miércoles, 22 de enero del 2020 Fecha
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¡Enanas blancas! Estrellas misteriosas

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Astronomía y Astrofísica    ~    Comentarios Comments (3)

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Una enana blanca es una pequeña y densa estrella que es el resultado final de la evolución de todas las estrellas (por el ejmplo el Sol), excepto las muy masivas. Según todos los estudios y observaciones, cálculos, midelos de simulación, etc., estas estrellas se forman cuando, al funal de la vida de las estrellas medianas, al final de sus vidas, cuando agotan el combustible de fusión nuclear, se produce el colapso de sus núcleos estelares, y quedan expuestas cuando las partes exteriores de la estrella son expulsadas al espacio interestelar para formar una Nebulosa Planetaria.

El Núcleo se contrae bajo su propia gravedad hasta que, habiendo alcanzado un tamaño similar al de la Tierra , se ha vuelto tan densa (5 x 108 Kg/m3) que sólo evista su propio colapso  por la preseión de degeneración de los electrones (como sabeis los electrones son fermiones que estando sometidos al Principio de exclusión de pauli, no pueden ocupar niguno de ellos el mismo lugar de otro al tener el mismo número cuántico y, siendo así, cuando se cjuntan demasiado, se degeneran y comienzan una frenética carrera que, en su intensidad, puede, incluso frenar la implosión de una estrella -como es el caso de las enanas blancas).

Las enanas blancas se forman con muy altas temperaturas superficiales (por encima de los 10 000 K) debido al calor atrapados en ellas, y liberado por combustiones nucleares previas y por la intensa atracción gravitacional que sólo se ve frenada por la degeneración de los electrones que, finalmente, la estabilizan como estrella enana blanca.

Este tipo de estrellas, con el paso del tiempo, se enfrían gradualmente, volviéndose más débiles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30 por ciento de las estrellas de la vecindad solar, aunque debido a sus bajas luminosidades  de 10-3 - 10-4 veces la del Sol, pasan desapercibidas. La máxima máxima posible de una enana blanca es de 1,44 masas solares, el límite de Shandrasekhar. Un objeto de masa mayor se contraería aún más y se convertiría en una estrella de neutrones o, de tener muha masa, en un agujero negro

Visión artística de una enana blanca, Sirio B – Crédito: NASA, ESA y G. Bacon (STScl)

Las enanas blancas son estrellas calientes y pequeñas, generalmente como del tamaño de la Tierra, por lo que su luminosidad es muy baja. Se cree que las enanas blancas son los residuos presentes en el centro de las nebulosas planetarias. Dicho de otra manera, las enanas blancas son el núcleo de las estrellas de baja masa que quedan después de que la envoltura se ha convertido en una nebulosa planetaria.

El núcleo de una enana blanca consiste de material de electrones degenerados. Sin la posibilidad de tener nuevas reacciones nucleares, y probablemente después de haber perdido sus capas externas debido al viento solar y la expulsión de una nebulosa planetaria, la enana blanca se contrae debido a la fuerza de gravedad. La contracción hace que la densidad en el núcleo aumente hasta que se den las condiciones necesarias para tener un material de electrones degenerados. Este material genera presión de degeneración, el cual contrarresta la contracción gravitacional.

Al ser estudiadas más a fondo las propiedades de las enanas blancas se encontró que al aumentar su masa, su disminuye. A partir de esto es que se encuentra que hay un límite superior para la masa de una enana blanca, el cual se encuentra alrededor de 1.4 masas solares (MS). Si la masa es superior a 1.4 MS la presión de degeneración del núcleo no es suficiente para detener la contracción gravitacional. Este se llama el límite de Chandrasekhar.
Debido a la existencia de este límite es que las estrellas de entre 1.4 MS y 11 MS deben perder masa para poder convertirse en enanas blancas. Ya explicamos que dos medios de pérdida de masa son los vientos estelares y la expulsión de nebulosas planetarias.

A supernova remnant about 7,000 light years from Earth.

                                        A esto puede dar lugar la unión de dos enanas blancas

Después de que una estrella se ha convertido en enana blanca, lo más probable es que su destino sea enfriarse y perder brillo. Debido a que las enanas blancas tienen una baja luminosidad, pierden energía lentamente, por lo que pueden permanecer en esta etapa en el orden de años. Una vez que se enfrían, se vuelven rocas que se quedan vagando por el Universo. Este es el triste destino de nuestro Sol.

