La presión en el interior de un protón

Dibujo20180517 radial pressure distribution in the proton nature 41586_2018_60

El protón está formado por tres quarks de valencia confinados entre una infinidad de gluones y pares quark-antiquark virtuales. Usando electrones de alta energía que se internan en el protón y colisionan con los quarks mediante dispersión de Compton se ha medido la distribución radial de la presión a la que están sometidos los quarks dentro del protón. Se publica en Nature que la presión media alrededor del centro (en una esfera de radio menor de 0,6 femtómetros) alcanza los 1035 pascales, como un orden de magnitud superior a la que se alcanza en el centro de una estrella de neutrones, cuyo máximo se estima en unos 1034 Pa (*).

El artículo es V. D. Burkert, L. Elouadrhiri, F. X. Girod, “The pressure distribution inside the proton,” Nature 557: 396–399 (16 May 2018), doi: 10.1038/s41586-018-0060-z. Los datos usados son de CLAS Collaboration, “Cross Sections for the Exclusive Photon Electroproduction on the Proton and Generalized Parton Distributions,” Phys. Rev. Lett. 115: 212003 (17 Nov 2015), doi: 10.1103/PhysRevLett.115.212003, arXiv:1504.02009 [hep-ex] (ver también el último CLAS Collaboration Meeting, 6-9 Mar 2018). La estimación de la presión en el interior de una estrella de neutrones es de Feryal Özel, Paulo Freire, “Masses, Radii, and the Equation of State of Neutron Stars,” Annual Review of Astronomy and Astrophysics 54: 401-440 (Sep 2016), doi: 10.1146/annurev-astro-081915-023322, arXiv:1603.02698 [astro-ph.HE].

(*) Gracias a un comentario de Pelau he cambiado esta frase. No sabemos cuál es la presión máxima en el interior de una estrella de neutrones. El valor que cito (también citado por otros medios, como aclara Pelau) es una estimación grosera basada en la figura 7 del artículo de Özel yFreire que presenta la estimación para 19 modelos teóricos.

Dibujo20180526 dominant mechanism DVCS process aps prl 10 1103 PhysRevLett 115 212003

La medida de la presión se basa en la estimación de los elementos de la matriz del tensor de energía-momento, <p’|Tαβ|p>, el llamado factor de forma gravitacional (GFF), introducido por Kobzarev y Okun en 1962 para estudiar la interacción gravitacional entre fermiones. El GFF tiene tres términos escalares que determinan la distribución de presión, masa y momento angular, respectivamente. Para estimar el primero de estos términos se han usado los datos de la Colaboración CLAS en el acelerador Jefferson Lab que colisiona electrones a 5.75 GeV contra átomos de hidrógeno (ya se están acelerando a 12 GeV en el marco de CLAS12).

La colaboración CLAS estudia los fotones emitidos por dispersión Compton (e p → e’ p’ γ) de tipo DVCS (deeply virtual Compton scattering). Como muestra el diagrama de Feynman, en este tipo de dispersión un fotón virtual (γ*) media la interacción entre el electrón y un quark, que se excita y emite un fotón (γ) observable; en las observaciones hay que separar este proceso DVCS del proceso de Bethe–Heitler en el que es el electrón dispersado el que emite el fotón observable.

La figura que abre esta entrada muestra la distribución radial de presión p(r) determinada a partir de los resultados de CLAS para colisiones a 6 GeV (curva continua en negro junto a su dispersión a una sigma en verde claro y a dos sigmas en verde oscuro). El área sombreada en rojo es la estimación futura a una sigma esperada tras el análisis de las colisiones a 12 GeV. Se observa que la presión cambia de signo para r = 0.6 fm, siendo positiva (repulsiva) en el interior, con un pico máximo cerca de r = 0.25 fm, y negativa (atractiva) en el exterior.


20 Comentarios

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PedroPedro

Cuando el electrón entra en el protón se conforma como resultado un neutrón? Parecido a lo que sucede en las estrellas de neutrones? .

