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A t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La Oscilación de los Neutrinos Consecuencias de la Oscilación El Neutrino Historia www.profisica.cl Germán Vogel.

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Presentación del tema: "A t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La Oscilación de los Neutrinos Consecuencias de la Oscilación El Neutrino Historia www.profisica.cl Germán Vogel."— Transcripción de la presentación:

1 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La Oscilación de los Neutrinos Consecuencias de la Oscilación El Neutrino Historia Germán Vogel 2003 Se recomienda ver la información en el orden del menú para un entendimiento más íntegro del tema. Bibliografía

2 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La reciente historia de los neutrinos se comenzó a escribir alrededor de 1930 con la tinta y el papel del genio de Wolfgang Pauli (foto), físico austríaco famoso también por sus aportes a la mecánica cuántica y por su principio de exclusión. En esta época se estudió con detalle el fenómeno denominado decaimiento beta, en el cual un neutrón decaía para metamorfosear en un protón y un electrón. Antes de siquiera ser imaginado el neutrino, era esto lo que se sabía, y tal fenómeno le quitaba la cordura a los científicos de ese tiempo. El gran problema del decaimiento beta era que, aparentemente, violaba principios de conservación (conservación del momentum, conservación de la carga eléctrica, etc.) a lo largo del proceso de metamorfosis. Esto ocurría si se consideraban las masas del protón y del electrón resultantes, faltando siempre una ínfima -- pero necesaria -- cantidad de momentum para cumplir con los sólidos principios preestablecidos. Pauli

3 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o A la reacción del esquema -- que representa lo que se observaba antes de 1930 en cuanto al decaimiento beta -- no le falta necesariamente energía (deducida a través de las masas), sino que momentum Resultado Npe El aporte de W. Pauli en cuanto al problema, fue postular la existencia de una partícula que fuese producto de la reacción y que completaba las exigencias de momentum. MASAS Npe

4 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Sin embargo, esta nueva partícula -- cuyo tamaño era despreciable, cuya masa (si tenía) era imposible de medir, y cuya existencia era aún dudosa -- no fue bautizada por Pauli, sino por Enrico Fermi quien, considerando su carga eléctrica neutra y su imperceptible tamaño, la llamó neutrino. Quitarle el adjetivo de ficticio al neutrino fue otro cuento: una tarea de la cual se encargó Frederik Reines (foto) y Clyde Cowan. En 1956, usaron un detector colocado en las cercanías de un reactor nuclear. El experimento confirmó la existencia del neutrino y, después de este, un considerable número de experimentos se llevaron a cabo alrededor del mundo dando los mismos resultados. A pesar de todos estos experimentos, siempre quedó en duda si el neutrino poseía o no masa, así como también la existencia de una tercera familia de neutrinos (neutrinos tauónicos). Reines

5 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o A 101 años del Nobel obtenido por Röntgen, Raymond Davis y Masatoshi Koshiba (fotos) compartieron una mitad del premio por la detección de neutrinos cósmicos, es decir, aquellos que son emitidos fuera de nuestro planeta. Lo explícitamente atractivo de sus descubrimientos es lo que deriva de la detección de neutrinos cósmicos: la oscila oscilación de los neutrinos cósmicos. Si bien fue Davis quien comenzara a dar los primeros pasos de tal proyecto, Koshiba hizo posible que se dieran los últimos con frutos nada despreciables. DavisKoshiba

6 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Poco después de que Reines y Cowel confirmaran la existencia de los neutrinos, Raymond Davis comenzó la aventura por detectar los neutrinos que se producen en el Sol. Allí ocurre un proceso de creación de la materia neutra en el que son producidos neutrinos (esquema). Este proceso puede dividirse en 3 etapas, todas las cuales ocurren a las altísimas temperaturas (son necesarios los 10 millones de grados Kelvin) a las que se encuentra el interior del Sol. Cada etapa consiste en un choque entre dos partículas, que da origen a productos más complejos y radiación. Dentro de esta radiación se encuentran los neutrinos ( n) que Davis intentó detectar en los años 50`. + pp2p e (+) n + p2pHe3 + He4pp Detalle de la creación de la materia neutra n n

