares. Milner eligió personalmente al primer grupo, pero en el futuro, los que recibieron el premio el año anterior escogerán en parte a los siguientes ganadores. Además, en diciembre, Milner concedió dos premios especiales, uno a Stephen Hawking y otro para ser compartido entre investigadores principales del CERN por el descubrimiento del bosón de Higgs.

Máser
Unos investigadores de Inglaterra anunciaron en agosto la creación del primer máser de estado sólido que funciona a temperatura ambiente. Los primeros máseres se construyeron en 1954, pero eran débiles y requerían temperaturas extremadamente bajas para funcionar. Poco después, aparecieron los primeros máseres de estado sólido, que ofrecían más energía, pero todavía necesitaban temperaturas cercanas al cero. El equipo del Imperial College London desarrolló una técnica completamente nueva para crear un haz colimado de microondas usando p-trifenil como medio activo en vez del tradicional rubí cristalino.

Y aún hay más de estas noticias del 2012. No te pierdas la última parte.
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Fuente:
http://www.aps.org/publications/apsnews/201302/topphysicshead.cfm

Las mejores noticias de física del 2012 (I/IV)

En varios artículos vamos a echar un vistazo a las noticias que más atrajeron la atención y el interés del público durante el año 2012. Puede que no sean los avances más importantes de la física, pero fueron las que más titulares llenaron.

Exoplanetas
El 2012 fue un gran año para el descubrimiento de planetas fuera de nuestro sistema solar (exoplanetas) y muchos científicos creen que el hallazgo de un planeta potencialmente habitable como la Tierra no está lejos.
En enero se anunció el descubrimiento de un sistema de planetas alrededor de la estrella Kepler-42, con planetas similares en tamaño a Venus y Marte, los más pequeños descubiertos hasta la fecha. En febrero, supimos del descubrimiento de Gliese 667Cc (a solo 22 años luz), el primer planeta descubierto dentro de la zona habitable de una estrella. En octubre, fue el turno de Alpha Centauri Bb, un planeta orbitando alrededor de la estrella más próxima a la Tierra. Y es que parece que los planetas alrededor de las estrellas es algo más común de lo que se pensaba. En diciembre se descubrió el sistema de cinco planetas en torno a Tau Ceti, lo que incluía dos planetas suficientemente lejos de su estrella para que pudiera existir agua líquida en la superficie.

Fermiones de Majorana

E.M. horas antes de desaparecer.

En febrero, físicos de la universidad de Delft hallaron signos de fermiones de Majorana (partículas que son sus propias antipartículas) a través del comportamiento de los electrones de un nanocable semiconductor. El equipo no observó las partículas directamente, pero encontraron indicios de su existencia al detectar pequeñas corrientes eléctricas que coincidían con las predicciones. Es un descubrimiento emocionante porque tales partículas podrían constituir la base de un futuro ordenador cuántico. Estos fermiones que son sus propias antipartículas los predijo por primera vez Ettore Majorana en 1937, unos meses antes de su misteriosa desaparición en el mar.

Ángulo de mezcla θ₁₃
El experimento sobre la física de neutrinos de Daya Bay (Daya Bay Reactor Neutrino Experiment) anunció en marzo el éxito en la medida del ángulo de mezcla θ₁₃ de los neutrinos. Seis detectores medían los neutrinos emitidos por los reactores nucleares de Daya Bay (China), buscando diferencias en el número de antineutrinos electrónicos detectados. Los neutrinos oscilan entre diferentes sabores (neutrinos electrónicos, muónicos y tauónicos) y θ₁₃, el parámetro que gobierna la velocidad a la que los neutrinos electrónicos se transforman en otros sabores, era el único que faltaba por medirse. La colaboración internacional encontró un ángulo relativamente grande, lo que permite que los físicos investiguen más fácilmente el origen de la asimetría materia-antimateria del universo.