La detección de enanas blancas es difícil, ya que son objetos con un brillo muy débil. Por otro lado, hay ciertas diferencias en las enanas blancas según su masa. Las enanas blancas menos masivas sólo alcanzan a quemar hidrógeno en helio. Es decir, el núcleo de la estrella nunca se comprime lo suficiente como para alcanzar la temperatura necesaria para quemar helio en carbono. Las enanas blancas más masivas sí llevan a cabo reacciones nucleares de elementos más pesados, es decir, en su núcleo podemos encontrar carbono y oxígeno.

Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K.

Allá por el año 1908, siendo Chandraskhar un avanzado estudiante de física, vivía en Madrás, en la Bahía de Bengala (En cuyo Puerto trabajó  Ramanujan), y, estando en la aquella ciudad el célebre científico Arnold Sommerfeld, le pidió audiciencia y se pudo entrevistar con él que, le vino a decir que la física que estudiaba estaba pasada, que ahora se estaban estudiando nuevos caminos de la física y, sobre todo, uno a cuya teoría se la llamaba mecánica cuántica que podía explicar el comportamiento de lo muy pequeño.

Subrahmanyan Chandrasekhar 1 300x204 Subramanyan Chandrasekhar

                        Chandrasekhar

Cuando se despidieron Sommerfeld dio a Chandrasekhar la prueba de imprenta de un artículo técnico que acaba de escribir. Contenía una derivación de las leyes mecanocuánticas que gobiernan grandes conjuntos de electrones comprimidos en volúmenes pequeños, por ejemplo (para este caso) en una estrella enana blanca.

A partir de aquel artículo, Chandrasekhar buscó más información y estudió estos fenómenos estelares que desembocaban en enanas blancas. Este tipo de estrella habían descuibiertas por las astrónomos a través de sus telescopios. Lo misterioso de las enanas blancas era su densidad extraordinariamente alta de la materia en su interior, una densidad muchísimo mayor que la decualquier otra cosa que los seres humanos hubieran encontrado antes. Chandrasekhar no tenía forma de saberlo cuando abrió un libro de Eddintong que versaba sobre la materia, pero la lucha por desvelar el misterio de e4sta alta densidad le obligaría fibnalmente a él y a Eddintong a afrontar la posibilidad de que las estrellas masivas, cuando mueren, pudieran contraerse para formar agujeros negros.

De las enanas blancas más conocidas y cercanas, tenemos a Sirio B. Sirio A y Sirio B son la sexta y la séptima estrellas en orden de proxomidad a la Tierra, a 8,6 años-luz de distancia, y Sirio es la estrella más brillante en nuestro cielo. Sirio B orbita en torno a Sirio de la misma manera que lo hace la Tierra alrededor del Sol, pero Sirio B tarde 50 años en completar una órbita a Serio y la Tierra 1 año al Sol.

Eddintong describía como habían estimado los astrónomos, a partir de observaciones con telescopios, la masa y la circunferencia de Sirio B. La masa era de 0,85 veces la masa del Sol; la circunferencia media 118.000 km. Esto significaba que la densidad media de Sirio B era de 61.000 gramos por centímetro cúbico, es decirm 61.000 veces mayor que la densidad del agua. “Este argumento se conoce ya desde hace algunos añis -nos decía Eddintong-” Sin embargo, la mayoría de los astróniomos de aquel tiempo, no se tomaban en serio tal densidad, Sin embargo, si hubieran conocido la vrdad que ahora conocemos: (Una masa de 1,05 soles, una circunferencia de 31.000 km y una densidad de 4 millones de gramos por cm3), la habrían considerado aún más absurda.

Arriba la famosa Nebuliosa planetaria ojo de Gato que, en su centro luce una estrella enana blanca de energéticas radiaciones en el ultravioleta y que, a medida que se vaya enfriando, serán de rayos C y radio hasta que, dentro de unos 100 millones de añosm vieja y fria, será más rojiza y se habrá convertido en eun cadáver estelar.

Aquellos trabajos de Chandraskar y Eddintong desembocaron en un profundo conocimiento de las estrellas de neutrones y, se llego a saber el por qué conseguian el equilibrio que las estabilizaba a través de la salvación que, finalmente encontraban, en la mecánica cuántica, cuando los electrones degenerados por causa del Principio de esclusión de Pauli, no dejaban que la fuerza gravitatoria continuara el proceso de contracción de la estrella y así, quedaba estabilizada como estrella de neutrones.