7 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Davis propuso la construcción de un detector subterráneo para detectar los neutrinos solares. Sin embargo, estos neutrinos poseen energías demasiado bajas como para ser detectadas con la tecnología de la época. Cierta reacción (el decaimiento del Boro 8, en cambio, produce neutrinos con rangos de energía detectables con una técnica elaborada por Bruno Pontecorvo y Luis Alvarez. En 1940 habían sugerido que los neutrinos podían interactuar con los átomos de cloro (número atómico 17) para producir un isótopo radiactivo de argón (número atómico 18). Debe tenerse en cuenta que, debido a la carga eléctrica nula y a su dudosa masa, esta interacción no es ni mediante la fuerza gravitacional ni la fuerza electromagnética, sino que gracias a la fuerza atómica débil. Pontecorvo Alvarez

8 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Gracias a esta técnica, Davis pudo instalar un tanque lleno de 600 toneladas de tetracloretileno en 1967, en la mina de oro Homestake (foto). Con la ayuda de sus conocimientos en química, Davis fue capaz de extraer cada cierto tiempo los átomos de argón con el fin de contarlos (proeza comparable con encontrar un grano de arena en particular en el desierto del Sahara, CERN Courier 2002). Hecho esto, Davis se encontró con una inesperada sorpresa: el número de neutrinos provenientes del Sol, estimados según su experimento, era alrededor del 35% del número esperado de neutrinos que debían de ser detectados según el modelo standard del Sol. Este experimento de Davis ya constituía un aporte significativo a la ciencia, en cuanto a que entregó la primera evidencia de las reacciones ocurridas en el Sol. Homestake, South Dakota, EE.UU.

9 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Ese algo había sido postulado en 1968 por Pontecorvo y Vladimir Gribov y llamado oscilación del neutrino. ¿? ??? Al proyecto de Davis se unió Masatoshi Koshiba en 1987 con el detector japonés llamado Kamiokande. Koshiba confirmó los resultados de Davis y se descartó que el experimento original estuviera malo así como también se descartó que el modelo standard del Sol estuviera malo. La única hipótesis que quedó, fue que algo les ocurría a los neutrinos en su camino desde el Sol hasta nuestro planeta. fue llamado oscilación del neutrino.

10 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o El Kamiokande también fue capaz de rastrear la dirección de los neutrinos, con lo que se confirmó su estación esperada de partida: el Sol. En 1998, Koshiba diseñó el experimento Superkamiokande que proveyó evidencia en cuanto a la oscilación de los neutrinos. Finalmente, se respondió con contundentes argumentos y experimentación la pregunta sobre la masa de los neutrinos: la oscilación de estas partículas solo se puede llevar a cabo si poseen masa.Superkamiokande

11 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Los principales tipos de partículas que constituyen el Universo son los cuarcs y los leptones, dos familias que difieren enormemente en su tamaño y masa. El protón y el neutrón son divisibles en 3 cuarcs cada uno, mientras que el electrón y el neutrino n (ambos indivisibles) pertenecen a la familia de los leptones. Leptos es, en griego, el término equivalente a liviano, mientras que la palabra Cuarc tiene un origen más moderno. LeptonesCuarcs Los neutrinos se dividen en 3 familias de acuerdo al leptón al cual se asocian (electrón, muón o tauón): los neutrinos electrónicos, los neutrinos muónicos, y los neutrinos tauónicos.

12 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o El neutrino es el leptón más pequeño que se conoce, y tómese en cuenta que los leptones están entre las partículas más pequeñas del Universo. Fue postulado en 1930 por Wolfgang Pauli y, por primera vez detectado en 1956 por Frederik Reines y Clyde Cowan (para ver la historia detallada de los neutrinos accede a la sección HISTORIA del menú principal). Como su masa es pequeñísima aún comparándola a la del electrón, y su carga eléctrica es neutra, el único modo que tiene el neutrino para comunicarse con las otras partículas es la fuerza débil. Por lo tanto, los neutrinos navegan por el Universo pasando completamente desapercibidos; una buena noticia para nosotros, pues a cada segundo un billón de neutrinos atraviesa a cada persona sin dañar nuestros tejidos, células o ADN.

