Higgs y Englert, Nobel de Física 2013 por su descubrimiento teórico del bosón

Esta partícula completa el modelo estándar, que describe los componentes fundamentales de la naturaleza. El bosón Higgs es el responsable de que las partículas elementales posean masa.

"Estoy abrumado por recibir este premio y quiero agradecer a la Real Academia Sueca este galardón. También me gustaría felicitar a todos aquellos que han contribuido al descubrimiento de esta nueva partícula, y dar las gracias a mi familia, amigos y colegas por su apoyo. Espero que este reconocimiento de la ciencia fundamental sirva para ayudar a crear conciencia sobre el valor de la investigación", ha destacado Peter Higgs en un breve comunicado publicado por la Universidad de Edimburgo, en Escocia.

Los trabajos pioneros de Higgs y de Englert –junto al físico Robert Brout, fallecido en 2011– establecieron en el año 1964 la base teórica de la existencia del bosón de Higgs, una partícula que los físicos trataron de encontrar durante décadas. Todos los esfuerzos fueron infructuosos debido a las enormes dificultades experimentales que conllevaba su detección precisa e inequívoca.

Sin embargo, en el año 2012, el bosón de Higgs fue finalmente identificado por los detectores ATLAS y CMS del CERN. Un hito histórico para toda la comunidad científica.

“Estoy sorprendido porque el premio Nobel de este año haya ido para la física de partículas”, ha declarado el director del CERN, Rolf Heuer. “El descubrimiento del bosón de Higgs en el CERN en año pasado, que verifica el mecanismo Brout-Englert-Higgs, marca la culminación de décadas de esfuerzo intelectual de mucha gente de todo el mundo”.

Además, este año 2013, François Englert y Peter W. Higgs, junto con el CERN, también han sido galardonados con el premio Príncipe de Asturias de Investigación Científica y Técnica 2013 por la formulación de la base teórica de la existencia del bosón de Higgs.

Peter Higgs (Newcastle upon Tyne-Reino Unido, 1929) estudió Física en el King’s College de la Universidad de Londres, donde se doctoró en 1954. Ese año se trasladó a la Universidad de Edimburgo, donde inició su labor docente e investigadora y, salvo un paréntesis de cuatro años en Londres, desarrolló toda su carrera, alcanzando la cátedra de Física Teórica en 1980. Desde 1996 es catedrático emérito de esta universidad. El estudio Broken Symmetries, Massless Particles and Gauge Fields, publicado en septiembre de 1964 en Physics Letters, junto al trabajo Broken Symmetries and the Masses of Gauge Boson que apareció un mes después en Physical Review Letters, son los artículos en los que Higgs expuso su teoría sobre la existencia del bosón escalar.

François Englert (Bruselas-Bélgica,1932) se licenció en Ciencias Físicas en la Universidad Libre de la capital belga en 1958 y se doctoró al año siguiente. Investigador asociado (1959-1960) y profesor asistente (1960-1961) en la Universidad de Cornell (EE.UU.), en 1961 empezó a enseñar en la Universidad Libre de Bruselas, donde también dirigió el Grupo de Física Teórica desde 1980. Desde 1998 es catedrático emérito y, en la actualidad, está vinculado con el Instituto de Estudios Cuánticos de la Universidad Chapman de California (EE UU). En agosto de 1964 publicó con Robert Brout el artículo Broken symmetry and the mass of gauge vector mesons, en el que teorizaban el mecanismo de ruptura de simetría que implicaba la presencia de la partícula fundamental o bosón escalar. (Fuente: SINC)

La vida es de la Tierra; la muerte, de Venus

La vida es de la Tierra; la muerte, de Venus.

¿Visto con lente hiperbóreo, cómo debemos entender esto? Científicamente yo lo veo así:

Desde hace unas décadas, la tecnología de la que disponemos ha hecho posible descubrir que muchas estrellas poseen una cohorte de planetas orbitando a su alrededor, como le sucede a nuestro querido Sol. Por el momento, se ha confirmado la existencia de 893 planetas orbitando otras estrellas, en ocasiones distantes miles de años-luz – distancia que la luz, a la velocidad de trescientos mil kilómetros por segundo, recorre en un año –.