En el próximo artículo, más.
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Fuente:
http://www.aps.org/publications/apsnews/201302/topphysicshead.cfm

Breve historia del átomo

Allá por el siglo V a. C., en Abdera (en el norte de Grecia), surgió el concepto del átomo como consecuencia de la búsqueda de la respuesta a una cuestión existencial, conocido como el desafío eleático: ¿Cómo se puede explicar la pluralidad de las cosas que se encuentran en la naturaleza? La hipótesis atómica fue la respuesta abderitana. Se supone que fue concebida por Leucipo, predecesor del famoso filósofo Demócrito.

Epicuro pensando en el movimiento de los átomos.

Epicuro llevó más allá el concepto de Leucipo de que partículas indivisibles constituyen la base del mundo físico. Aquel identificó ciertos fenómenos empíricos que parecían corroborar la idea de partículas microscópicas que se movían caóticamente en el vacío. La exposición más popular de la hipótesis atómica (que luego amplió Epicuro) se debe a Lucrecio en el siglo I a. C.:

En su curso a través de las profundidades del espacio, los átomos no permanecen quietos, sino que se mueven de forma incesante y variable, chocando unos con otros y rebotando unos más y otros menos... Estos impactos se van acumulando y el movimiento va aumentando desde los átomos y emerge gradualmente al nivel de nuestros sentidos, de modo que los cuerpos que vemos en los rayos de sol están en movimiento debido a choques que permanecen invisibles.

Sin embargo, la hipótesis atómica no fue totalmente aceptada por las generaciones posteriores y el concepto permaneció enterrado durante casi dos milenios. Platón nunca menciona a Demócrito, lo que le llevó a éste a quedar relegado a la oscuridad hasta el Renacimiento tardío.

La hipótesis atómica fue revivida por un buen número de científicos europeos, entre los que están Pierre Gassendi (siglo XVII) y John Dalton (s. XVIII). Los átomos fueron adoptados por la química y se convirtieron en la base de los modelos estadísticos de gases. A finales del s. XIX, con el descubrimiento por Jean Perrin del movimiento browniano en una suspensión coloidal, el concepto del átomo volvió finalmente al mundo de la física.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i5/p40_s1

Plástico que detecta materiales nucleares

En el Laboratorio Nacional Lawrence Livermore de California (LLNL por sus siglas en inglés) han desarrollado un plástico económico y no peligroso para detectar los patrones neutrónicos característicos de materiales que pueden usarse para crear armas nucleares. Es capaz de distinguir eficientemente neutrones y rayos gamma, por lo que podría usarse en detectores de radiación de mano para las inspecciones internacionales de las plantas de enriquecimiento de uranio y los reactores nucleares. Podría llegar a reemplazar o complementar los detectores de neutrones de los monitores de portal de radiaciones que usan el escaso helio-3.

Examinando el nuevo plástico con un instrumento
que produce luz ultravioleta y hace que el material
brille con un color azulado.

Los detectores de ³He identifican neutrones térmicos (de baja energía), mientras que este nuevo polímero centellea con los neutrones de alta energía, los que emiten los isótopos fisibles uranio-235 y plutonio-239. Estos neutrones tienen un gran poder de penetración y se pueden detectar a decenas de metros de la fuente. Además, el nivel de fondo de neutrones rápidos es dos órdenes de magnitud más bajo que el de los neutrones térmicos, por lo que sólo es necesario detectar unos pocos para indicar la presencia de materiales susceptibles de ser usados en armas.

Monitores de portal que usen el nuevo material podrían estar listos para ser probados en menos de dos años, a lo que seguirían los detectores de mano. Podría incluso llegar a reemplazar definitivamente los centelladores líquidos que suelen usarse en las tomografías de neutrones y otras aplicaciones científicas.

El equipo está ahora tratando de elaborar un plástico que detecte neutrones térmicos, que son los que identifican los tubos de ³He en la mayoría de monitores de portal actuales.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i3/p28_s1

100 años de rayos cósmicos (y VII)

(Este artículo es continuación de 100 años de rayos cósmicos (VI). Te recomiendo que lo leas primero.)