13 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Su nombre lo obtuvo del físico italiano Enrico Fermi por su carga eléctrica neutra, su pequeño tamaño, y lo italiano de Fermi también se manifiesta en el nombre. Los neutrinos son el producto de algunas radiaciones. Por ejemplo, en el Sol, se producen 200 sixtillones de neutrinos a cada segundo a partir de los numerosos choques entre las distintas partículas que se encuentran en el interior del Sol (principalmente átomos de Hidrógeno y Helio). Debe entenderse que tras estas reacciones, el neutrino no solo es liberado sino que creado. Después de salir del centro del Sol, los neutrinos comienzan su largo viaje por el Universo sin dejar que nada les estorbe: son tan pequeños que, en muy raras ocasiones llegan a tener algún efecto en la materia que atraviesan. Imagen del Sol elaborada por los neutrinos que de él provienen

14 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Los neutrinos no solo provienen del Sol, sino que de todos los lugares del Universo en que se den las condiciones para que se produzcan las reacciones que les dan a luz. Incluso en la atmósfera terrestre se forman estas partículas. Es, entonces, entendible el hecho de que son los neutrinos las partículas más abundantes de todo el Universo. Por esto, es realmente significativo el hecho de que, recientemente, se haya comprobado por Raymond Davis y Masatoshi Koshiba, que esta partícula poseía masa: imagínese las consecuencias de esta colosal cantidad de neutrinos con masa que circunda el Espacio. La falta de imágenes de los neutrinos en esta sección, no es más que una muestra de lo contemporáneo que es su estudio, aparte de la actual imposibilidad de observar, siquiera indirectamente, la breve estadía de los neutrinos en nuestro planeta.

15 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Desde los años 50` Raymond Davis intentó detectar los neutrinos que provenían del Sol. En 1967, el resultado de su experimento, en el cual usó un tanque con 600 toneladas de cloro para observar indirectamente a estas partículas (para ver esto más detallado accede a la sección HISTORIA del menú principal), constituyó una sorpresa para Davis y para el círculo de la física: tan spñp tan solo el 35% de los neutrinos electrónicos que debían de estar llegando desde el Sol a la Tierra, fueron estimados por Davis en esa época. Se podría pensar inmediatamente en que el experimento contó con algún error, pero sorprendió aún más que en 1987 Masatoshi Koshiba se encontrara con el mismo resultado mediante su Kamiokande, monumental detector de neutrinos construido en Japón. Algo parecía ocurrirles a los neutrinos en su viaje hacia la Tierra, lo que confirmaba la hipótesis de Bruno Pontecorvo y Vladimir Gribov que establecía en 1940, que los neutrinos oscilan.

16 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La oscilación de un neutrino es el paso de este a otra familia. Las familias son 3: neutrinos electrónicos, neutrinos muónicos y neutrinos tauónicos. La oscilación constituye una posible explicación a la falta de neutrinos cósmicos que son detectados en la Tierra. Supongamos que esta detección constituya el sentido humano del gusto, los neutrinos condimentos y la Tierra, algún físico con la boca abierta. la boca abierta. El físico espera saborear cierta cantidad de sal (neutrinos electrónicos) mientras que nota que su lengua no logra percibir más que la mitad de la sal esperada. La explicación: en el camino desde el salero hasta la boca del físico, la sal osciló con el paso del tiempo: se convirtió en pimienta (neutrinos muónicos) y orégano (neutrinos tauónicos). Esto, sin dejar de pertenecer a la gran familia de los condimentos.

17 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o nmnm nene Si el Sol emitió, por ejemplo, un millón de neutrinos electrónicos que estaban destinados a atravesar la Tierra, cerca del 35% de ellos osciló, convirtiéndose en neutrinos tauónicos que no esperábamos aquí (esquema). boca abierta. Este cambio de familia está determinado por una matriz 3x3 en que se relaciona la masa con el tipo de neutrino. Sus componentes dependen del tiempo, y a medida que este avanza, los 9 elementos de la matriz cambian, dando origen a la oscilación.

18 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Ahora, si los neutrinos no tuviesen masa (como se podía pensar sin remordimientos hace algunos años) la matriz sería nula y no habría cambio alguno, por lo que la oscilación requiere que sus víctimas posean masa, por pequeña que esta sea, como es el caso de los neutrinos. En términos más técnicos, la oscilación depende de dos factores: el ángulo cuántico de mezcla entre los dos tipos de neutrinos involucrados, y el cuadrado de la diferencia de sus masas: Por lo anterior, el resultado de un experimento que busque la oscilación de los neutrinos, se suele expresar en un gráfico donde se muestra m 2 como función de sin 2 (2 ). Como la palabra lo dice, la oscilación no es un cambio definitivo por parte del neutrino, sino que después de cierto tiempo volverá a ser el mismo de antes, para volver a cambiar, y así sucesivamente.

