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Caltech
Campo
Carbono, reacción de
Causación, Causalidad
Cefeida variable
Centauros A
CERN
Cero absoluto
Chandrasekhar, límite de
Ciclo
Ciencia
Colapso gravitacional
Color
Cometas
Condición inicial
Condición límite
Confinamiento
Conservación, Leyes de
Constantes fundamentales
Contracción de Lorentz (y de Fitzgerald)
Corrimiento al rojo
Cósmica, densidad de la materia. (Densidad crítica)
Cósmicos, rayos
Cosmología
Cosmología constante
Coulomb, barrera
Creacionismo
Cromodinámica cuántica
Cuanto
Cuerdas, teoría de
Cuerpo negro, curva del
Cúmulo de estrellas


--- Glosario ---
Emilio Silvera Vázquez
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Caltech

El California Institute of Technology, de Pasadena.



Campo

Dominio o entorno en el cual la acción real o potencial de una fuerza puede ser descrita matemáticamente en cada punto del espacio con una exactitud cercana a la perfección.



Carbono, reacción de

Importante proceso de fusión nuclear que se produce en las estrellas. Lo inicia el carbono 12 y después de interacciones con núcleos de nitrógeno, hidrógeno, oxígeno y otros elementos, reaparece al final.

Este es el fenómeno que hace posible que las estrellas estén brillando en los cielos.



Causación, Causalidad

Doctrina según la cual toda nueva situación debe haber sido el resultado de un estado anterior. La causación está subyacente en la hipótesis atómica original de los griegos y era común en la física clásica. Ha sido socavada por la mecánica cuántica y, de todos modos, nunca se ha probado que sea esencial para la visión científica del mundo.

En realidad, causalidad no quiere significar otra cosa sino que, todo lo que ocurra, será causa de lo que antes ocurrió: si estudio apruebo, si trabajo gano una paga, si corro más gano la carrera, si me baño estoy limpio, etc.



Cefeida variable

Una estrella variable pulsante cuya periocidad (esto es, el tiempo que su brillo tarde en variar) está directamente relacionada con su magnitud absoluta. Esta correlación entre el brillo y el período hace útiles las cefeidas para medir distancias intergalácticas.

Uno de los grupos importantes de gigantes o supergigantes amarillas variables pulsantes es llamadas así por su prototipo, Delta Cephei. Este término general y aplicado comúnmente a más de un tipo estelar, en particular a los cefeadas clásicas antes mencionadas Delta Cephei, y a los menos numerosas estrellas conocidas como W Virginia.

En su tamaño máximo, los cefeidas son típicamente un 7-15% mayores que en su tamaño mínimo.



Centauros A

Intensa radiofuente o fuente de rayos X situada en la constelación Centauros, identificada con la galaxia elíptica gigante de una magnitud 7 NGC 5128. Centauros A es una radio galaxia clásica con dos pares de lóbulos radioemisores, el mayor de los cuales extendiéndose hasta a 1'5 millones de a.l. y con un chorro que unos 10.000 a.l. de longitud. Estando situada a 15 millones de a.luz, se trata de la radiogalaxia más cercana al Sol. Aunque la galaxia madre se identifica como elíptica, tiene una banda de polvo poco característica cruzándola, que se cree es el resultado de la unión de una galaxia elíptica en otra espiral.

Está situada entre el Grupo Local y el centro del supercúmulo de Virgo.



CERN

Centro Europeo para la Investigación Nuclear. Tiene un acelerador de partículas, el Super Protón Synchotron (SPS), que es un túnel de 7 km situado bajo tierra que permite acelerar protones a 400 GeV, y el Largue Electrón Positron Collider (LEP), en el que son hechos colisionar haces de electrones y haces de positrones (materia con antimateria) a 50 GeV. Situada en Ginebra, Suiza.



Cero absoluto

Cero de la temperatura termodinámica (0º Kelvin) y la menor temperatura teóricamente alcanzable. Es la temperatura a la cual la energía cinética de los átomos y moléculas es mínima. Es equivalente a -273'15ºC ó -459'67ºF.



Chandrasekhar, límite de

Masa máxima de una estrella que no puede colapsarse bajo su propia gravedad por la presión de degeneración tanto de los electrones (en una enana blanca) como de neutrones (en una estrella de neutrones).

Para las enanas blancas la masa estimada de Chandrasekhar es del orden de 1'4 veces la masa del Sol. Para las estrellas de neutrones el valor es peor conocido debido a las incertidumbres en la ecuación de estados de la materia neutrónica, pero se toma generalmente en el rango de 1'5 a 3 veces la masa del Sol (y con casi toda seguridad no más de 5).