De la misma manera, se repetía el proceso para estrellas más masivas que, no pudiendo ser frenadas en su implosión gravitatoria por la degeneración de los electrones, sí que podia frenarse la Gravedad, mediante la degeneración de los Neutrones. Cuando esa estrella más masiva se contraía más y más, el Principio de exclusión de pauli que impide que los fermiones estén juntos, comenzaba su trabajo e impedía que los neutrones (que son fermiones), se juntaran más, entonces, como antes los electrones, se degeneraban y comenzaban a moverse con velocidades relativistas y, tan hecho, impedía, por sí mismo que la Gravedad consiguiera comprimir más la masa de la estrella que, de esta manera, quedaba convertida, finalmente, en una Estrella de Neutrones.

Al formarse la estrella de neutrones la estrella se colapsa hasta formar una esfera perfecta con un radio de tan solo unos 10 kilómetros. En este punto la presión neutrónica de Fermi resultante compensa la fuerza gravitatoria y estabiliza la estrella de neutrones. Apenas una cucharilla del material que conforma una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kilogramos.

Los modelos de estrellas de neutrones que se han logrado construir utilizando las leyes físicas presentan varias capas. Las estrella de neutrones presentarían una corteza de hierro muy liso de, aproximadamente, un metro de espesor. Debajo de esta corteza, prácticamente todo el material está compuesto por núcleos y partículas atómicas fuertemente comprimidos formando un “cristal” sólido de materia nucleica.

Son objetos extremadamente pequeños u densos que surgen cuando estrellas masivas sufren una explosión supernova del tipo II, el núculeo se colapsa bajo su propia gravedad y puede llegar hasta una densidad de 1017 Kg/m3. Los electrones y los protones que están muy juntos se fusionan y forman neutrones. El resultado final consiste solo en neutrones, cuyo material, conforma la estrella del mismo nombre. Con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de sólo 30 Km, y una densidad mucho mayor que la que habría en un terón de azúcar con una masa igual a la de toda la humkanidad. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones, menor será su diámetro. Está compuesta por un interior de neutrones superfluidos (es decir, neutrones que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeado por más o menos una corteza sólida de 1 km de grosos compuesta de elementos como el hierro. Los púlsares son estrellas de neutrones magnetizadas en rotación.  Las binarias de rayos X masivas tambioén se piensan que contienen estrellas de neutrones.

Todos aquellos argumentos sobre el comportamiento de las enanas blancas vinieron a desembocar en la paradoja de Edddintong que, en realidad, fue resulta por el Joven Chandrasekhar en el año 1925 al leer un artículo de R.H. Fowler “Sobre la materia densa”. La solución residía en el fallo de las leyes de la física que utilizaba Eddintong. Dcihas leyes debían ser reemplazadas por la nueva mecánica cuántica, que describía la presión en el interior de Sirio B y otras enenas blancas como debida no al calor sino a un fenómeno mecanocuántico nuevo: los movimientos degenerados de los electrones, también llamado degeneración electrónica.

La degeneración electrónica es algo muy parecido a la claustrofia humana. Cuando la materia es comprimida hasta hasta una densidad 10.000 veces mayor que la de una roca, la nube de electrones en torno a cada uno de sus núcleos atómicos se hace 10.000 veces más condensada, Así, cada electrón queda confinado en una “celda” con un volumen 10.000 veces menor que el volumen en el que previamente podía moverse. Con tan poco espacio disponible, el electrón, como nos pasaría a cualquiera de nosotros, se siente incómodo, siente claustrofobia y comienza a agitarse de manera incontrolada, golpeando con enorme fuerza las paredes de las celdas adyacentes. Nada puede deternerlo, el electrón está obligado a ello por las leyes de la mecánica cuántica. Esto está producido por el Primncipio de esclusión de Pauli que impide que dos fermiones estén juntos, así que, esta fuerza es, la que finalmente posibilita que la estrella que se comprime más y más, quede finalmente, constiruida estable como una enana blanca.

emilio silvera

 

¡Partículas! Sus particularidades

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Física Cuántica    ~    Comentarios Comments (0)

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Adentrarse en el universo de las partículas que componen los elementos de la Tabla Periódica, y en definitiva, la materia conocida, es verdaderamente fantástico”. Esos pequeños objetos que no podemos ver, de dimensiones infinitesimales, son, en definitiva, los componentes de todo lo que contemplamos a nuestro alrededor: Las montañas, ríos, Bosques, océanos, los más exoticos animales y, hasta nosotros mismos, estamos hechos de Quarks y Leptones que, en nuestro caso, han podido evolucionar hasta llegar…¡A los pensamientos!

                Desde los Quarks hasta los pensamientos

Estas dos familias de partículas conforman todo lo que podemos ver a nuestro alrededor, la materia del Universo y, si la “materia oscura” en realidad existe, no sabemos de qué pueda estar hecha y las clases de partículas que la puedan conformar. Habrá que esperar y, de momento, hablaremos de lo que conocemos.