Francisco R. Villatoro

Pedro, hay dispersión inelástica (como la que comentas) mediada por la interacción débil y dispersión elástica (un simple choque como observa CLAS) mediado por la interacción electromagnética; como puedes imaginar, domina la segunda, por razones obvias.

EloyEloy

Interesante , nunca había visto tal nivel de profundidad en información en relación a lo que sucede dentro de un nucleón , Se agradece , . …en relación al contenido : siempre había creído que los electrones no emitían rayos gamma , que cuando eran acelerados a grandes velocidades , por ejemplo , y luego frenados , lo máximo que liberaban eran rayos X . o quizá entendí mal , disculpa entonces ….. Gracias por tan excelente entrada .

Francisco R. Villatoro

Eloy, no entiendo. Supongo que te refieres a que a baja energía los átomos emiten rayos X y los núcleos de los átomos emiten rayos gamma. Aquí se está hablando de electrones de alta energía, que emiten fotones, partículas que se representan por la letra gamma.

RogerRoger

“Se publica en Nature que la presión media alrededor del centro (en una esfera de radio menor de 0,6 femtómetros) alcanza los 1035 pascales (muy superior a la que se alcanza en el interior de una estrella de neutrones, que se estima en 1.6 × 1032 Pa” …. si con esta explicación no entendemos el poder energético que contiene un átomo en su interior , ya no se de que manera hay que explicarlo . ¡impactante! . gracias Francis por tu gran aporte .

RogerRoger

Bueno , pero si consideramos un átomo con 60 electrones . No creo que la energía de éstos vaya a ser despreciable si la suma de 6 de ellos hace la de un quark .

RogerRoger

que yo en vez de decir protón diga átomo para destacar el poder de éstas partículas no creo que merezca una corrección . mas me parece una pedantería .

Francisco R. Villatoro

Roger, hay una gran diferencia entre energía atómica, energía nuclear y energía nucleónica (un factor de mil entre cada caso). Quizás te parezca pedante un factor de mil. Pero lo siento, hay está (aunque parece que no sabes calcularlo).

Samuel HGSamuel HG

no entiendo mucho de estos temas , pero igual me interesa leer . con respecto al tema que se discute mas arriba se me ocurre lo siguiente : si hago reaccionar un protón con un antiprotón obtengo una cantidad de energía , si pongo en contacto un átomo de hidrógeno con su contraparte de antimateria me imagino que obtengo más energía , ya que estoy incluyendo la energía de la aniquilación de un positrón con un electrón . me imagino que a eso apuntaba el comentario de Roger cuando se refería al poder del átomo .

AngelAngel

Haber si entiendo alguna de esas diferenciadas arriba mencionadas – atómica , nuclear , nucleónica : en el interior de un protón hay una cantidad de energía (nucleónica) para mantener Unidos a los tres quarks mediada por los gluones (nuclear fuerte , la mayor de todas las conocidas) , pero no se su magnitud comparativamente . ahora Si queremos formar un átomo de helio necesitamos vencer a la interacción electromagnética de repulsión Que separa los dos protones mediante la interacción fuerte residual . (mediada por piones …. La que se libera en las estrellas) teniendo aquí lo que se conoce como la energía nuclear … ahora Si el profesor se arma de paciencia y nos explica … yo felíz , porque este tema sí que es apasionante .

Francisco R. Villatoro

Angel, la energía de enlace (defecto de masa) en los átomos ronda los 0.1 keV (p.ej. para el helio son unos 50 eV), en los núcleos ronda los 10 MeV (p.ej. para el helio son unos 3 MeV) y en los nuclones ronda los 0.3 GeV. Como ves hay un factor de mil entre cada uno. En la energía nuclear y de fisión se libera energía en la escala MeV. Solo se alcanzan energías de GeV en los colisionadores de partículas (y en la aniquilación materia-antimateria bariónica).