Sobrepasando estos límites, la estrella que agote su combustible nuclear de fusión y colapse, será para convertirse en agujero negro.



Ciclo

Conjunto de cambios en un sistema regularmente repetido en el que todos sus parámetros vuelven a su valor original una vez en cada conjunto de cambios. La duración de un ciclo es llamada el período, y el ritmo de repetición del ciclo, llamado la frecuencia, es medido en hertzios.



Ciencia

Estudio sistemático de la naturaleza basado en la suposición de que el universo está regido por principios inteligibles y que, por lo tanto, es posible predecir su conducta, sometiendo los datos de la observación a un análisis lógico y, en ocasiones, estadístico.



Colapso gravitacional

Fenómeno predicho por la teoría de la relatividad general en el que la materia comprimida más allá de una densidad crítica se colapsa como consecuencia de la atracción gravitacional hasta que aparece una singularidad puntual (ver agujero negro). La singularidad resultante del colapso gravitacional puede ser interpretada como una indicación de que se ha llegado al límite de la teoría de la relatividad general y de la necesidad de construir una gravedad cuántica. La hipótesis de la censura cósmica sugiere que el punto final del colapso gravitacional debe ser un agujero negro, pues las singularidades están siempre ocultas en astrofísica, pues suministra una evidencia indirecta de la existencia de los agujeros negros.

También, dependiendo de la masa de la estrella, cuando finalmente agotan su combustible nuclear de fusión (hidrógeno, helio, oxígeno, carbono, etc) y la gravedad no encuentra oposición para realizar su trabajo, las estrellas colapsan bajo su propio peso, no siempre hasta agujeros negros, como nuestro Sol un día en el futuro, podrán colapsar a estrellas enanas blancas o estrellas de neutrones y las supermasivas, estas sí, serán agujeros negros.



Color

Propiedad de los quarks que expresa su conducta bajo la fuerza fuerte. Es análogo al concepto de carga en el electromagnetismo, salvo que en éste hay dos cargas eléctricas (positiva y negativa), mientras que la fuerza intensa tiene tres cargas de color: rojo, verde y azul. El término es arbitrario y no guarda relación alguna con el color en el sentido habitual, lo mismo que el sabor de los quarks, el mal determina la conducta de la fuerza débil en los quarks, no tiene nada que ver con el gusto.

El verdadero color es el que está referido a la sensación producida por la luz de diferentes longitudes de onda cuando inciden en el ojo humano. A pesar de que el espectro visible cubre un rango continuamente variable de colores desde el rojo hasta el violeta, es habitualmente dividido en siete colores (el espectro visible) con los siguientes rangos habituales de onda:

Rojo740 - 620 nm
Naranja620 - 585 nm
Amarillo585 - 575 nm
Verde575 - 500 nm
Azul500 - 445 nm
Añil 445 - 425 nm
Violeta425 - 390 nm

Una mezcla de todos estos colores encontrados en la luz del día produce luz blanca; otros colores producidos cambiando las proporciones u omitiendo componentes.

Una luz coloreada tiene tres atributos: su tono, dependiendo de su longitud de onda; su saturación, dependiendo del grado en el que se aleja de la luz blanca, y su luminosidad.

El rojo, el verde y el azul son los tres colores primarios que, mezclados en la debida proporción nos proporcionarán el resto de los colores.



Cometas

Miembros secundarios del Sistema Solar que, según se cree, son montones de suciedad e hielo que son residuos de la formación del sistema solar. Se cree que hay millones de cometas en la Nube de Oort, una región esférica con un radio de treinta mil a cien mil unidades astronómicas con centro en el Sol. Los cometas que llegan de la Nube de Oort son calentados por el Sol y desarrollan colas brillantes que los hacen visibles en los cielos de la Tierra.



Condición inicial

1. En física, el estado de un sistema en el momento en que comienza una interacción, por ejemplo, el acercamiento de dos electrones que están por iniciar una interacción electromagnética.

2. En cosonología, una cantidad que se inserta en ecuaciones cosmogónicas que describen el universo primitivo.



Condición límite

Restricción a los límites de aplicabilidad de una ecuación. Entre los ejemplos se cuentan la definición de "sistema cerrado" en la termodinámica, y el escenario en el que se destruye la función de onda (Ψ) en la mecánica cuántica. Toda ecuación de la física puede reducirse en principio a dos fundamentos: las condiciones iniciales y las condiciones límites.



