¿Podrá la materia existir en un punto?: el condensado Bose-Einstein

por Julio García.

La Teoría General de la Relatividad será recodada, siempre, como el trabajo más representativo de Albert Einstein, sin embargo, el genio alemán incursionó en otros ámbitos de la física, tal vez menos conocidos, pero igual de relevantes. Nos referimos al trabajo teórico, a una intuición que Einstein, junto con el físico de origen indio, Nath Bose, tuvieron en la décadas de los veinte del siglo XX, partiendo, probablemente, de la siguiente pregunta: ¿qué sucede con los átomos que le dan forma a toda la materia conocida cuando éstos se enfrían a temperaturas extremas como los 273 grados bajo cero?

La temperatura en la Tierra, dependiendo evidentemente de la región en la que nos encontremos, oscila en un rango que va de los -60 grados bajo cero y los 60 grados sobre cero cuando ésta resulta extremadamente alta, por lo que, normalmente, la vida como la conocemos no existiría, no estaría presente, si la temperatura de nuestro planeta rebasara estos límites. Pero esta limitante no es aplicable a los átomos que forman la materia, que pueden sobrevivir perfectamente a tan bajas temperaturas sin ningún inconveniente, pero eso sí, experimentando cambios sustanciales en su estructura. En definitiva, ¿cómo es que en realidad se manifiestan los átomos cuando se acercan a los -273 grados bajo cero?

Primero debemos señalar que la temperatura más baja del universo coincide con la temperatura límite a la que se pueden enfriar átomos, lo que significa que estos -273 grados bajo cero, representan el llamado “cero absoluto” de todo lo conocido. Pero, se preguntarán, ¿qué nos dice la temperatura de la materia? O en otras palabras: ¿qué es eso a lo que llamamos temperatura?

Desde la perspectiva de la física, la temperatura es un valor numérico que se le asigna a la cantidad de energía que tiene un cuerpo, más específicamente, a la cantidad de energía que está presente en átomos y moléculas y que se traduce a su vez en cantidad de calor, donde este volumen de energía dependerá de factores como el movimiento individual que experimenta cada átomo y cada molécula así como a la interacción, al roce, que se produce entre ellos. Por consiguiente, podemos deducir que a mayor temperatura en un cuerpo, mayor será la cantidad de energía que libere, que se a su vez se traducirá en un aumento en la cantidad de calor y movimiento. Mientras que, por otro lado, a menor cantidad de temperatura, menor será la cantidad de energía liberada por átomos y moléculas y, por tanto, menor será la cantidad de energía y movimiento que se produzca en las interacciones.

Este fenómeno puede evidenciarse claramente cuando calentamos un pocillo de agua en la estufa: en el instante en que prendemos fuego, las molécula de agua, que todavía se encontrarán en estado líquido, comenzarán a experimentar, paulatinamente, un aumento en su movimiento, en su energía e interacción; pasados 10 o 15 minutos, notaremos que aquellas moléculas se moverán intempestivamente, sin orden alguno, en una danza caótica que las obligará a salir disparadas del recipiente en forma de vapor. Lo mismo sucede, pero de manera inversa, cuando colocamos agua en un congelador, donde, al contrario que con el fuego, las moléculas de agua tenderán a perder energía, a reducir su movimiento e interacción para convertirse, en unas cuantas horas, en
hielo.

Ahora bien: ¿pero qué sucede cuando sometemos átomos y moléculas a temperaturas extremas?, ¿cuando éstas alcanzan el llamado cero absoluto?

En 1995, un equipo liderado por los estadounidenses Eric Cornell y Carl Wiemann, quienes en 2001 obtuvieron el Premio Nobel de Física por su trabajo, lograron enfriar gas de rubidio a una millonésima de grado por encima del cero absoluto, acercándose no solamente a los -273 grados centígrados, sino pudiendo observar directamente algo todavía más trascendente: la existencia empírica del condensado Bose-Einstein, la prueba directa de que cuando átomos y moléculas son super enfriados y alcanzan el cero absoluto, comienzan a tener un comportamiento cuántico, es decir, se vuelven deslocalizables y pasan de ser partículas a ser ondas, como si aquella danza caótica de partículas que se mueven incesantemente y caóticamente fuera del recipiente que está bajo el fuego de la estufa, se detuvieran de pronto, se sintonizaran en una misma frecuencia y comenzaran así a tocar la misma sinfonía para convertirse en una super estructura atómica que más que una partícula se comporta ahora como una onda.