Kenneth Greisen y, de forma independiente, Georgiy Zatsepin y Vadim Kuzmin descubrieron en 1966 que los protones de los rayos cósmicos por encima de un umbral de energía de unos 3 × 10¹⁹ eV perderían energía a través de la interacción con fotones poco energéticos de la radiación de fondo de microondas, produciendo piones en el proceso. Por lo tanto predijeron que el espectro de energía mostraría una caída brusca en el umbral; es lo que se conoce como el límite GZK.

Pero existe otra alternativa, ya que hay indicios de que el flujo de radiación cósmica a las energías más altas podría estar dominado por núcleos de hierro en lugar de protones; entonces, la caída podría ser un umbral de fotofragmentación nuclear. También podría ser el reflejo del límite de aceleración de algún tipo de fuentes extragalácticas.

El flujo de partículas de alta energía que llega a la Tierra desde más allá del sistema solar no sólo incluye partículas cargadas, sino también neutras, como los rayos gamma y los neutrinos. Nuevas técnicas de detección diseñadas en principio para la física de partículas se usan ahora también en la investigación de la radiación cósmica. Y a los globos se han unido grandes detectores en satélites.

En el espacio, tenemos detectores como el PAMELA y el Fermi, al que se ha unido recientemente el AMS-02. En el suelo, están el Observatorio Pierre Auger (Argentina), la colaboración internacional Telescope Array (Utah, Estados Unidos), el detector de neutrinos IceCube (Polo Sur) y el telescopio de neutrinos ANTARES (cerca de la costa de Tolón, Francia).

En estas instalaciones (y muchas más), se busca la respuesta a preguntas como: ¿Cuáles son las fuentes extragalácticas de los rayos cósmicos más altamente energéticos? ¿Qué mecanismo alimenta los estallidos de rayos gamma que vemos por el cosmos? ¿Qué nos pueden decir los rayos cósmicos sobre la composición de la materia oscura no bariónica?

Como veis, mucho hemos aprendido y mucho nos queda por aprender. "El camino de la ciencia es infinito".
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1

100 años de rayos cósmicos (VI)

(Este artículo es continuación de 100 años de rayos cósmicos (V). Te recomiendo que lo leas primero.)

Un experimento en globo a 30 km en 1947 reveló que había más que protones en la radiación cósmica. Hoy se sabe que el flujo primario de rayos cósmicos se compone aproximadamente de 87% de protones, 11% de helio y 2% de elementos más pesados. Las abundancias nucleares son similares a las del sistema solar, pero las diferencias dicen más. Por ejemplo, se puede calcular que el flujo de ¹⁰Be^[1] viaja una media de 5 millones de años hasta llegar a la Tierra.

En 1955, Luis Álvarez descubrió el antiprotón, lo que impulsó una búsqueda de antimateria cósmica. ¿Podrían existir antimundos que nos estuvieran enviando sus antipartículas? La verdad es que, por más que se buscó, no se han encontrado antinúcleos más pesados que el antiprotón. Ya apenas se considera la posibilidad de que existan islas de antimateria.

No obstante, los resultados implican un origen adicional para los positrones, aparte de las colisiones interestelares. El exceso de positrones puede venir de fuentes estelares de alta energía, como los púlsares, o de la destrucción de partículas de materia oscura aún no identificadas.

En 1932 Patrick Blackett y Giuseppe Occhialini iniciaron el estudio del espectro de energía de los rayos cósmicos. Llegaron hasta 20 GeV. En la actualidad, se han observado energías de radiación cósmica primaria hasta unos 10²⁰ eV, pero tales sucesos son extremadamente raros.

Las cascadas de partículas que provocan los rayos cósmicos primarios se pueden detectar en una gran extensión del suelo. Se han registrado separaciones de hasta 300 m. Una sola cascada puede contener más de un millón de partículas secundarias. Al principio, se pensaba que eran cascadas electromagnéticas (de gammas y pares electrón-positrón), pero luego se comprendió que la amplia extensión lateral de las mismas se debía a colisiones nucleares que generaban piones.