Confinamiento

Leyes que identifican una magnitud, como la energía, que permanece inmutable a lo largo de toda una transformación. Se piensa que todas las leyes de conservación involucran simetrías.

Esta ley nos dice que la magnitud total de una cierta propiedad física de un sistema, como la masa, energía o carga se mantiene invariante incluso cuando hay intercambio de esa propiedad entre los componentes del sistema.



Conservación, Leyes de

Leyes que identifican una magnitud, como la energía, que permanece inmutable a lo largo de toda una transformación. Se piensa que todas las leyes de conservación involucran simetría.

Esta ley nos dice que la magnitud total de una cierta propiedad física de un sistema, como la masa, energía o carga, se mantienen invariante incluso cuando hay intercambio de esa propiedad entro los componentes del sistema.



Constantes fundamentales

Aquellos parámetros que no cambian a lo largo del universo. La carga de un electrón, la velocidad de la luz en el espacio vacío, la constante de Planck, la constante gravitacional, la constante eléctrica y la constante magnética, la constante de estructura fina. Se piensa que son todas ellas ejemplos de constantes de los que se pueden denominar fundamentales.

Las que tenemos clasificadas son:

CONSTANTE

Símbolo

Valor en Unidades del SI

Aceleración en caída libre

g

9'80665 ms-2

Carga del electrón

e

1'60217733 (49)x10-19 C

Constante de Avogadro

LINA

6'0221367 (36)x1023 mol-1

Constante de Faraday

F

1'380658 (12)x10-23 JK-1

Constante de gases

R

9'6485309 (29)x104 Cmol-1

Constante de Loschmidt

NL

8'314510 (70) JK-1mol-1

Constante de Planck

h

6'6260755 (40)x10-34 Js

Constante de Stefan-Boltzmann

σ

5'67051 (19)x10-8 Wm-2k-4

Constante eléctrica

e0

8'854187817x10-12 Fm-1

Constante gravitacional

G

6'67259 (85)x10-4 m3Kg-1s-2

Constante magnética

μ0

4πx10-7 Hm-1

Masa en reposo del electrón

Me

9'1093897 (54)x10-31 Kg

Masa en reposo del protón

Mp

1'6749286 (10)x10-27 Kg

Masa en reposo del neutrón

Mn

1'6726231 (10)x10-27 Kg

Velocidad de la luz

c

2'99792458x108 ms-1



Contracción de Lorentz (y de Fitzgerald)

Disminución en la longitud observada de un objeto a lo largo del eje de su movimiento, percibida por un observador externo que no comparte su velocidad.

Fue propuesta independientemente por H. A. Lorente (1.853-1.928) y G. E. Fitzgerald (1.851-1.900) en 1.892 para explicar el resultado negativo del experimento de Michelson-Morley. A la contracción se le dio un marco teórico en la teoría especial de la relatividad de Einstein. En esta teoría, un objeto de longitud l0 en reposo en un sistema de referencia parecerá, para un observador en otro sistema de referencia que se mueve con velocidad relativa v con respecto al primero, tener longitud , donde c es la velocidad de la luz. La hipótesis original atribuída esta contracción a una contracción real que acompaña al movimiento absoluto del cuerpo. La contracción es en cualquier caso despreciable a no ser que v (velocidad) sea del orden de c (velocidad de la luz).



Corrimiento al rojo

Desplazamiento de las líneas espectrales en la luz proveniente de las estrellas de las galaxias distantes, que se considera producido por la velocidad de alejamiento de las galaxias en un universo en expansión (ley de Hubble).



Cósmica, densidad de la materia. (Densidad crítica)

Densidad de materia que se obtendría si toda la materia contenida en las galaxias fuera distribuida uniformemente a lo largo de todo el universo. Aunque las estrellas y los planetas tienen densidades mayores que la densidad del agua (alrededor 1 gr/cm3), la densidad media cosmológica es extremadamente baja (menos de 10-29 gr/cm3, o 10-5 átomos/cm3), ya que el universo está formado casi exclusivamente por espacio virtualmente vacío entre galaxias. La densidad media de materia determina si el universo continuará expandiéndose o no.

La llamada densidad crítica es la densidad media de materia requerida para que la gravedad detenga la expansión del universo. Un universo con una densidad muy baja se expandirá por siempre, mientras que uno con una densidad muy alta colapsará finalmente. Un universo con exactamente la densidad crítica, alrededor de 10-29 gr/cm3, es descrito por el modelo Einstein-de Sitter, que se encuentra en la línea divisoria de estos dos extremos.