Por supuesto, lo más interesante del descubrimiento de estos exoplanetas – como se ha dado en llamar a cualquier planeta que no orbite alrededor del Sol – es averiguar si existen o no muchos mundos como la Tierra o, al menos, si existen o no planetas habitables para el ser humano. Para averiguar esto, además de escudriñar la vecindad de las estrellas con potentes instrumentos, es también importante avanzar en el estudio de la génesis y evolución de los planetas rocosos, es decir, de planetas como la Tierra que podrían albergar vida, a diferencia de los grandes planetas gaseosos como Júpiter o Neptuno.

El asunto de la generación y evolución de los planetas rocosos no está ni mucho menos claro, ni siquiera en nuestro propio sistema solar. La generación de planetas rocosos es ciertamente necesaria para que pueda surgir vida sobre ellos, pero no todos los planetas rocosos son iguales, ni mucho menos. Ahí tenemos, si no, al planeta Venus, el lucero del alba, planeta hermano de la Tierra que, no obstante, es más seco que la espina de un cactus y, por consiguiente, está muerto. ¿Qué pudo suceder para que los destinos de la Tierra y de Venus hayan sido tan diferentes?

OCÉANOS DE MAGMA

Investigadores de la universidad de Tokyo abordan este problema desde una nueva e interesante perspectiva y publican sus estudios en la revista Nature. Sus hallazgos acarrean importantes consecuencias sobre el número de planetas habitables alrededor de otras estrellas. Veamos por qué.
Los modelos de formación planetaria desarrollados por los astrofísicos postulan que los planetas como la Tierra y Venus se formaron en un proceso de acumulación de materia por fuerzas gravitatorias, seguido por un periodo de gigantescas colisiones con otros protoplanetas similares a ellos, igualmente en formación. Como resultado de estas colisiones, la superficie de ambos planetas –los supervivientes de dichos encuentros– alcanzó elevadísimas temperaturas y se fundió en un océano de magma. Igualmente, debido a estas elevadas temperaturas, toda el agua contenida en los planetas se encontraba en forma de vapor en sus atmósferas.

Cuando el periodo de las grandes colisiones entre protoplanetas terminó, se inició el enfriamiento de la superficie planetaria, tanto en el caso de la Tierra, como en el de Venus. Debido al vapor de agua contenido en la atmósfera primitiva de ambos planetas, es aquí donde se inician dos caminos muy diferentes en su evolución.

El vapor de agua genera un importante efecto invernadero que se opone al enfriamiento. En condiciones de saturación atmosférica de vapor de agua, este impone un límite a la cantidad de energía que puede ser emitida por el planeta, la cual es de unos trescientos vatios por metro cuadrado de superficie. Este límite, a su vez, impone un máximo a la velocidad a la que el planeta puede enfriarse. Dicha velocidad solo podrá aumentar si el agua contenida en la atmósfera se pierde en el espacio exterior.

ENERGÍA Y DISTANCIA

Pero no hay que olvidar que al mismo tiempo que el planeta se enfría emitiendo energía al espacio exterior, también se calienta debido a la energía que recibe de la estrella alrededor de la cual orbita. Si este flujo de energía es igual o cercano a esos trescientos vatios por metro cuadrado, el planeta se mantendrá caliente por mucho tiempo –hasta que pierda suficiente agua de su atmósfera y el efecto invernadero disminuya–. Solo si el flujo de energía es claramente inferior a ese valor, el planeta podrá enfriarse.

A nadie se le oculta que la cantidad de energía que un planeta recibe de su estrella depende de la distancia a la que se encuentra su órbita. La Tierra, situada a una media de ciento cincuenta millones de kilómetros del Sol, recibió en sus orígenes energía en cantidad claramente inferior al límite de trescientos vatios por metro cuadrado. Esto permitió su rápido enfriamiento –en solo unos cuatro millones de años– mucho antes de que el agua de la atmósfera se perdiera. Sin embargo, el océano de magma de Venus –planeta situado a solo unos ciento ocho millones de kilómetros del Sol– se mantuvo así durante cerca de cien millones de años, hasta que el planeta perdió el agua de su atmósfera y esta permitió que el planeta emitiera más energía de la que recibía del Sol. Por esta razón – mantienen los autores del estudio –, la Tierra es húmeda y llena de vida; Venus, seco y yermo.

Este estudio sugiere, por consiguiente, que los planetas rocosos y habitables no solo deben encontrarse en la actualidad a una distancia de su estrella que permita la existencia de agua líquida, sino que durante los primeros millones de años tras su formación debieron enfriarse lo suficientemente rápido como para retener igualmente agua líquida sobre su superficie, condición indispensable para la existencia y la sostenibilidad de la vida. ¿Cuántos de estos habrá ahí fuera?