Aún nos quedan algunas cuestiones finales. No te pierdas el último artículo de esta serie sobre los rayos cósmicos.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1

1. ^{^} El litio, el berilio y el boro son mucho más abundantes en los rayos cósmicos que en el sistema solar.

100 años de rayos cósmicos (V)

(Este artículo es continuación de 100 años de rayos cósmicos (IV). Te recomiendo que lo leas primero.)

La cámara de niebla de Wilson permitía seguir el rastro de partículas individuales cargadas que se formaban en las cascadas iniciadas por los rayos cósmicos primarios. En 1932, usando una cámara de niebla dentro de un campo magnético, Carl Anderson hizo el primer descubrimiento en la exploración del mundo de las partículas: el positrón, que nos abrió la puerta de la antimateria. Por ello Anderson compartió el premio Nobel con Hess en 1936.

Imagen de una cámara de niebla.

En 1936, con otra cámara de niebla y su estudiante Seth Neddermeyer, Anderson hizo un nuevo descubrimiento. Con una masa intermedia entre el electrón y el protón, ¿podría ser la partícula predicha por Yukawa, mediadora de la interacción fuerte en los núcleos^[1]? Parecía ser que no, pues tenía una vida media demasiado larga (unos 2 μs) y la interacción con la materia era demasiado débil. En realidad, se trataba del muón, un leptón cargado parecido al electrón, sólo que 200 veces más pesado.

Hacia el final de la Segunda Guerra Mundial, empezó a usarse la técnica de la emulsión nuclear. Con ella y a 5,5 km en los Andes bolivianos, Cecil Powell y sus colaboradores encontraron por fin en 1947 el mesón de Yukawa: el pión^[2]. Así, en 1950 Powell recibió el premio Nobel de física por su desarrollo del método fotográfico para estudiar procesos nucleares y por sus descubrimientos de mesones con este método.

Empezaron, entonces, a sucederse nuevos descubrimientos. Partículas neutras desintegrándose en dos partículas cargadas: el mesón K en dos piones cargados (George Rochester y Clifford Butler, 1947); el hiperón Λ en un protón y un pión negativo. El mesón K⁺ en tres piones cargados (Powell, 1948). Todas estas partículas se creaban en las cascadas de protones primarios que interaccionaban en la atmósfera.

Tras dos décadas de descubrimientos, la física de partículas empezó a desplazarse a los aceleradores. Así, la investigación de los rayos cósmicos pasó a la astrofísica y la cosmología, comenzando a estudiarse su composición, sus fuentes y los mecanismos de aceleración que los producían.

Pero, aún nos queda saber qué más había en los rayos cósmicos, además de protones. Y en cuanto a la antimateria y los antimundos... No te pierdas el siguiente artículo de la serie.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1

1. ^{^} Posteriormente, con el desarrollo de la cromodinámica cuántica, el gluón desplazó al pión como mediador de la interacción fuerte.
2. ^{^} Con una vida media de unos 10 ns.

100 años de rayos cósmicos (IV)

(Este artículo es continuación de 100 años de rayos cósmicos (III). Te recomiendo que lo leas primero.)

La Primera Guerra Mundial supuso un paréntesis en la investigación de los rayos cósmicos. Pero la ciencia seguía avanzando, aunque más lentamente. La mayoría de los físicos aceptaban las conclusiones de Hess y Kolhörster sobre la naturaleza extraterrestre de la radiación de ionización. Entre los que no, destaca el norteamericano Robert Millikan, que era bastante escéptico. Utilizó globos sonda para realizar sus medidas en Texas alcanzando una altura de 15 000 m. Obtuvo una intensidad de radiación no más de un cuarto de lo que Hess y Kolhörster habían obtenido, por lo que concluyó que la radiación penetrante tenía únicamente origen local.

