Física Nuclear Teórica nucl-th

En el corazón silencioso del cosmos, donde las partículas se encuentran y se separan, surge un acto de pura armonía. Dos bosones de Higgs se unen y, por un breve instante, forman un todo único.

En 1976, Gerard 't Hooft observó que el vacío de una teoría de gauge no es tan sencillo como parece: posee una estructura topológica que se manifiesta en una susceptibilidad topológica no nula.

Un sistema cuántico, una vez que nace, no lo olvida. Incluso después de decenas de tiempos de vida, en su decaimiento queda una huella del estado inicial: una cola potencial que decrece lentamente. Para dos colorantes fluorescentes, eritrosina B y eosina Y, esta cola se ha logrado observar por primera vez en dos canales espectrales a la vez.

La colisión de dos estrellas de neutrones es un impacto que se escucha en todo el universo. Los detectores de ondas gravitacionales captan las ondulaciones del espacio-tiempo, pero el sonido más interesante comienza después del impacto: el remanente de la fusión, una estrella de neutrones hipermasiva que gira vertiginosamente, sigue vibrando y…

Tres ramas de la física —cosmología, física de partículas y física nuclear— han trabajado durante siglos como orillas aisladas.

Momento dipolar medido del tantalio-181: 3,39 × 10⁻³² e·cm — como notar un desplazamiento de un átomo a la escala del Sistema Solar. Un núcleo atómico normal está perfectamente equilibrado, como un trompo giratorio.

Los relojes atómicos convencionales se basan en la espectroscopía, el conteo de las oscilaciones de los electrones. Los relojes nucleares de torio-229, en cambio, apuntan al propio núcleo.

Los átomos ultrafríos pueden comportarse como un todo. Si en una nube así nace un нейтрино, normalmente se escapa sin ser notado.

Nuestro Sol emite flujos de neutrinos, partículas que casi no interactúan con la materia. Al atravesar la densa materia solar, cambian de tipo — los científicos llaman a esto «sabor». Es como una voz que cambia al atravesar una multitud: cuanto más denso el entorno, mayor es la distorsión.

Un protón choca contra el núcleo del deuterio, un diminuto conjunto formado por un protón y un neutrón. Antes, estas colisiones se describían con ecuaciones donde el tiempo fluye igual para todos, como en la vida cotidiana. Pero cuando las partículas se aceleran hasta velocidades cercanas a la de la luz, el tiempo se ralentiza para ellas y las longitudes se contraen.

Las estrellas de neutrones — remanentes superdensos de supernovas — generan ondas gravitacionales al colisionar. Estas vibraciones del espacio pueden imaginarse como una melodía inaudible: cuanto mejor captamos sus notas, más entendemos el interior de estos objetos.

Al igual que en una habitación atestada cada persona extra aumenta bruscamente la presión en las paredes, en una estrella de neutrones el incremento de densidad provoca un aumento de la resistencia interna. Pero incluso esta resistencia tiene un techo absoluto.

En el interior de una estrella de neutrones, la materia está comprimida a densidades inimaginables. Antes, los científicos especulaban sobre cómo estaban organizadas las cosas allí, probando posibles ecuaciones que relacionan presión y densidad. El nuevo enfoque descarta las conjeturas: vincula directamente la masa y el radio, que son medibles, con la estructura interna.

Dos partículas se aferran la una a la otra, como montañeros encordados, y vuelan hacia la pared. ¿Chocarán y rebotarán juntas, o se romperá la cuerda? ¿De qué depende? Los físicos consideraron el caso más simple: todo ocurre en una línea recta, las partículas se atraen solo cuando están en el mismo punto, y la pared es absolutamente rígida.

El agua se congela a cero y hierve a cien grados. La materia hecha de quarks y gluones también tiene fronteras entre sus estados, solo que en lugar de un termómetro aquí la temperatura se mide en millones de electronvoltios. Una de esas fronteras es la línea donde la sopa de quarks deja de ser sopa y se convierte en protones y neutrones ordinarios.

El núcleo de calcio-48 es como una habitación cerrada con 48 nucleones. Dentro ocurren reordenamientos: un neutrón se convierte en protón, y la habitación se transforma lentamente en otra: titanio-48. El proceso tarda un tiempo inimaginablemente largo: en promedio, un trillón de trillones de años, pero ocurre.

Diminutos agujeros negros del tamaño de un átomo pero más pesados que un asteroide nacieron justo después del Big Bang. Ahora, probablemente, son la materia oscura, esa masa invisible que impide que las galaxias se desintegren. No se pueden atrapar directamente: apenas emiten nada.

En el interior de una estrella de neutrones, la materia está tan comprimida que una cucharadita de su sustancia pesaría como una montaña. No podemos ver directamente qué les ocurre a las partículas en esas condiciones, pero las estrellas nos hablan de sí mismas a través de las ondas gravitacionales y la luz cuando dos de ellas se fusionan.

El antiprotón es la gemela especular del protón: la misma masa, pero carga negativa. Cuando se acerca al núcleo de un átomo, las partículas pueden aniquilarse, convirtiéndose en radiación.

El núcleo atómico no es simplemente una bolsa de protones y neutrones. Es un sistema cuántico donde las partículas están unidas por hilos invisibles de entrelazamiento. Cuando dos protones o neutrones interactúan, sus estados se entrelazan de tal manera que es imposible describir uno sin el otro.

El haz de electrones golpea el protón como una bola de billar a otra. Pero entre ellos no hay vacío: las partículas alcanzan a intercambiarse fotones virtuales y bosones Z, como jugadores que se pasan el balón por la espalda.