19 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Así como desde la mecánica cuántica la física es una ciencia de probabilidades, la oscilación de un neutrino también se expresa mediante una probabilidad no demasiado incomprensible: Aquí, P es la probabilidad de que un neutrino (por ejemplo electrónico) cambie de familia (por ejemplo a muónico), L es la longitud en metros en que ocurre un ciclo de oscilación, y E es la energía en MeV (Mega Electron-Volts) de los neutrinos. P debe adquirir el valor de 1 para que la oscilación se lleve a cabo. Teniendo esto en cuenta se pueden sacar relaciones como que, mientras más liviano es un neutrino, más tiempo demora la oscilación. Si realmente se trata de comprender esta probabilidad, resulta muy fácil el poder crear problemas de tipo escolar muy simples para acercar todo este tema a la realidad, y no dejarlo todo en alejados hechos triviales.

20 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Lawrence Berkeley National Laboratory / CERN Courier, 2002 Nobel Prize For Physics Is Announced / IOP Publishing / L`Historie Des Neutrinos, The History Of The Neutrinos / wwwlapp.in2p3.fr/neutrinos/aneut.html A La Sombra Del Asombro, El Mundo Visto Por La Física / Francisco Claro / Editorial Andrés Bello / Tercera Edición / Santiago de Chile, 1999.

21 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Sir William Herschel Para tener en cuenta las consecuencias del descubrimiento de la oscilación de los neutrinos por Raymond Davis y Masatoshi Koshiba, en el ámbito de la astrofísica y la astronomía, se puede contar una hermosa historia que, ciertamente, inspira en cuanto a que se ve cómo ya en el siglo XVIII la ciencia hacía de las suyas en la predicción de fenómenos. El músico de origen alemán apasionado por la astronomía, Sir William Herschel (nombre que anglicanizó él mismo a partir de Wilhelm Friedrich Herschel), descubrió en 1781 el planeta Urano. Como resulta muy común en todo descubrimiento, el hallazgo trajo consigo inmediatas dudas: la órbita de Urano era inexplicable en aquella época. La órbita de un planeta es el resultado de la atracción de su masa con el centro de masa del sistema en que se encuentra (el sistema solar, por ejemplo). Aún incluyendo las masas de todos los planetas descubiertos con la del Sol, la órbita de Urano no concordaba con los cálculos por una pequeñísima pero atormentadora diferencia.

22 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Aquella masa desconocida que influía en la órbita de Urano, fue llamada materia oscura. Entonces, se pensó que lo más probable era que existiese un planeta más allá de Urano, aún desconocido, que modificara sutilmente la órbita del planeta. Después de 75 años a partir del descubrimiento de Urano, con el uso de las leyes de gravitación universal de Sir Isaac Newton, tanto Leverrier como Adams (independientemente) calcularon la posición exacta en que debía estar este hipotético planeta. como Adams (independientemente), calcularon la posición exacta en que debía estar este hipotético planeta. En la misma posición fue observado en 1846, con un telescopio,y por primera vez en la historia el planeta que constituía la materia oscura, y que llamaron Neptuno.

23 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Si bien el Sol define casi completamente la órbita de Urano, esta también se ve afectada por la masa de Saturno y de Neptuno, el planeta que constituyó la materia oscura en el siglo XIX para Urano. En todos estos problemas basta con aplicar la gravitación universal de Newton. Sol Saturno Urano Neptuno

24 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o modelo del big bang (la famosa teoría que explica la evolución del Universo desde sus primeros momentos hasta hoy), como las ecuaciones relativistas, indican cierto total de materia que debería haber en el Universo, para que este pudiera haberse formado y ser como es actualmente. El problema, es que de este total solo se ha estimado un 10%, incluso calculando la masa de galaxias no observadas pero teorizadas. El restante 90% es lo que se llama en la actualidad la materia oscura. Desde entonces, el término de materia oscura se ha mantenido para referirse a alguna fuente desconocida que se observa indirectamente, así como en el caso de Urano. Tanto el modelo del big bang (la famosa teoría que explica la evolución del X 9 0 % 1 0 % Materia..Encontrada