       El matrimonio Jolit-Curie en el Laboratorio

Tan pronto como los Joliot-Curie crearon el aprimer isótopo radiactivo artificial, los físicos se lanzaron en tropel a producir tribus enteras de ellas. En realidad, las variedades radiactivas de cada elemento en la tabla periódica son producto de laboratorio. En la moderna tabla periódica, cada elemento es una familia con miembros estables e inestables, algunos procedentes de la naturaleza, otros sólo del laboratorio. Por ejemplo, el hidrógeno presenta tres variedades: en primer lugar, el corriente, que tienen un solo protón.

Harold Urey, American chemist

                                                Harold Urey

En 1.932, el químico Harold Urey logró aislar el segundo. Lo consiguió sometiendo a lenta evaporación una gran cantidad de agua, de acuerdo con la teoría de que los residuos representarían una concentración de la forma más pesada del hidrógeno que se conocía, y, en efecto, cuando se examinaron al espectroscopio las últimas gotas de agua no evaporadas, se descubrió en el espectro una leve línea cuya posición matemática revelaba la presencia de hidrógeno pesado.

No todo ha sido bueno desde entonces pero, teníamos que avanzar en el saber y, la clave está en saber utilizar adecuadamente esos conocimientos.

El núcleo de hidrógeno pesado está constituido por un protón y un neutrón. Como tiene un número másico de 2, el isótopo es hidrógeno. Urey llamó a este átomo deuterio (de la voz griega deutoros, “segundo”), y el núcleo deuterón. Una molécula de agua que contenga deuterio se denomina agua pesada, que tiene puntos de ebullición y congelación superiores al agua ordinaria, ya que la masa del deuterio es dos veces mayor que la del hidrógeno corriente. Mientras que ésta hierve a 100º C y se congela a 0º C, el agua pesada hierve a 101’42º C y se congela a 3’79º C. El punto de ebullición del deuterio es de -23’7º K, frente a los 20’4º K del hidrógeno corriente. El deuterio se presenta en la naturaleza en la proporción de una parte por cada 6.000 partes de hidrógeno corriente. En 1.934 se otorgó a Urey el premio Nobel de Química por su descubrimiento del deuterio.

El deuterio resultó ser una partícula muy valiosa para bombardear los núcleos. En 1.934, el físico australiano Marcus Lawrence Edwin Oliphant y el austriaco P. Harteck atacaron el deuterio con deuterones y produjeron una tercera forma de hidrógeno, constituido por un protón y dos neutrones. La reacción se planteó así:

hidrógeno 2 + hidrógeno 2 = hidrógeno 3 + hidrógeno 1

Este nuevo hidrógeno superpesado se denominó tritio (del griego tritos, “tercero”); su ebullición a 25º K y su fusión a 20’5º K.

Como es mi costumbre, me desvío del tema y sin poderlo evitar, mis ideas (que parecen tener vida propia), cogen los caminos más diversos. Basta con que se cruce en el camino del trabajo que realizo un fugaz recuerdo; lo sigo y me lleva a destinos distintos de los que me propuse al comenzar. Así, en este caso, me pasé a la química, que también me gusta mucho y está directamente relacionada con la física; de hecho son hermanas: la madre, las matemáticas, ese lenguaje especial que hablamos cuando las palabras no pueden explicar las cosas, y, la única, que finalmente lo podrá explicar todo lo complejo que existe en la Naturaleza.

En Ginebra.- Físicos en el centro de investigación CERN están logrando colisiones de alta carga energética de partículas subatómicas en su intento por recrear las condiciones inmediatamente posteriores al Big Bang, el cual llevó al inicio del universo 13.700 millones de años atrás. Mucho se ha criticado al LHC y, sin embargo, es un gran paso adelante que nos posibilitará saber, como es el Universo y, nos descubrirá algunos de sus secretos. Hará posible que avancemos en el conocimiento sobre de dónde venimos, cómo el universo temprano evolucionó, cómo tienen y adquieren su masa las partículas y, algunas cosas más.

Todo eso se logra mediante las colisiones de haces partículas que son lanzadas a velocidades relativistas y que, al chocar con otro lanzado en el sentido contrario, producen el efecto que arriba en la imagen podeis ver, es como recrear el momento de la creación, es decir, el big bang en miniatura. La materia se descompone en otras partículas más simples, se llega hasta las entrañas más profundas para poder estudiarla y saber.