En los primeros minutos después del Big Bang, el Universo se parecía a una cocina ardiente. Sobre ella, según la «receta» del modelo estándar, debían cocinarse hidrógeno, helio y un poco de litio. Pero los telescopios ven tres veces menos litio del que dicta esa receta.

El mesón fi es una partícula que vive solo un instante, pero puede adherirse por un breve tiempo a protones y neutrones en el núcleo atómico. Los físicos estudiaron qué sucede si un mesón así se encuentra dentro de núcleos ligeros de helio e hidrógeno.

Un núcleo atómico inestable se parece a una gota de agua en una sartén ardiente: existe solo un instante y su forma cambia constantemente. Los físicos han aprendido a describir esas gotas: núcleos que viven menos de una milmillonésima de segundo y se desintegran apenas nacen.

Una estrella de neutrones es el remanente superdenso de la explosión de una supernova, cuya existencia fue predicha por Fritz Zwicky en la década de 1930.

Una campana no suena con una sola nota: tras el golpe, resuenan varias armónicas a la vez. Algo parecido ocurre con el núcleo atómico: después de una colisión, puede vibrar, y esas vibraciones se detectan en los rayos gamma emitidos. Pero en el núcleo de niobio-104, con 41 protones y 63 neutrones, las armónicas resultaron ser más de las esperadas.

La ecuación de difusión es una foto borrosa de una multitud de partículas: en ella, una perturbación se extiende instantáneamente por todo el Universo, desafiando la teoría de la relatividad. El misterio se agravaba por su conexión con el aumento de la entropía (medida del desorden).

El núcleo atómico normalmente vive en un solo estado energético, como una pelota en el suelo. Pero el torio-229 tiene una rara excepción: el núcleo puede quedarse atascado en un pequeño escalón sobre el suelo, en el llamado estado isomérico. Este escalón es tan bajo que se puede alcanzar con luz ordinaria, no con radiación dura.

Dentro de una estrella de neutrones, la materia está tan comprimida que una cucharadita pesa como una montaña. A esa presión, las partículas ordinarias (protones y neutrones) pueden transformarse en partículas exóticas llamadas hiperones. Estas partículas se parecen a los neutrones, pero contienen quarks extraños.

El neutrón es la partícula que compone principalmente las estrellas de neutrones. Por sí solo es inestable: un neutrón libre vive unos quince minutos y luego se desintegra en un protón, un electrón y un antineutrino. Pero en dos tipos diferentes de experimentos, la vida media resulta distinta: en un haz de partículas, los neutrones viven un poco más que en una trampa.

La luz y la materia en el mundo diminuto siguen leyes difíciles de calcular incluso con supercomputadoras. Los físicos construyen 'simuladores cuánticos' especiales: instalaciones donde átomos fríos hacen el papel de partículas y campos.

El núcleo de un átomo suele tener una forma definida: alargada como un melón o achatada como una calabaza. Pero el silicio-30 se comporta de otra manera: parece no poder decidir cómo ser.

En el centro de una estrella de neutrones, la materia está tan comprimida que los protones y los neutrones se transforman en partículas más pesadas: los hiperones. Estas partículas se parecen a los neutrones, pero contienen un quark extraño. Durante mucho tiempo, los físicos no podían entender cómo una estrella con hiperones en su interior podía ser tan pesada como muestran las observaciones.

El núcleo atómico no es una esfera sólida, sino una gota de líquido que se puede comprimir. Para entender cuán elástica es, los físicos aceleran núcleos de oro y los hacen chocar entre sí. En el impacto, la materia se comprime hasta densidades similares a las de una estrella de neutrones y luego se dispersa.

Dentro del protón, los quarks se atraen mediante gluones, como si estuvieran unidos por resortes. Si sueltas un quark, el resorte se estira y se rompe, generando un quark nuevo. Así funciona la interacción fuerte, y calcularla en tiempo real con una computadora ordinaria es casi imposible: hay demasiadas posibilidades y todas están entrelazadas.

El antiprotón es el gemelo del protón, solo que con carga negativa. Cuando ese gemelo se acerca a un núcleo, no solo rebota: entre ellos se desata una danza de atracción y repulsión. Los físicos del CERN han aprendido a calcular esa danza para los núcleos más ligeros: deuterio (protón más neutrón), tritio y helio-3.

En abril de 2023, los satélites japoneses detectaron una potentísima explosión de rayos X en la estrella de neutrones MAXI J1752–457. La estrella se enfrió en 4 días, cinco veces más rápido de lo normal. Como si alguien hubiera entreabierto una rendija cósmica. Esa rendija la abrió el «proceso Urca» nuclear.

Mucho antes, Fritz Zwicky predijo que tras la explosión de una supernova nace una diminuta estrella de neutrones. Años después, Jocelyn Bell Burnell captó sus pulsaciones, descubriendo los púlsares.

En el interior de una estrella masiva, dos núcleos de carbono chocan y se fusionan en un núcleo de magnesio. De este proceso depende la rapidez con que la estrella quema su combustible y qué elementos químicos alcanza a crear.

Cuando en la superficie de una estrella de neutrones —el remanente superdenso de una estrella muerta— se acumula materia, ocurre una explosión similar a una bomba termonuclear gigante. En ese infierno, en segundos, nacen núcleos de elementos que no existen en la Tierra. Para saber cuáles, es necesario conocer sus masas con enorme precisión.