Evidentemente, el comportamiento de la materia a temperaturas tan bajas no puede ser evidenciado en nuestra vida cotidiana, por lo que la materia, cuando alcanza el condensado Bose-Eintein, manifiesta un nuevo estado que va más allá de las cuatro formas que nos enseñaron en la escuela: sólido, líquido, gaseoso y plasma. En suma, la diferencia entre estos cuatro estados con el condensado Bose-Einstein (al que podríamos definir entonces como un nuevo estado de la materia), es que el segundo nos abre las puertas a esa dimensión cuántica que todavía permanece reservada en muchos aspectos a la razón científica, a nuestra capacidad de entendimiento. Sin embargo, estos fenómenos, aunque parezcan tan ajenos, tan desligados de nuestra realidad, paradójicamente nos determinan y tal vez sin ellos no estaríamos aquí escribiendo estas palabras.

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¿Cómo nacen y mueren las estrellas? /II

por Julio García.

Cuando una estrella es capaz de mantener el equilibro que ejerce la gravedad (hacia adentro) y la presión que se produce (hacia fuera), producto de las reacciones termonucleares que se desarrollan en su interior, decimos que dicho astro ha alcanzado la secuencia principal, término que desarrollamos ya con mayor amplitud en nuestro artículo anterior.

Ahora bien: ¿es posible que a través de esta secuencia principal los astrónomos estén capacitados para determinar con certeza el periodo de vida de una estrella? O bien, ¿existen acontecimientos particulares, medibles y cuantificables, que sirvan para comprender en profundidad los complejos mecanismos estelares de nacimiento y muerte?

Una de las respuestas más esclarecedoras para responder a estas y otras interrogantes, vino del pensamiento del físico y matemático de origen indio Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), quien en 1942, y trabajando para la Universidad de Chicago, publicó The Principales of Stellar Dynamics (Principios Dinámicos Estelares), donde propuso, entre otras cosas, que existe un límite
imaginario para determinar el colapso gravitatorio de las estrellas, dependiendo
de la cantidad de masa que éstas posean y de qué tan rápido, o no, quemen su
combustible. En otras palabras, que la vida de un astro depende de varios
factores que van interrelacionados: masa, gravedad, temperatura y tiempo.

Así, uno de los argumentos más relevantes, propuestos por el físico indio, ganador del Premio Nobel 1983, es que entre más masiva sea una estrella, mayor cantidad de gravedad tendrá y, por tanto, más aceleradamente quemará su combustible, es decir, con mayor rapidez el hidrógeno (componente principal) se transformará en helio y en otros componentes químicos más pesados como el hierro, el titanio o el calcio, por mencionar solo algunos. Por otro lado, menor masa implicará menor gravedad, lo que se traducirá en que el combustible sea quemado con mayor lentitud.

El Sol, por ejemplo, es considerado por los físicos como una estrella de masa “media”, amarilla, cuyas temperaturas oscilan entre los 4,600 y los 5,700 grados. Ahora bien: si nos acercamos a la parte del espectro donde se encuentran las estrellas más calientes, aquellas que irradian un tipo de luz casi blanca o “azulada”, observaremos temperaturas que van de los 28,000 a los 50,000 grados. Este tipo de astros, evidentemente, quemarán con mayor rapidez su combustible; lo agotarán en un promedio de tiempo que podría triplicar al del Sol y al de aquellas estrellas “medianas”. Por otra parte, si nos vamos al lado opuesto de esta escala, encontraremos estrellas que irradian luz en longitudes de ondas más largas: un tipo de luz particularmente rojiza que evidenciará, si
tuviésemos la oportunidad de hacer un viaje hacia alguno de estos cuerpos, bajas
temperaturas (del orden 1,700 a los 3,200 grados), lo que implicará a su vez que el combustible de estas “estrellas rojas”, se queme más lentamente y que se mantengan así en la secuencia principal por más tiempo que aquellas estrellas mencionadas anteriormente.