Lo que él no sabía por entonces es que la diferencia se debía a una diferencia geomagnética entre Texas y Europa Central. Posteriormente, cambió de opinión cuando descubrió en unos experimentos en lagos de California a diferentes alturas que dos metros de agua absorbían aproximadamente lo mismo que dos kilómetros de aire. Por lo tanto, los rayos debían venir de arriba. De hecho, viendo la naturaleza electromagnética de esta radiación, Millikan fue el que acuñó el nombre de "rayos cósmicos".

Pero, ¿eran rayos gamma, como muchos todavía creían? En 1927, Jacob Clay descubrió que la intensidad de los rayos cósmicos dependía de la latitud, por lo que al menos parte de la radiación debía ser corpuscular. A Millikan no le convenció este resultado, pero Arthur Compton demostró claramente que existe tal efecto latitudinal (mayor para los rayos cósmicos de menor energía) mediante una serie de expediciones que llevó a cabo en 1932.

En 1928 Hans Geiger y Walther Müller desarrollaron el llamado contador Geiger-Müller, lo que permitía seguir la trayectoria de partículas cargadas individuales. Interponiendo diferentes materiales de distintos grosores entre dos contadores Geiger-Müller, pudieron averiguarse varias propiedades de la radiación en cuestión: Kolhörster y Walther Bothe probaron en 1929 que los rayos cósmicos contenían partículas cargadas mucho más energéticas que los electrones de Compton que producirían los rayos gamma; en 1932 Bruno Rossi descubrió que el flujo de rayos cósmicos contenía no sólo un componente fácilmente absorbido en unos milímetros de plomo, sino también un componente constituido por partículas cargadas con energías de más de 1 GeV.

El campo magnético de la Tierra desviaría las partículas cargadas incidentes, de modo que si fueran negativas, vendrían más desde el este que desde el oeste, y al revés. En 1933, Rossi y otros demostraron que, en efecto, existía un efecto este-oeste que demostraba que la mayoría de los rayos cósmicos eran positivos. Pero, ¿qué eran? ¿Protones, núcleos, los recientemente descubiertos positrones?

La respuesta la hallaron Marcel Schein y sus colaboradores de la Universidad de Chicago en 1940, gracias a un globo con contadores Geiger-Müller que llevaron hasta una altura de 20 km, donde predominan los rayos cósmicos primarios (los que se originan fuera de la atmósfera). A esa altura, las partículas atravesaban láminas de plomo sin generar las cascadas de electrones de baja energía que se esperaría de un electrón o positrón de alta energía. Por lo tanto, los rayos cósmicos eran predominantemente protones.

Pero, ¿qué otras partículas se escondían en los rayos cósmicos? Lo descubrirás en el próximo artículo.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1

100 años de rayos cósmicos (III)

(Este artículo es continuación de 100 años de rayos cósmicos (II). Te recomiendo que lo leas primero.)

Estamos a punto de conocer a Hess, pero antes habría que decir que el camino que llevó al descubrimiento de los rayos cósmicos en 1912 estuvo marcado por muchas contribuciones, entre las que merece la pena destacar la de Domenico Pacini en 1910, que fue el primero en expresar dudas en cuanto a que las observaciones se debían a sustancias radiactivas del suelo y el aire. De hecho, sugirió que la ionización podría deberse a fuentes distintas a las sustancias radiactivas conocidas.

Victor Hess

Pero, pasemos ya a Victor Hess. Nació en 1883 en un castillo de la provincia austriaca de Estiria. El castillo era la residencia del príncipe al que su padre servía como guardabosques. Hess obtuvo su doctorado en 1906 en la Universidad de Graz. Intrigado por los resultados de Wulf, intentó mejorar los datos de la absorción de la radiactividad en el aire. Pero sus resultados sólo confirmaron los de Wulf y Gockel.

Hess modificó el electroscopio de Wulf para que aguantara las condiciones de las grandes alturas e hizo hasta diez vuelos en globo desde 1911 a 1913. Solía llevar tres electroscopios a bordo, uno con una ventana más fina para medir la radiación beta. El 7 de agosto de 1912 observó un aumento muy significativo de la ionización a gran altura, lo que le llevó a afirmar que sus resultados parecían explicarse con facilidad si suponemos que una radiación de muy alto poder de penetración entra en la atmósfera desde arriba y aún puede producir una parte de la ionización observada en los electroscopios cerrados en las zonas más bajas. Por este descubrimiento, Hess recibió el premio Nobel de Física en 1936.