Angel Rodriguez MonterrubioAngel Rodriguez Monterrubio

Hola! En el grupo de coffe break club de Fans de facebook, hemos estado pensando en la posibilidad de que puedan existir (lo que nos llevó hasta algún artículo de arxiv y uno tuyo) estrellas de quarks por encima de 2.2-2.5 masas solares. Releeo tu artículo y no acabo de concretar si, esa presión tres órdenes de magnitud superior a la correspondiente a una estrella de neutrones significa que es muy posible que pueda sustentar una hipotética estrella de quarks, y evitar el colapso de ésta en agujero negro, o por el contrario indica precisamente todo lo contrario.
Muchísimas gracias por el esfuerzo y trabajo que te tomas en hacer comprensible lo complejo

Francisco R. Villatoro

Angel, la diferencia entre la máxima masa para una estrella de neutrones y para una estrella de quarks es muy pequeña, así que si existen estas últimas solo evitan el colapso de estrellas un poco más masivas que las que conducen a las primeras, y no impiden que estrellas muchos más masivas colapsen en agujeros negros. De hecho, en algunos modelos se supone que el núcleo de una estrella de neutrones es una estrella de quarks. Hay mucha incertidumbre sobre estos temas. Para el estado actual te recomiendo el artículo de Kent Yagi, Nicolás Yunes, “Approximate universal relations for neutron stars and quark stars,” Physics Reports 681: 1-72 (2017), doi: 10.1016/j.physrep.2017.03.002, arXiv:1608.02582 [gr-qc].

PelauPelau

Dos dudas por el precio de una:

En otros medios que han cubierto la noticia se habla de una diferencia de 1 orden de magnitud: “Protons contain 10 times more pressure than a neutron star”, “The pressure inside every proton is 10x that inside neutron satars”, etc.

Aquí incluso citan las palabras de Burkert:
https://gizmodo.com/scientists-calcu...-1826080338
“Neutron stars are some of the densest objects we know of in the universe,” Volker Burkert, Jefferson Lab Hall B leader, told Gizmodo. “It’s an order of magnitude bigger than that. It could be the record observation of a pressure on Earth.”

Burkert supuestamente hace esa comparación apoyado en el paper de Özel y Freire. El paper de Özel y Freire me supera ampliamente, pero hasta donde yo entiendo lo máximo que ellos dicen al respecto está en la pág 24: “The densities in the [neutron star] cores can reach ∼ 10ρsat.”

ρsat es la nuclear saturation density, mencionada por primera vez en la pág 2: “Stars of such extreme compactness have central densities that are 5-10 times the nuclear saturation density ρsat = 2.8 × 10^14 g cm3.”

Lo cual me lleva de nuevo a la pág 24: “The nuclear saturation density can then be equivalently expressed as a mass density ≃ 2.8 × 10^14 g cm3 or a particle density ≃ 0.16 fm3. Similarly, the pressure is typically expressed in units of MeV fm3 ≡ 1.6 × 10^33 dyne cm2.”

Entiendo pues que 1.6 × 10^33 dyne cm2 es la ρsat expresada como presión. Convertida a pascales da 1.6 × 10^32 Pa. Multiplicada por 10 (“…in the cores can reach ∼ 10ρsat”) da 1.6 × 10^33 Pa. Es decir 2 órdenes de magnitud menor que la presión media en el interior del protón (10^35 Pa).

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Francisco R. Villatoro

Pelau, gracias por estar atento. Tienes razón, no sabemos cuál es la presión en el centro de una estrella de neutrones, la figura 7 de Özel y Freire presenta múltiples modelos que van de 0.2 a 200 MeV/fm³ (siendo para ρsat un valor entre 1 y 6 MeV/fm³). Tomando como valor máximo 100 MeV/fm³ la presión máxima sería de 1.6 × 10^34 Pa, de ahí que se hable de un orden de magnitud. Cambio la entrada.

PelauPelau

Muchas gracias a ti, Francis. Lo menos que podemos hacer tus lectores es prestar la debida atención (dentro de nuestras capacidades) a la vasta información de alta calidad que nos provees 🙂

Saludos.

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