La colisión de un quark (la esfera roja) desde un protón (la esfera naranja) con un gluon (la esfera verde) desde otro protón con espín opuesto. El espín está representado por las flechas azules alrededor de los protones y del quark. Los signos de interrogación azules alrededor del gluon representan la pregunta: ¿Están los gluones polarizados? Las partículas expulsadas de la colisión son una lluvia de quarks y un fotón (la esfera púrpura).

                                                        La escala de energía es la que marcará nuestro nivel de conocimiento del Universo

El Gran Colisionador de Hadrones (LHC), la mayor máquina del mundo en su tipo, colisionó rayos de partículas a un récord de energía de 7 teraelectron voltios (TeV), tres veces y medio más rápido de lo conseguido anteriormente en un acelerador de partículas. Sin embargo, hasta que podamos llegar a la energía de Planck, para poder atisbar las cuerdas, falta mucho, muchísimo camino que recorrer…si finalmente, lo podemos lograr.

Una manera de ver la Naturaleza “por dentro” es hacer que haces de partículas choquen de manera violenta entre sí y nos enseñen de qué están hechas

Los científicos quieren creer que la naturaleza prefiere la economía en sus creaciones y que siempre parece evitar redundancias innecesarias al crear estructuras físicas, biológicas y químicas. La Naturaleza, siempre lleva su dinámica al ritmo más económico posible, no se produce absolutamente nada que sea superfluo, sino que, con lo estrictamente necesario, todo transcurre como debe.

Estamos hablando de las partículas y no podemos dejar a un lado el tema del movimiento rotatorio de las mismas. Usualmente se ve cómo la partícula gira sobre su eje, a semejanza de un trompo, o como la Tierra o el Sol, o nuestra galaxia o, si se me permite decirlo, como el propio universo. En 1.925, los físicos holandeses George Eugene Uhlenbeck y Samuel Abraham Goudsmit aludieron por primera vez a esa rotación de las partículas. Éstas, al girar, generan un minúsculo campo electromagnético; tales campos han sido objeto de medidas y exploraciones, principalmente por parte del físico alemán Otto Stern y el físico norteamericano Isaac Rabi, quienes recibieron los premios Nobel de Física en 1.943 y 1.944 respectivamente, por sus trabajos sobre dicho fenómeno.

Esas partículas (al igual que el protón, el neutrón y el electrón), que poseen espines que pueden medirse en números mitad, se consideran según un sistema de reglas elaboradas independientemente, en 1.926, por Fermi y Dirac; por ello, se las llama y conoce como estadísticas Fermi-dirac. Las partículas que obedecen a las mismas se denominan fermiones, por lo cual el protón, el electrón y el neutrón son todos fermiones.

Estadística Fermi-Dirac para las Fermiones. La estadística de Fermi-Dirac es la forma de contar estados de ocupación de forma estadística en un sistema de fermiones fermiones. Forma parte de la Mecánica Estadística. Y tiene aplicaciones sobre todo en la Física del estado sólido.

Hay también partículas cuya rotación, al duplicarse, resulta igual a un número par. Para manipular sus energías hay otra serie de reglas, ideadas por Einstein y el físico indio S. N. Bose. Las partículas que se adaptan a la estadística Bose-Einstein son bosones, como por ejemplo la partícula alfa.

                                                      Estadística Bose-Einstein para los Bosones

Las reglas de la mecánica cuántica tienen que ser aplicadas si queremos describir estadísticamente un sistema de partículas que obedece a reglas de esta teoría en vez de los de la mecánica clásica. En estadística cuántica, los estados de energía se considera que están cuantizados. La estadística de Bose-Einstein se aplica si cualquier número de partículas puede ocupar un estado cuántico dado. Dichas partículas son bosones, que tienden a juntarse.

Los bosones tienen un momento angular nh/2π, donde n es 0 o un entero, y h es la constante de Planck. Para bosones idénticos, la función de ondas es siempre simétrica. Si sólo una partícula puede ocupar un estado cuántico, tenemos que aplicar la estadística Fermi-Dirac y las partículas (como también antes dije) son los fermiones que tienen momento angular (n + ½)h / 2π y cualquier función de ondas de fermiones idénticos es siempre antisimétrica. La relación entre el espín y la estadística de las partículas está demostrada por el teorema espín-estadística. El teorema de la estadística del espín de la mecánica cuántica establece la relación directa entre el espín de una especie de partícula con la estadística que obedece. Fue demostrado por Fierz y Pauli en 1940, y requiere el formalismo de teoría cuántica de campos.

