Blog de Enunlugardelcosmos

Blog dedicado a la cosmología

En este blog encontrarás artículos y noticias relacionadas con el cosmos y con la ciencia.

Las partículas alpha (α)

Escrito por Enunlugarenelcosmos 28-10-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Las partículas (α) son núcleos completamente ionizados, es decir, sin su envoltura de electrones correspondiente, de helio-4 (4He). Estos núcleos están formados por dos protones y dos neutrones. Al carecer de electrones, su carga eléctrica es positiva (+2qe), mientras que su masa es de 4 uma.

Se generan habitualmente en reacciones nucleares o desintegración radiactiva de otros núclidos que se transmutan en elementos más ligeros mediante la emisión de dichas partículas. Su capacidad de penetración es pequeña; en la atmósfera pierden rápidamente su energía cinética, porque interaccionan fuertemente con otras moléculas debido a su gran masa y carga eléctrica, generando una cantidad considerable de iones por centímetro de longitud recorrida. En general no pueden atravesar espesores de varias hojas de papel.

Tiene una carga de 3,2 10^-19 coulombs y una masa de 6,68 10^-27 kg.

En los años 1899 y 1900, los físicos Ernest Rutherford (trabajando en la Universidad McGill en Montreal, Canadá) y Paul Villard (trabajando en París) separaron la radiación en tres tipos basándose en la penetración de objetos y en la deflexión por un campo magnético, finalmente nombradas por Rutherford radiación alfa, radiación beta y radiación gamma.1 Los rayos alfa fueron definidos por Rutherford como los que tienen la menor penetración de objetos ordinarios.

Imágenes: 1.Partícula alfa. 2. La radiación alfa consiste en núcleos de helio-4 (4He) y es detenida fácilmente por una hoja de papel. La radiación beta, que consiste en electrones, es detenida por una placa de aluminio. La radiación gamma es finalmente absorbida cuando penetra en un material denso. El plomo es bueno en la absorción de la radiación gamma, debido a su densidad.

Foto de En un lugar del cosmos.

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Nucleosíntesis de supernovas

Escrito por Enunlugarenelcosmos 28-10-2016 en ciencia. Comentarios (0)

La Nucleosíntesis de supernovas se refiere a la producción de nuevos elementos químicos dentro de las supernovas. Ocurre principalmente debido a la nucleosíntesis explosiva durante la combustión de oxígeno explosivo y la combustión del silicio. Estas reacciones de fusión crean los elementos silicio, azufre, cloro, argón, potasio, calcio, escandio, titanio, vanadio, cromo, manganeso, hierro, cobalto y níquel. Como resultado de su expulsión desde supernovas individuales, sus abundancias crecen incrementalmente en el medio interestelar. Los elementos pesados (más pesados que el níquel) son creados principalmente por un proceso de captura de neutrones conocido como Proceso-R. Sin embargo, hay otros procesos que se piensa que son responsables de algunas nucleosíntesis de elementos, principalmente un proceso de captura de protones conocido como el Proceso rp y un proceso de fotodisgregación conocido como el Proceso p. Al final se sintetizan los isótopos más ligeros (pobres en neutrones) de los elementos pesados.

Debido a las grandes cantidades de energía liberadas en una explosión de supernovas se alcanzan temperaturas mucho mayores que en las estrellas. Las temperaturas más altas para un entorno donde se forman los elementos de masa atómica de mayor de 254, el californio siendo el más pesado conocido, aunque sólo se ve como elemento sintético en la Tierra. En los procesos de fusión nuclear en la nucleosíntesis estelar, el peso máximo para un elemento fusionado en que el níquel, alcanzando un isótopo con una masa atómica de 56. La fusión de elementos entre el silicio y e níquel ocurre sólo en las estrellas más grandes, que termina como explosiones de supernovas (ver proceso de combustión del silicio). Un proceso de captura de neutrones conocido como el proceso-s que también ocurre durante la nucleosíntesis estelar puede crear elementos por encima del bismuto con una masa atómica de aproximadamente 209. Sin embargo, el proceso-s ocurre principalmente en estrellas de masa pequeña que evolucionan más lentamente.

Durante la nucleosíntesis de supernovas, el Proceso-R (R de Rápido) crea isótopos pesados muy ricos en neutrones, que se descomponen después del evento a la primera isobara estable, creando de este modo los isótopos estables ricos en neutrones de todos los elementos pesados. Este proceso de captura de neutrones ocurre a altas densidades de neutrones con condiciones de grandes temperaturas. En el Proceso-R, los núcleos pesados son bombardeaedos con un gran flujo de neutrones para formar núcleos ricos en neutrones altamente inestables que rápidamente experimentan la desintegración beta para formar núcleos más estables con un número atómico mayor y la misma masa atómica. El flujo de neutrones es increíblemente alto, unos 10^22 neutrones por centímetro cuadrado por segundo. Los primeros cálculos de un Proceso-R, muestran la evolución de los resultados calculados con respecto al tiempo, también sugieren que en el Proceso-R las abundancias son una superposición de diferentes flujos de neutrones. Las pequeñas afluencias producen el primer pico de abundancias del Proceso-R cerca del peso atómico A = 130 pero no actínidos, mientras que las grandes afluencias producen los actínidos Uranio y Torio, pero no contiene el pico de abundancia de A = 130. Estos procesos ocurren en una fracción entre un segundo y unos cuantos segundos, dependiendo de detalles. Cientos de artículos relacionados publicados han utilizado esta aproximación dependiente del tiempo. De modo interesante, la única supernova moderna cercana, la 1987A, no ha revelado enriquecimientos del Proceso-R. La idea moderna es que el Proceso-R puede ser lanzado desde algunas supernovas, pero se agota en otros como parte de los neutrones residuales de la estrella o de un agujero negro.