Werner Kolhörster confirmó los resultados de Hess en 1914. Además, determinó que la longitud de absorción de la radiación era de unos 1300 m, un orden de magnitud mayor que el valor medido para la radiación gamma de las fuentes radiactivas. La intensidad de la radiación era bastante constante, sin variaciones dependientes del tiempo o de la noche y el día.

¿Cuál podría ser el origen de esta radiación? Lo puedes averiguar en el próximo artículo.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1

100 años de rayos cósmicos (II)

(Este artículo es continuación de 100 años de rayos cósmicos (I). Te recomiendo que lo leas primero.)

Pero, ¿por qué Hess y otros como él montaban en globos para hacer su investigación a grandes alturas? Ya lo veremos, pero todo empezó en 1785, cuando Charles-Augustin de Coulomb descubrió que una esfera metálica cargada, en contacto con el aire, pierde su carga gradualmente. Un siglo más tarde, William Crookes observó que la velocidad con la que un electroscopio pierde su carga disminuye al aumentar la presión.

A principios del siglo XX, una serie de descubrimientos fueron marcando el camino que se había iniciado: Joseph J. Thomson descubrió el electrón, Wilhelm Röntgen descubrió los rayos X y Henri Becquerel descubrió la radiactividad. La radiación de los rayos X y las sales de uranio de Becquerel tenían propiedades de penetración similares y ambos podían ionizar el aire. Poco después, Marie y Pierre Curie hallaron nuevos elementos radiactivos.

De este modo, se fue ampliando el estudio de la conductividad eléctrica del aire y la ionización atmosférica. Muchos físicos de Europa y Norteamérica contribuyeron a esta investigación, llegando a la conclusión de que la ionización debía de ser causada por rayos X o rayos gamma procedentes del exterior del recipiente que encerraba el electroscopio. Charles T.R. Wilson incluso sugirió que la fuente de la radiación podría ser extraterrestre.

Electroscopio de Wulf.

Ernest Rutherford y otros descubrieron en 1903 que la ionización se reducía cuando se cubría el electroscopio con un metal libre de radiactividad. De ello se dedujo que al menos parte de la ionización debería ser debida a algún tipo de radiación penetrante; pronto se pensó en el material radiactivo de la corteza terrestre como la fuente de tal radiación. Y si esto era así, entonces la radiación debería disminuir al aumentar la altura sobre el suelo.

Para confirmar esta suposición, Theodor Wulf, científico alemán y sacerdote jesuita, mejoró la fiabilidad y la sensibilidad del electroscopio en 1909. Se subió a la Torre Eiffel y midió la velocidad de ionización atmosférica; sin embargo, aunque era menor que en el suelo, era mayor que el valor esperado. Por lo tanto, o la longitud de absorción de los rayos gamma en el aire era mayor de lo que se creía o debía haber otra fuente de radiactividad atmosférica. Un resultado similar obtuvo el físico suizo Albert Gockel entre 1909 y 1911 en sus vuelos en globo. Él, sin embargo, atribuyó el resultado al efecto de rayos gamma procedentes de sustancias radiactivas en la atmósfera.

Pero, ¿de dónde procede esta radiación? ¿Y cuándo aparece Victor Hess? ¿Hubo alguien antes que él con una conclusión similar a la suya? Todo esto y más, en la próxima parte de esta serie sobre los rayos cósmicos.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1

100 años de rayos cósmicos (I)

Hace ya un siglo que se descubrieron los rayos cósmicos y la historia de su descubrimiento e investigación es toda una hazaña que merece que le dediquemos unos cuantos artículos.