En un espacio de dos dimensiones es posible que haya partículas (o cuasipartículas) con estadística intermedia entre bosones y fermiones. Estas partículas se conocen con el nombre de aniones; para aniones idénticos, la función de ondas no es simétrica (un cambio de fase de +1) o antisimétrica (un cambio de fase de -1), sino que interpola continuamente entre +1 y -1. Los aniones pueden ser importantes en el análisis del efecto Hall cuántico fraccional y han sido sugeridos como un mecanismo para la superconductividad de alta temperatura.

Debido al principio de exclusión de Pauli, es imposible que dos fermiones ocupen el mismo estado cuántico (al contrario de lo que ocurre con los bosones). La condensación Bose-Einstein es de importancia fundamental para explicar el fenómeno de la superfluidez. A temperaturas muy bajas (del orden de 2×10-7 K) se puede formar un condensado de Bose-Einstein, en el que varios miles de átomos dorman una única entidad (un superátomo). Este efecto ha sido observado con átomos de rubidio y litio. Como ha habréis podido suponer, la condensación Bose-Einstein es llamada así en honor al físico Satyendra Nath Bose (1.894 – 1.974) y a Albert Einstein. Así que, el principio de exclusión de Pauli tiene aplicación no sólo a los electrones, sino también a los fermiones; pero no a los bosones.

Si nos fijamos en todo lo que estamos hablando aquí, es fácil comprender cómo forma un campo magnético la partícula cargada que gira, pero ya no resulta tan fácil saber por qué ha de hacer lo mismo un neutrón descargado. Lo cierto es que cuando un rayo de neutrones incide sobre un hierro magnetizado, no se comporta de la misma forma que lo haría si el hierro no estuviese magnetizado. El magnetismo del neutrón sigue siendo un misterio; los físicos sospechan que contiene cargas positivas y negativas equivalente a cero, aunque por alguna razón desconocida, logran crear un campo magnético cuando gira la partícula. Es de especial interés ya que los momentos magnéticos aparecen por el movimiento de cargas eléctricas, y puesto que el neutrón es una partícula neutra, ese momento magnético da indicios de la existencia de una substructura, es decir, que el neutrón está constituido por otras partículas, eléctricamente cargadas (¿Quarks?)

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  También en las estrellas de neutrones está presente el campo magnético

Particularmente creo que, si el neutrón tiene masa, si la masa es energía (E = mc2), y si la energía es electricidad y magnetismo (según Maxwell), el magnetismo del neutrón no es tan extraño, sino que es un aspecto de lo que en realidad es: materia. La materia es la luz, la energía, el magnetismo, en definitiva, la fuerza que reina en el universo y que está presente de una u otra forma en todas partes (aunque no podamos verla).Y, la explicación más sencilla es que, el Neutrón tenga carga positiva y negativa que se anulan mutuamente, y, de esa manera, adquiere su propiedad neutra.

emilio silvera

Curiosidad: ¡La masa!

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Física    ~    Comentarios Comments (0)

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Cuando hablamos de masa, nos estamos refiriendo a la medida de la inercia de un cuerpo, es decir, su resistencia a la aceleración. Todos sabemos la inmensa cantidad de combustible que se necesita para enviar al espacio exterior a esos transbordadores que llevan suministros y astronáutas al espacio exterior para el mantenimeinto de la Estación Espacial Internacional. El esfuerzo, es vencer la masa que se quiere transportar hasta que esta, alcanzando los 11 km/s de velocidad, pueda escapar de la fuerza de gravedad de la Tierra y poder así, cumplir con su cometido.

DE acuerdo con las leyes de Newton del movimiento, si dos masas distintas, m1 y m2, son hechas colisionar en ausencia de cualquier otra fuerza, ambas experimentaran la misma fuerza de colisión. Si los dos cuerpos adquieren aceleraciones a1 y a2, como resultado de la colisión, entonces m1 a1 = m2 a2. Esta ecuación permite comparar dos masas. Si una de las masas se considera como una masa estándar, la masa de todas las demás puede ser medida comparándola con esta masa estándar. El cuerpo utilizado para este fin es un cilíndro de un kilógramo de una aleación de platino iridio. llamado el estándar internacional de masa. La masa definida de esta forma es llamada masa inercial del cuerpo.

Las masas también se pueden definir midiendo la fuerza gravitacional que producen. Por tanto, de acuerdo con la ley de gravitación de Newton, mg = Fd2 / MG, donde M es la masa de un cuerpo estándar situado a una distancia d del cuerpo de masa mg; F es la fuerza gravitacional entre ellos, y G es la constante gravitacional. La masa definida de esta forma es la masa gravitacional. En el siglo XIX, Roland Eötvös (1848-1919) demostró experimentalmente que las masas inerciales y gravitatorias son indistinguibles, es decir, m1 = mg.

