Blog de Enunlugardelcosmos

Blog dedicado a la cosmología

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

¿Por qué las cebollas hacen llorar?

Escrito por Enunlugarenelcosmos 25-03-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Las cebollas hacen llorar porque libera un compuesto de azufre que reacciona químicamente con el agua de los ojos y forma ácido sulfúrico- Esto hace que se formen más lágrimas para eliminar dicho ácido. Si la cebolla es refrigerada antes de cortarla o se corta bajo el chorro de agua fría, las reacciones químicas se modifican y es menos probable que se salten las lágrimas

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Nucleosíntesis primordial secuencia

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-03-2017 en ciencia. Comentarios (0)

La nucleosíntesis del Big Bang empieza sobre un minuto después del Big Bang, cuando el Universo se ha enfriado lo suficiente como para formar protones y neutrones estables después de la bariogénesis. Las abundancias relativas de estas partículas siguen los argumentos termodinámicos sencillos, combinados con el hecho de que la temperatura media del Universo cambia a través del tiempo (si las reacciones necesarias para alcanzar el termodinámicamente favorecido equilibrio, los valores son demasiado pequeños comparados con los cambios de temperatura provocados por la expansión, las abundancias permanecerían en algún valor específico sin equilibrio). Combinando la termodinámica y los cambios traídos en la expansión cósmica, se puede calcular la fracción de protones y neutrones basada en la temperatura en este punto. Esta fracción favorece a los protones, porque las grandes masas de neutrones resultan de la conversión de neutrones a protones con una vida media de unos 15 minutos. Una característica de la Nucleosíntesis es que las leyes y las constantes físicas que gobiernan el comportamiento de la materia a estos niveles de energía están muy bien comprendidos e incluso la Nucleosíntesis carece de las incertidumbres especulativas que caracterizan los primeros periodos en la vida del Universo. Otra característica es que el proceso de nucleosíntesis está determinado por las condiciones en las que empezó esta fase de la vida del Universo, haciendo que lo que ocurriera antes fuera irrelevante.

Según se expande el Universo, se enfría. Los neutrones libres y los protones son menos estables que los núcleos de Helio y los protones y neutrones tienen una fuerte tendencia a formar He-4. Sin embargo, el He-4 antiguo necesita el paso intermedio de formar el deuterio. En ese momento en que ocurre la nucleosíntesis, la temperatura es suficientemente alta para la energía media por partícula para ser mayor que la energía de enlace del deuterio. Además, cualquier deuterio que se formara se destruiría inmediatamente (una situación conocida como el cuello de botella del deuterio). Así, la formación de He-4 se retrasa hasta que el Universo se vuelva lo suficientemente frío como para formar deuterio, cuando hay una ráfaga repentina de formación de elementos. Poco después, tres minutos después del Big Bang, el Universo está demasiado frío para que ocurra cualquier fusión nuclear. En este punto, las abundancias elementales son fijadas y sólo cambian como productos de la radioactividad de la descomposición de la Nucleosíntesis (como el tritio).

En estos momentos (era leptónica), el Universo era una mezcla de diferentes partículas, donde la proporción aproximada entre bariones y fotones era η = 10^-10. En esta fase, el ritmo de expansión del Universo era mayor que las escalas de tiempo de las diversas interacciones (electromagnética, fuerte o débil) y por tanto las reacciones nucleares se llevaban a cabo tanto en un sentido como en otro, y se mantenía por tanto el equilibrio entre especies. Cuando el ritmo de expansión es inferior a alguna interacción se produce el desacoplamiento. A los 0,1 segundos el Universo se había enfriado hasta una temperatura de 3·10^10 K. El tiempo característico de las interacciones débiles es proporcional a T^5, y por tanto menos sensible a los cambios de temperatura: los neutrinos dejaron de estar en equilibrio y se desacoplaron, comenzando a expandirse adiabáticamente a una temperatura inversamente proporcional al tamaño del Universo. Otras formas de interacción débil, como neutrón + positrón <--> protón + antineutrino aún eran suficientemente rápidas como para mantener un equilibrio entre neutrones y protones. Otros autores han sugerido escenarios alternativos.