En suma, podemos decir que a mayor concentración de masa en una estrella, más intensa será la gravedad que tratará de “presionar”, de empujar hacia adentro, los procesos termonucleares que se producen en su interior y que tienden a ejercer presión “hacia fuera”. De hecho, la gravedad juega un papel decisivo en el desarrollo de estos procesos termonucleares, ya que sin esta “presión” sería imposible que dichos reacciones tuviesen lugar. Procesos termonucleares que se acelerarán o se ralentizarán y que se verán reflejados en el tipo y cantidad de luz (ligada a la temperatura) que un astro pueda irradiar durante su vida, del periodo de tiempo que una estrella pueda permanecer en la “secuencia principal”, en su equilibro interno.

Pero, ¿ante qué tipo de fenómenos nos enfrentamos cuando una estrella ha quemado todo su combustible, cuando ha logrado convertir todo el hidrógeno en helio y en otros elementos químicos más pesados?

Esto dependerá, como hemos señalado, de la cantidad de gravedad y masa que posea cada uno de estos infernales cuerpos gaseosos. Por ejemplo, un astro como el Sol evolucionará hasta terminar su vida convirtiéndose en una enana blanca. Este tipo de estrellas, difíciles de detectar con telescopios escasa energía que producen, se caracterizan por concentrar en un radio similar al de la Tierra (unos 10,000 kilómetros de diámetro), el resto de masa desprendida luego de que estrellas como la nuestra agotan su combustible y emiten al espacio una nube extremadamente caliente, llamada nebulosa. Cuando una estrella entra en esta etapa de “desprendimiento” de material, cuando comienza a dejar la llamada “secuencia principal”, se convierte en una gigante roja, para luego dejar al descubierto su núcleo (principalmente de carbono ahora), y convertirse, como hemos dicho, en una enana blanca.

Ahora bien: ¿el nacimiento de una enana blanca representa realmente el último eslabón, el proceso evolutivo final, en el que se ve envuelta una estrella?

A esto debemos afirmar que no: una vez que un astro se ha convertido en una enana blanca , si ésta posee una dimensión superior a 1.44 masas solares (conocido como límite de Chandrasekhar), entonces se convertirá en una estrella de neutrones.

Por su parte, las estrellas de neutrones, al igual que las enanas blancas, tienen un límite en su dimensión que las hará convertirse (o no) en otro cuerpos, de tal suerte que si una estrella de neutrones sobrepasa el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (el nombre alude a sus tres descubridores), que es equivalente a tres masas solares, entonces las estrellas de neutrones podrían degenerar en cuerpos tan exóticos y misteriosos como los agujeros negros. Y es en este punto donde la gravedad se vanagloria de haber ganado la contienda al superar las fuerzas termonucleares al interior de la estrella, las cuales han quedado aplastadas y superadas por la presión ejercida por la gravedad.

De todas maneras queda la duda en el aire si cuando las estrellas agotan todo su combustible, al haber logrado sintetizar los elementos químicos más pesados, que se reflejan particularmente en la clasificación que los seres humanos hacemos de ellos a través de la Tabla Periódica de los Elementos, y en general en todo aquello a lo que llamamos realidad, incluyéndonos a nosotros mismos, realmente podemos hablar de muerte estelar, o bien, ¿tan solo podría ser el siguiente paso para el nacimiento de agujeros negros que, de acuerdo con algunas teorías, son ductos que nos podrían conectar con otras dimensiones o inclusive con otros universos? El argumento anterior corresponde más bien al reino de la especulación, a la imaginación humana que busca respuestas profundas a las cuestiones complejas que nos rodean.

¿Cómo nacen y mueren las estrellas /I

por Julio García.

Es una verdad incuestionable que todo proceso vital lleva consigo un principio y un final, donde las leyes de la naturaleza se encargan de regir los mecanismos biológicos que provocan que la finitud de los seres vivientes sea algo prácticamente inevitable. Esta finitud, estos bordes y límites que caracterizan a estos mecanismos naturales, también rigen al mundo inanimado, particularmente al de las estrellas.