Aunque la masa se define formalmente utilizando el concepto de inercia,  es medida habitualmente por gravitación. El peso (W) de un cuerpo es la fuerza con la que un cuerpo es atraído gravitacionalmente a la Tierra, corregido por el efecto de la rotación, y es igual al producto de la masa del cuerpo y la aceleración en caída libre (g), es decir, W = mg.

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Alquimia estelar y, ¿Proplasma vivo?

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Alquimia estelar    ~    Comentarios Comments (2)

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Estructuración del protoplasma de la Vida con unas notables facultades para hacer cosas nuevas a partir de otras viejas.


El protoplasma para mantener su forma debe renovar sus moléculas de materia. El recambio de sustancias es lo que se conoce globalmente como metabolismo. Corresponde a reacciones sencillas de oxidación, reducción, hidrólisis, condensación, etc. Estas reacciones se van modificando y perfeccionando, en los casos más optimistas, hasta llegar a diferenciarse procesos idénticos en alguna o algunas reacciones, A. Baj. Palladin estudiaron la respiración, con todas sus reacciones y catalizadas por su fermento específico. S. Kostichev, A. Liebedev estudiaron la química de la fermentación.

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Mesopotamia

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Rumores del Saber    ~    Comentarios Comments (9)

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Mesopotamia es una zona geográfica, no una civilización. Durante el período de varios miles de años, esta zona estuvo controlado por un conjunto difuso y variado de pueblos: sumerios, hititas, árabes y otros. No obstante, la tenología evolucionó y se transfirió entre estas civilizaciones dentro de Mesopotamia como si se tratara de una sola sociedad coherente.

Es fácil hacer un seguimiento retrospectivo del desarrollo de la tecnología llegando hasta los sumerios, hasta la que podría ser la civilización humana a partir de la cual se desarrollaron todas las demás, si se exceptúa el caso de las civilizaciones de América.

Los Sumerios fueron unas tribus que habían llegado del este. de las montañas de Elam, quizá ya en el año 8000 a. C. Se asentaron cerca de los pantanos frente al Golfo Pérsico, entre los ríos Tigris y Éufrates. Posteriormente los griegos los llamaron Mesopotamia a esta tierra situada entre ríos, en el extremo más oriental del Creciente Fértil. Se extendía desde el Golso Pérsico hasta el mar Mediterráneo. El Creciente Fértil se convirtió en el cruce de caminos del mundo euroasiático, siendo la zona de arranque de muchas, si no de todas, las culturas posteriores del hemisferio oriental.

Sumer surgió en elgún momento anterior a 5000 a. C., y allí comienza la crónica escrita de la Humanidad. “Si comparamos a los sumerios con los cazadores recolectores que les precedieron”, nos dice Crosby, “veremos que el contraste entre este pueblo del amanecer de la civilización y cualquier pueblo de la Edad de Piedra es mayor que el contraste entre los sumerios y nuestra propia civilización. Al contemplar a los sumerios, los arcadios, los egipcios, los usraelitas y los babilonios, “lo que estamos haciendo es mirarnos en un espejo muy viejo y polvoriento”.

La erqa tecnológico comenzó en Oriene Medio, cuando los seres humanos empezaron a moler y pulir sus herramientas de piedra, en vez de tallarlas a golpes, y terminó cuando aprendieron a fundir metales y trabajarlos para convertirlos en herramientas de calidad superior. Entretanto, nuestros antepasados domesticaron “todos los animales de nuestros corrales y prados, aprendieron a escribir, construyeron ciudades y crearon una civilización. El Científico historiador Crosby nos dice que Colón y sus contemporáneos europeos deben tanto a las civilizaciones del antiguo Oriente Medio como a todo lo que se inventó en Europa.

jabon

El jabón ha acompañado al hombre desde hace milenios. Los sumerios, 3000 años a.C., ya lo fabricaban hirviendo sustancia alcalinas y usando el residuo sobrenadante para lavarse.

Aquí teneis otras muestras de la inventiva sumeria que, de tenerlas que poner todas aquí, nos faltaría espacio. La Civilización Sumeria, hizo gala de una inmensa imaginación para la inventiva aplicada a las cosas prácticas de la vida cotidiana. La escritura, la agricultura y la rueda para hacer más fácil el transporte de las cosas.

Las primeras ciudades se desarrollaron en Mesopotamia,en la región comprendida entre el Tigris y el Eúfrates. Al ser una tierra fértil, sus habitantes cultivaban cereales y criaban ganado.Los sumerios (habitantes de Mesopotamia) intercambiaban cereales con las regiones vecinas a cambio de metales y útiles. Distintas ciudades destacaron según la época, pero todas tuvieron una cultura similar.