La existencia de inhomogeneidades habría tenido una enorme repercusión en la nucleosíntesis primordial. Un segundo después del Big Bang (T = 10^10 K), las reacciones que mantenían el equilibrio entre neutrones y protones se volvieron más lentas que la expansión. La proporción n/p se congeló en torno a 0,18. De esta manera, el mayor contenido de protones daría como resultado la abundancia de hidrógeno y helio. A los 10 segundos, con T = 3·10^9 K, los fotones dejaron de ser lo suficientemente energéticos para crear pares electrón-positrón. Se produjo una aniquilación de pares que dio lugar a una proporción de un electrón por cada 10^9 fotones. Éste fue el fin de la era leptónica, dando lugar a la era de la radiación, que duró hasta unos 372.000 años de media tras el Big Bang, comenzando hacia 257.000 años hasta pasados los 487.000, momento en el que la materia y la energía se desacoplaron completamente, a una temperatura de unos 3000 K, y produjeron la radiación de fondo, que actualmente, debido al desplazamiento al rojo, tiene una temperatura de antena de unos 2,7 K.

Durante la era de la radiación no se pudo producir deuterio u otros núcleos más pesados, hasta que la temperatura descendió a 9·10^8 K , unos 200 segundos después del Big Bang. En este momento la síntesis del deuterio se produjo en cantidades apreciables y comenzó la nucleosíntesis primordial. El deuterio se combinó con los protones, dando lugar al 3He. Poco después la mayor parte de neutrones se integraron dando lugar al 4He. Con una proporción n/p = 0,15, ligeramente tras la 'congelación', la proporción entre el hidrógeno y el 4He es de 3 a 1. Tal y como anticiparon Enrico Fermi y sus colaboradores, como hay núcleos atómicos estables de masa atómica 5 y 8, la actividad nuclear se detuvo en el 4He, debido a que la combinación de las dos especies más abundantes, hidrógeno y 4He producen un núcleo inestable de masa atómica 5.

La síntesis finalizó 1000 segundos después del Big Bang, a una temperatura de 3·10^8 K. Posteriormente, la desintegración del tritio en 3He, mientras los núcleos atómicos de masa 7 acabaron transformados en 7Li, produjeron un Universo compuesto mayoritariamente por hidrógeno y 4He, con trazas de deuterio, 3He y 7Li. El resto de elementos de la tabla periódica se sintetizaron posteriormente mediante procesos de nucleosíntesis estelar, auténticos hornos nucleares. Wikipedia

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Curiosidades voyager

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-03-2017 en ciencia. Comentarios (0)

 Las Voyager I y II fueron lanzadas en Agosto y Septiembre de 1977 aprovechando una rara alineación de los planetas que permitía visitar muchos planetas de un sólo viaje. El Voyager I visitó Júpiter en 1979 y Saturno en 1980-81 igual que el Voyager II quien además visitó Neptuno en agosto de 1989. Ambos mandaron a la tierra unos 5 billones de bits de datos (incluyendo unas 100.000 fotos). La Voyager 1 se calcula que dentro de un par de millones de años pasará cerca de Aldebarán, la principal estrella de Tauro (a 68 años-luz de nosotros), pero como la estrella tiene también su propio movimiento relativo, no estará en ese punto para recibirla…El Voyager II pasará junto a la estrella Barnard en el año 8571 y junto a Sirio (la estrella más brillante de nuestro cielo nocturno) en el año 296036.

Fuentes: Wikipedia,Naukas,UMA.

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Primera observación directa de los orbitales de electrones de un átomo (Hidrógeno)

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-03-2017 en ciencia. Comentarios (0)

La primera observación directa de los orbitales de electrones de un átomo (Hidrógeno). El átomo más simple y común en el universo y sin el cual nada existiría tal y como es ahora.