25 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o En los tiempos de Leverrier y de Adams se pensó que la materia oscura que afectaba la órbita de Urano era un planeta desconocido. Hoy, en el año 2003 tras el descubrimiento de la oscilación de los neutrinos, se puede pensar sin remordimientos que estas partículas guardan, silenciosamente, el 90% de la materia del Universo que no había sido observada. Aunque entre las 3 familias de neutrinos (electrónicos, muónicos y tauónicos) existen diferencias de masa, en escala de magnitud son todas increíblemente pequeñas. Sin embargo, se piensa que los neutrinos son las partículas más abundantes del Universo (en el Sol se producen 200 sixtillones de ellos por segundo), lo que los calificaría para representar a la materia oscura actual. De este modo, el descubrimiento de un fenómeno tan microscópico como lo es el de la oscilación de los neutrinos, provee respuestas para preguntas que incumben a los astrofísicos sobre la totalidad del gigantesco Universo.

26 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Otra consecuencia que tiene el descubrimiento de la oscilación de los neutrinos, en la astrofísica, impacta al modelo del futuro del Universo. El big bang es la teoría que explica el pasado del Universo para entender el estado presente, pero no detalla qué es lo que ocurrirá en el futuro. En los tiempos en que se descubrió la expansión del Universo gracias a Edwin Hubble, ya se postulaban 3 modelos sobre el futuro del Universo: 1) el Universo seguirá expandiéndose por siempre; 2) el Universo llegará a un punto máximo y volverá a contraerse; 3) el Universo permanecerá en cierto punto máximo.

27 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La teoría más aceptada ha sido que el Universo se volverá a contraer producto de su propia masa que, como en una explosión, terminado el proceso de expansión, volverá a converger todo en un solo punto. Sin embargo, tal proceso depende de dos factores: la rapidez de expansión del Universo y la masa que este posea. Si la explosión original no generó la suficiente fuerza para hacer que el Universo se expandiera rápidamente (alejando todas las galaxias una de el Universo se expandiera rápidamente (alejando todas las galaxias una de otra), podría ocurrir que, cuando la explosión en que vivimos termine, todas las galaxias empiecen un lento, pero eficaz, proceso de atracción gravitacional que, inevitablemente, terminará con juntar todo en un punto llamado big crunch, en contraposición del big bang. Por ello, también depende la masa que exista en el Universo, pues si no es suficiente como para vencer la velocidad de expansión, el Universo seguirá expandiéndose por siempre.

28 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o En los últimos años, el dibujo que aquí aparece, se ha acercado más a una realidad por el hecho del descubrimiento de la oscilación de los neutrinos. Como esta implica que ellos tengan masa (ver detalle de esto en la sección LA OSCILACION del menú principal), serían ellos quienes completarán los requerimientos para que, una vez terminada la expansión (punto de equilibrio), todo vuelva a contraerse por la atracción gravitatoria en un punto omega (fin del tiempo y de la materia). Hoy (15 billones de años) Punto de Equilibrio Punto omegaGran singularidad (big bang) Después de unos desconocidos trillones de años Fin del tiempo y de la materia Comienzo del tiempo y de la materia INHALACIÓNEXHALACIÓN

29 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Finalmente, la oscilación de los neutrinos también constituye una prueba a favor del modelo standard del Sol de los físicos. De este modo, se ven confirmadas las teorías con respecto a las reacciones nucleares de fusión, que ocurren en el interior del Sol. En resumen, un conjunto de problemas de monumental tamaño, son solucionados con hallazgos que incumben a estas partículas que son muchas veces más pequeñas que los minúsculos electrones. X

30 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Neutrino El SUPERKAMIOKANDE fue construido un kilómetro bajo tierra alrededor de 1996, cuando comenzó su funcionamiento. Con él, se pretendía dar mayor fuerza al argumento a favor de la oscilación de los neutrinos. Se construyó en colaboración entre científicos e instituciones japonesas y de EE.UU., y con los fondos del ministerio de Educación, Deportes, Ciencia Y Cultura de Japón, y del Departamento de Energía de EE.UU. En 1998 los resultados del experimento indicaron que los neutrinos muónicos detectados debían de haber oscilado (ver más sobre los tipos de neutrinos en la sección EL NEUTRINO, en el menú principal). siguientevolver a HISTORIA