El funcionamiento de todos los astros conocidos, incluyendo al Sol, puede ser equiparado con el funcionamiento de una caldera donde se necesita una determinada cantidad de combustible para producir calor. En el caso de las estrellas, el proceso es un tanto más complejo, ya que intervienen, además de principios termodinámicos, procesos radioactivos en un escenario donde la gravedad juega un papel decisivo para encender las inmensas calderas del universo.

Pero, ¿cómo es que las estrellas obtienen su combustible? O bien: ¿cómo es que se mantienen por inmensos periodos de tiempo, por millones de años, encendidas?

Así como el ADN representa para los humanos la piedra angular para producir moléculas complejas, las estrellas se sirven de compuestos químicos como el hidrógeno y el helio para producir calor y mantenerse “vivas”. El hidrógeno está presente en el universo en grandes proporciones, ya que representa el 75% del total de todos los elementos químicos, mientras que, el helio, un gas también, es considerado como el segundo elemento más abundante, de tal suerte que con la ausencia de alguno de estos dos componentes, hubiese sido imposible la formación de elementos químicos aún más pesados y estables, como las rocas y los metales que dieron lugar a la posterior formación del sistema solar y de planetas como el nuestro.

Hoy se sabe que inmensas nubes moleculares, compuestas principalmente de hidrógeno (90%) y helio (9%), contribuyeron de manera decisiva en la formación estelar, tiempo después de que el universo comenzara a enfriarse luego de aquella gran explosión que le dio origen, hace aproximadamente 13,700 millones de años. ¿Pero cómo concebir que a partir de simples nubes moleculares de hidrógeno y helio surgieran cuerpos tan majestuosos como las estrellas?

Una de las explicaciones más plausibles para comprender esto, proviene de los efectos de atracción que ejerce la gravedad sobre los átomos y la materia. Esto es que, gracias a la fuerza de gravedad, aquellas nubes moleculares comenzaron a generar procesos radiactivos suficientemente poderosos para convertir hidrógeno en helio, que devino en un ciclo irreversible donde el helio, derivado del hidrógeno, y debido a las altas temperaturas que en aquellas nubes moleculares se iban presentando gradualmente, iba convirtiendo a este helio recién formado en elementos químicos aún más pesados, dando lugar a la formación de todos los elementos de la tabla periódica y aquellos otros que son esenciales para la vida como el oxígeno. En suma: las estrellas pueden ser equiparadas con grandes fábricas, con inmensas calderas, donde se forman y sintetizan todos los elementos químicos del universo, con excepción del hidrógeno (que es un elemento primordial), y una parte del helio que, se cree, también presenció los primeros instantes del universo, antes de que los primeros astros se formasen.

También es importante mencionar que una de las etapas decisivas para la producción de estrellas, sucede cuando la fuerza de gravedad comienza a incidir, a actuar directamente sobre los átomos de hidrógenos que se encuentran presente en una nube molecular, dando lugar a que ésta nube, llamada protoestrella, colapse sobre sí misma para comenzar el ciclo interminable de combustión de hidrógeno. En suma: cuando una estrella comienza a formarse, lo que en realidad sucede es que la fuerza de gravedad se vuelve más intensa en comparación con la energía térmica (calorífica) que caracteriza a una nube molecular.

Posteriormente, el astro en cuestión tendrá que encontrar su propio “equilibro interno” o su secuencia principal, fenómeno que se evidencia cuando la estrella es capaz de contrarrestar, a través de las reacciones nucleares internas, la presión que ejerce (hacia adentro) la gravedad. En otras palabras, el equilibro se da cuando la lucha entre presión hacia dentro (gravedad) y presión hacia afuera(reacciones termonucleares en el interior de la estrella), encuentran un punto medio donde ninguno de los dos tipos de fuerza salen victoriosas. Y de este equilibro interno, dependerá, evidentemente, la vida de una estrella, de la cantidad de tiempo (en términos de millones de años), que puede irradiar energía y tal, vez, por qué no, formar planetas como la Tierra y seres capaces de plantearse estas y muchas interrogantes más. O como alguna vez lo dijera el ya fallecido astrónomo Carl Sagan: “Somos polvo de estrellas”.

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