La historia de la investigación de la radiación cósmica es una historia de aventura científica. Durante casi un siglo, los investigadores de la radiación cósmica han escalado montañas, han montado en globos de aire caliente y han viajado a los lugares más distantes de la tierra en su búsqueda por comprender estas veloces partículas provenientes del espacio. (De la página web del Observatorio Pierre Auger sobre los rayos cósmicos).

Veinte años después de que la desconcertante ionización atmosférica llevara al descubrimiento de los rayos cósmicos, su investigación abrió el camino a la física de partículas. Ahora nos proporcionan una ventana abierta a la astrofísica extragaláctica.

El 7 de agosto de 1912, el físico austriaco Victor Franz Hess hizo su séptimo viaje en globo de ese año desde la ciudad bohemia de Aussig. El trayecto le llevaría, por primera vez, a una altitud de 5000 metros. Para su sorpresa, se encontró con que sus electroscopios mostraban que la ionización de la atmósfera no disminuía al aumentar la altitud. En cambio, a una altura de 4500 m, midió una ionización tres veces mayor que en el suelo. Su hallazgo suele considerarse el descubrimiento de los rayos cósmicos.



No te pierdas el siguiente capítulo, donde echaremos un vistazo al comienzo de esta aventura.
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Fuente:
http://www.physicstoday.org/resource/1/phtoad/v65/i2/p30_s1

Detectores muónicos contra el contrabando de materiales fisibles

Buscar armas nucleares ocultas puede ser una tarea ardua. Sin embargo, se está mejorando una técnica que usa la radiación natural de rayos cósmicos y nos permite así "ver" a través de objetos sólidos y encontrar cualquier material fisible que se encuentre escondido.

Cuando un rayo cósmico choca con un núcleo de la atmósfera, produce una lluvia de partículas subatómicas, incluyendo piones y kaones que se desintegran en muones de larga vida. Estos muones viajan a grandes velocidades por la atmósfera y atraviesan objetos sólidos. Pues bien, ahora se puede usar este fenómeno natural para buscar materiales nucleares escondidos y cualquier recubrimiento que trate de ocultarlos.

En promedio, un muon choca con cada centímetro cuadrado de la Tierra cada minuto. Los detectores  de tipo multiplicador gaseoso de electrones (GEM por sus siglas en inglés) pueden detectar su localización. Y cuando se colocan varios uno encima del otro, pueden seguir el camino de estas veloces partículas. Cuanto más denso es el material que atraviesa el muon, más se desvía su camino. El uranio y el plutonio son dos de los elementos más densos de la tabla periódica, por lo que los detectores se usan para buscar sitios donde los caminos de los muones se desvían más. Por otra parte, como no se necesita una fuente de radiación artificial, no se expone al objeto a una radiación mayor que la que ya experimentaría de por sí.

Para buscar materiales nucleares, se coloca un contenedor entre dos conjuntos de grandes placas con detectores GEM. Dos placas por encima del contenedor graban los caminos de los muones entrantes, y dos placas por debajo siguen los caminos de los muones que salen. Si no hay materiales densos en el contenedor, las dos partes del camino del muon deberían alinearse. Incluso el hierro apenas desviaría los muones. Sin embargo, si hay una gran cantidad de material denso (como plutonio, uranio o blindaje de plomo), los caminos se desviarían notablemente. De este modo, si ponen más protección de plomo para evitar la detección del material nuclear, lo que se detectaría es ese mayor blindaje. 

Puesto que la detección depende del ritmo natural de muones que atraviesan la atmósfera, el único modo de acelerar la detección de materiales ilícitos es mejorar la sensibilidad de los detectores. Ahora se tarda unas nueve o diez horas para distinguir entre materiales diferentes, pero en un futuro podría llegarse a hacerlo en unos minutos.

Por otro lado, la tecnología también podría usarse para la verificación de los tratados de reducción de armas. Aunque para escanear un barco entero, seguiría siendo más efectivo subir a bordo y registrarlo, ya que usar los detectores sería poco práctico logísticamente.
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Fuente:
http://www.aps.org/publications/apsnews/201206/muondetectors.cfm