Una estructura orbital es el espacio de un átomo que está ocupado por un electrón. Pero al describir estas propiedades microscópicas de la materia los científicos han tenido que depender de las funciones de onda, una manera matemática de describir los difusos estados cuánticos de las partículas, es decir, cómo se comportan en el espacio y el tiempo. Normalmente, los físicos cuánticos usan fórmulas como la ecuación de Schrödinger para describir estos estados, a menudo con números complejos y complejos gráficos.

El átomo de hidrógeno, es conocido también como átomo monoelectrónico, debido a que está formado por un protón que se encuentra en el núcleo del átomo y que contiene más del 99,9 % de la masa del átomo, y un sólo electrón ,unas 1836 veces menos masivo que el protón, que "orbita" alrededor de dicho núcleo.

El comportamiento similar al de una onda de un electrón enlazado se describe por una función llamada orbital atómico. Cada orbital tiene su propio conjunto de números cuánticos ,tales como energía, momento angular y proyección del momento angular, y sólo existe un conjunto discreto de estos orbitales alrededor del núcleo. Según el principio de exclusión de Pauli, cada orbital puede ser ocupado hasta por dos electrones, los cuales no pueden tener el mismo número cuántico de espín.

Los electrones se pueden transferir entre diferentes orbitales mediante la emisión o absorción de fotones con una energía que coincida con la diferencia de potencial.

http://omicrono.elespanol.com/…/primera-imagen-real-de-un-…/


Historia de la astronomía "el gran debate"

Escrito por Enunlugarenelcosmos 23-03-2017 en historia. Comentarios (0)

Gran Debate es el nombre que reciben los debates que tuvieron lugar durante la década de 1920 sobre la naturaleza de lo que entonces se llamó «nebulosas», y que son en realidad galaxias fuera la Vía Láctea. La discusión se centró en la naturaleza y la distancia de estos objetos, y consecuentemente en su naturaleza galáctica o extragaláctica. La fecha más famosa de este debate es la del 26 de abril de 1920 en el Museo Nacional de Historia Natural del Instituto Smithsoniano.

Los dos principales protagonistas de este debate fueron Harlow Shapley y Heber Doust Curtis. El primero defendía la idea de que el universo observable no se extiende más allá de la Vía Láctea; el segundo defendía la idea opuesta, basándose sobre todo en la observación de novas en lo que ahora se llama la galaxia de Andrómeda.

El debate aprovechaba las observaciones de Vesto Slipher, quien en 1914 había detectado un cierto número de corrimientos hacia el rojo en algunas de esas nebulosas, cuya amplitud, relacionada por el efecto Doppler con su velocidad de desplazamiento, parecía indicar que estos objetos no estaban gravitacionalmente conectados con nuestra galaxia.

Por su parte, Shapley participaba en la detección de movimientos en el seno de la nebulosa de Andrómeda, y tendía a pensar que este objeto tenía una extensión relativamente modesta y, por tanto, próxima a la del Sistema Solar.

Ahora se sabe que esas mediciones eran erróneas y que no es posible detectar movimientos significativos dentro de la galaxia de Andrómeda en escalas de tiempo del orden de la duración de una vida humana. Por otra parte, se desconocen los elementos que llevaron a Shapley a pensar que había observado movimientos dentro de esos objetos.

El Gran Debate lo cerró en 1925 o 1926 Edwin Hubble, quien detectó cefeidas y muchas otras estrellas variables en varias de esas nebulosas (especialmente NGC 6822, M33, M32 y M31), que permiten medir su distancia y, por lo tanto, probar la naturaleza extragaláctica de estos objetos.

Imagen:La galaxia del Triángulo (M33), en la cual Edwin P. Hubble identificó treinta y cinco cefeidas en 1926, permitiendo así medir su distancia y demostrar su naturaleza extragaláctica. Wikipedia

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