Foto de En un lugar del cosmos.

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modo-B

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-10-2016 en ciencia. Comentarios (0)

La polarización de modo-B es una señal de polarización en la radiación de fondo de microondas cósmicas. El patrón de polarización en el fondo cósmico de microondas se puede dividir en dos componentes.

Primero, un componente de un gradiente rotacional libre único, el modo-E (nombrado en analogía a los campos electrostáticos), se observó por primera vez en 2002 por el Interferómetro de Escala Angular de un Grado (IEAG).
El segundo componente es una divergencia rotacional libre, y se conoce como el modo-B (nombrado en analogía a los campos magnéticos).
Los cosmólogos predicen dos clases de modos-B, el primero generado durante la inflación cósmica, poco después de la Gran Explosión y el segundo generado por efecto de lente gravitatoria a veces más tarde.

El BICEP2 anunció en marzo de 2014 que habían detectado el primer tipo de modos-B, en consonancia con ondas de inflación y gravitacionales en el universo temprano en el nivel de r=0.20 0.07/-0.05 que es la cantidad de energía presente en las ondas gravitacionales en comparación con la cantidad de energía presente en otras perturbaciones de densidad escalar en el universo temprano.

El segundo tipo de modos-B fue descubierto anteriormente utilizando el Telescopio Polo Sur de la Fundación Nacional para la Ciencia con la ayuda del Observatorio Espacial Herschel. Este descubrimiento puede ayudar a probar teorías sobre el origen del universo. Los científicos están utilizando los datos de la misión Planck de la Agencia Espacial Europea, para obtener una mejor comprensión de estas ondas.

Paul Steinhardt se muestra escéptico, sugiere que la dispersión de la luz a partir de polvo cósmico y la radiación de sincrotrón de electrones, tanto en la Vía Láctea, podría haber causado las lecturas.

imagen: Representación artística que muestra cómo la luz de los comienzos del universo es desviada por el efecto de lente gravitacional de estructuras cósmicas masivas forman modos-B a medida que viajan a través del universo.

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Mar de Dirac o el Océano de Dirac

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-10-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Como el Mar de Dirac o el Océano de Dirac se conoce al modelo teórico del vacío que sería como un mar infinito de partículas con energía negativa. Fue desarrollado por el físico británico Paul Dirac en 1930 para tratar de explicar los estados cuánticos anómalos con energía negativa predichos por la ecuación de Dirac para electrones relativistas. Antes de su descubrimiento experimental en 1932, el positrón, la antipartícula correspondiente al electrón, fue concebida originalmente como un hueco en el mar de Dirac.

Al analizar la naturaleza de las partículas subatómicas Dirac comprendió lo que gracias a él sabemos hoy: que hay una infinidad de estados cuánticos en los que dichas partículas pueden estar. Pero entonces debían de existir ya una infinidad de partículas ocupando todos esos posibles estados cuánticos, este es el mar de Dirac, del que también se deduce la antimateria, ya que es posible mediante aceleradores de partículas y otros medios de convertir a una partícula en otra y así "sacarla" del mar de Dirac, lo cual resultaría en un estado cuántico que nada ocuparía, y que Dirac comprendió que no podía ser, así que dedujo que cuando una partícula se convertía en otra debía de haber también alguna, en alguna parte, que "bajara" y ocupara dicho espacio, solo que lo haría con la energía opuesta a la otra que había "salido", esta es la antimateria.

Foto de En un lugar del cosmos.

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Oscilaciones de neutrinos

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-10-2016 en ciencia. Comentarios (0)

En física de partículas las oscilaciones de neutrinos son un fenómeno mecánico cuántico donde un neutrino creado con un sabor leptónico específico (electrón, muón o tau) es posteriormente medido con un sabor distinto. La probabilidad de medir un sabor particular para un neutrino varía periódicamente a medida que se propaga a través del espacio.

Predicho por vez primera por Bruno Pontecorvo en 1957,2 la oscilación de neutrinos ha sido observada desde entonces en una multitud de experimentos en varios contextos diferentes. Además, resultó ser la solución al problema de los neutrinos solares de larga duración.

La oscilación de neutrinos es de gran interés teórico y experimental, ya que la observación del fenómeno implica que el neutrino tiene una masa no nula, característica que no estaba incluida como parte del modelo estándar de física de partículas.

El descubrimiento de la prueba de la oscilación de neutrinos, y por lo tanto, de la masa del neutrino, hecha por Takaaki Kajita en el Observatorio SuperKamiokande y Arthur McDonald en el Observatorio de neutrinos de Sudbury supusó para ellos la obtención del Premio Nobel de Física de 2015.

Foto de En un lugar del cosmos.

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