31 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La función del Superkamiokande era la detección de neutrinos provenientes de la atmósfera terrestre, para traducirla al idioma computacional y, de este modo, proporcionar información sobre el neutrino detectado. Estos neutrinos se crean cuando rayos gama que viajan por el Espacio bombardean la parte superior de nuestra atmósfera, dando origen a una lluvia de nuevas partículas. El Superkamiokande usa toneladas de agua altamente purificada, junto con detectores colocados por encima de la superficie del agua (foto). También se usó el Superkamiokande para estudiar los neutrinos provenientes del Sol, obteniéndose los mismos resultados en el sentido del hallazgo de la oscilación de los neutrinos. Agua Purificada Detectores volver a HISTORIA anteriorsiguiente

32 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o Similar al Superkamiokande es el SNO (Sudbury Neutrino Observatory), ubicado en Canadá. Su funcionamiento, a pesar de ser bastante complejo, se puede simplificar bastante para ser explicado. El agua que se usa en el SNO es agua pesada D 2 O (en vez de dos átomos de hidrógeno H, posee dos átomos de deuterio D, isótopo del hidrógeno, que posee un neutrón, un electrón y un protón). El agua, contenida en un tubo de 12 metros de diámetro, similar al Superkamiokande anteriormente ilustrado, es el sitio donde se espera que algunos neutrinos se estrellen tarde o temprano. La interacción de un neutrino con el deuterio provocará que el neutrón de este se transforme en un electrón y protón (decaimiento beta, anteriormente detallado). Como los neutrinos envuelven todo nuestro planeta y atraviesan casi todo sin problemas, los científicos no tienen que preocuparse por atraerlos a su trampa ni nada de eso. A veces, los neutrinos interactuarán con el agua pesada, y tal interacción producirá pequeñísimos estallidos de luz. Ellos son registrados por los detectores y son transcritos a señales eléctricas que son interpretadas por los computadores del SON (foto). La imagen no es un neutrino, sino que su presencia se extrae indirectamente de todos los componentes de la reacción detectada (generalmente fotones). volver a HISTORIA anterior

33 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o + pp2p e (+) n + p2pHe3 + He4pp n n El Sol es una gigantesca fábrica de materia estable y neutra. A través del proceso de la fusión nuclear en él ocurrida, es creado el Helio 4, el átomo estable y neutro más básico de la naturaleza. Recordemos que estando el Universo en pañales, solo rondaban por él gases a altísimas temperaturas compuestos de hidrógeno y helio principalmente. El Sol nació de estas mismas nubes y no es radicalmente distinto a ellas ya que en él sigue abundando el hidrógeno, el helio y las infernales temperaturas. La creación de la materia neutra, a través de la fusión nuclear, es llevada a cabo en el Sol a temperaturas de 10 millones de grados Kelvin. Una alta temperatura es la expresión de un movimiento muy agitado de los átomos. Por ello, los componentes de este infierno son muy propensos a chocar a grandes velocidades, dando origen a 3 etapas en las que se divide este proceso. siguientevolver a HISTORIA

34 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o + p 2p e (+) n El primer proceso dura 10 9 años. En él, dos protones o H 1 (ión del hidrógeno que solo posee un protón) chocan a una gran velocidad, dando origen a un H 2 (o dos protones unidos). Esto en grandes términos, el resto son formas de radiación. Entre ella tenemos un positrón (electrón con carga eléctrica positiva), radiación gama y a nuestros neutrinos. siguientevolver a HISTORIA p anterior volver a HISTORIA

35 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La segunda etapa dura unos pocos segundos y consiste en el choque de un H 1 con un H 2. Producto de esto, nos encontramos con un Helio 3, que aún no constituye materia neutra estable, porque es extremadamente inestable. Así vemos como de las primeras partículas y mucha temperatura solamente, se comienzan a crear otras formas de materia, más compleja. De nuevo los neutrinos están presentes en la radiación, en el residuo del producto más significativo. siguientevolver a HISTORIA anterior + p 2p n He 3 volver a HISTORIA

36 a t r á ss i g u i e n t ei n i c i o La última etapa dura 10 5 y, en ella, dos átomos de Helio 3 (formados en el proceso anterior) dan origen al fin de la creación de la materia neutra: su choque crea un átomo de Helio 4 y el proceso está completo. Este tipo de Helio es estable (en el sentido de que no decae como los anteriores). Solamente de protones y mucho calor vemos cómo se llega a crear materia neutra y estable, responsable, entre otras cosas, de lo hermoso de la gran diversidad de nuestro planeta. Entre los restos rescatamos neutrinos siempre y dos protones o H 1. volver a HISTORIA anterior + p p n He 3 He 4


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