Los sumerios profesaban una religión jerarquizada, con muchos dioses. En cada ciudad había un zigurat (templo) que estaba formado por una plataforma y varios pisos unidos a través de escaleras. El zigurat de Ur, construido ca. 2100 a.c., estaba dedicado al dios lunar Nannar, que era el dios de la ciudad. Los sacerdotes le hacían ofrendas a diario.

 Escritura cuneiforme. Los primeros signos pictográficos se transformaron gradualmente en la escritura cuneiforme (forma de cuña) utilizada por los sumerios. Con una caña hacían marcas sobre tablillas de arcilla húmeda.

Cada ciudad era gobernada por un rey y un grupo de sacerdotes: 2330 a.C., Sargón 1 el Viejo, de Acad, gobernó en toda Mesopotamia. En otros trabajos expuestos en este Blog os he hablado ampliamente de aquellas ciudades: Ur, Uruk y Erídu.

Los simerios comenzaron a a crear una industria textil, trabajando la lana para convertir en paño y el lino para fabricar lienzo. Construyeron canales y diques para controlar el agua de los ríos y llevar el exceso de éstas a sus campos, La rueda la inventaron alrededor del año 3500 a. C. Este invento hizo posible la construcción de carretas y de tornos de alfarero, hizo que fuera más fácil el transporte y posibilitó el uso de carros y otras máquinas de guerra. Los primeros objetos con superficies vidriadas aparecieron alrededor del año 4000 a. C.; los primeros objetos de vidrio se fabricaron hacia 2500 a.C. tanto en Mesopotamia como en Egipto.

Los sumerios comenzaron a desarrollar la escritura más o menos al mismo tiempo que la rueda; alrededor del 3500 a. C. Algunos investigadores han pensado durante mucho tiempo que la escritura evolucionó para llevar un registro de propiedades y contabilizar el intercambio de mercancias.

Está clarom que hoy, nos movemos en las grandes ciudades y, casi ninguno de nostros se pone a pesnar, alguna vez que, debemos a los sumerios muchas de las cosas que nos hace la vida más placentera y menos difícil. Ellos, con sus inventos, hicieron posible que hoy vivamos en las modernas ciudades de las que podemos disfrutar.

Uruk

                      Según los datos recopilados, así podría haber sido la ciudad de Uruk

Sargon

Las ciudades rivalizaban unas de otras por el poder y la riqueza. Hubo algunos intentos de conquistar todas las ciudades para unificar al pueblo sumerio, pero ninguna tuvo éxito. Hasta que en el año 2350 a. C., apareció Sargón, un acadio de la ciudad de Kish. Se hizo con el poder de su ciudad y trató extenderlo al resto de ciudades sumerias. Lo consiguió y hoy se le considera el fundador del primer gran imperio de la Historia.

Pero el imperio no duró mucho tiempo. Debido a las revueltas internas y a los ataques de los pueblos nómadas, los herederos de Saragón vieron como, en el año 2220 a. C. el imperio se deshacía en pedazos, quedando reducido a una serie de ciudades estado independientes. Sus gobernantes desarrollaron una habilidad especial para la política.

    Representación de un Zigurat, la morada del dios de la ciudad y punto de observación del cielo.

De las montañas de Irán y Turquía los sumerios importaron los metales necesarios para fabricar bronce y también técnicas para trabajar y fabricar metales. En general, los sumrios importaron por tierra y por mar, metales, maderas, lapislázuli y otras piedras, y exportaron tejidos, joyas y armas. Antes del año 3000 a, C. los contables de los templos de Sumer habían establecido una serie de pesos estándar para las transacciones comerciales; ponían fuertes multas a los que intentaban estafar con pesos falsos.

Hacia el 3000 a. C. las ciudades prosperaron por toda la región a partir de la primera ciudad; Uruk, que abrió el camino a los otras que la siguieron haciendo de toda aquella región un emporio de riqueza y abundancia que, sin duda alguna, había sido ganada a base de ingenio y talento de los sumerios que, como digo y sin ningún género de dudas, pueden ser considerados como la primera y verdadera Civilización de nuestro Mundo.

Mucho sería lo que podríamos seguir hablando aquí de los sumerios y de sus increíbles logros. Sin embargo, el objeto del presente trabajo radica simplemente en dejar sentada la importancia que tuvieron aquellos pueblos del pasado para hacer posible nuestra actual situación. Precisamente por eso, cuando veo hasta donde hemos llegado en algunas regiones de la Tierra, me asuta pensar en el negro futuro que estamos dejando a los jóvenes de hoy.

emilio silvera