La densidad media de materia que puede ser observada directamente en nuestro universo representa sólo el 20% del valor crítico. Puede haber, sin embargo, una gran cantidad de materia oscura que elevaría la densidad hasta el valor crítico. Las teorías de universo inflacionario predicen que la densidad presente debería ser muy próxima a la densidad crítica; estas teorías requieren la existencia de materia oscura que, hoy por hoy, es el misterio más grande de la astrofísica.



Cósmicos, rayos

Partículas subatómicas, principalmente protones, que atraviesan velozmente el espacio y chocan con la Tierra. El hecho de que sean masivas sumado a sus altas velocidades, hace que contengan considerable energía: de 108 a más de 1022 eV (electrón-voltios).

El 90% de los rayos cósmicos son protones (núcleos de hidrógeno) y partículas alfa (núcleos de helio) la mayor parte del resto. Los núcleos más pesados son muy raros. También están presentes un pequeño número de electrones, positrones, antiprotones y neutrinos y rayos gamma.

Los rayos cósmicos fueron detectados por primera vez durante el vuelo de un globo en 1.912 por V. F. Hess, y el término fue acuñado en 1.925 por el físico norteamericano Robert Andrews Millikan (1.868-1.953).



Cosmología

1.Ciencia que se ocupa de estudiar la estructura y la composición del universo como un todo. Combina la astronomía, la astrofísica y la física de partículas y una variedad de enfoques matemáticos que incluyen la geometría y la topología.

2.Teoría cósmica particular.



Cosmología constante

Un término empleado a veces en cosmología pasa expresar una fuerza de "repulsión" o "repulsión cósmica", como la energía liberada por el falso vacío que los modelos del universo inflacionario consideran que potenció exponencialmente la expansión del universo. Que exista tal repulsión cósmica o que haya desempeñado alguna vez un papel en la historia cósmica es un problema aún no resuelto, como ocurre con la constante cosmológica de Einstein.



Coulomb, barrera

Zona electromagnética de resistencia que rodea a los protones (o a otras partículas eléctricamente cargadas) y que tiende a repeler a otros protones (o a otras partículas) de igual carga.

El fenómeno esta referido a la Ley de Coulomb, campo de Coulomb, difusión de Coulomb que rodea a un núcleo atómico que publicó por primera vez en 1.785 Charles de Coulomb. La ley es ahora escrita usualmente F = Q1Q2/4πЄd2.



Creacionismo

Creencia de que el universo fue creado por Dios en un pasado reciente, como implican las interpretaciones literales de la cronología bíblica, y que las especies de la Tierra, todos los seres vivos, no surgieron de la evolución darwiniana, sino que todas fueron creadas al mismo tiempo.

Hoy día tal afirmación no puede ser tomada en serio. La ciencia demuestra su inconsistencia y hasta los mismos teólogos de la Iglesia dicen que tales referencias son metáforas para el mejor entendimiento de la gente sencilla. Una excusa muy pobre justificar lo imposible.



Cromodinámica cuántica

La teoría cuántica de la fuerza nuclear fuerte, que considera transmitida por cuantos llamados gluones. El nombre deriva de la designación de un número cuántico llamado color para designar el funcionamiento de los quarks en respuesta a la fuerza fuerte.

Es una teoría gauge que describe las interacciones fuertes en términos de quarks y antiquarks y del intercambio de gluones no masivos entre ellos. La cromodinámica cuántica es similar a la electrodinámica cuántica (QED), siendo el color análogo de la carga eléctrica y el gluón análogo al fotón.

El grupo gauge de QCD es no abeliano y la teoría es mucho más complicada que la electrodinámica cuántica; la simetría gauge en QCD no es una simetría rota.

QCD tiene la importante propiedad de la libertad asintótica: la propiedad de que a muy altas energías (y, por tanto, cortas distancias) las interacciones entre quarks tienden a cero a medida que las distancias entre ellos tienden a cero. Debido a la libertad asintótica, la teoría de perturbaciones puede ser usada para calcular los aspectos de alta energía de las interacciones fuertes, como las descritas por el modelo de partones.

Teoría de gran avance de la mecánica cuántica.



Cuanto

Cantidad mínima en que ciertas propiedades de un sistema, como la energía o el momento angular, pueden cambiar. Dichas propiedades no pueden, por tanto, variar continuamente, sino en múltiples enteros del cuanto relevante.

Este concepto constituye la base de la teoría cuántica y se debe a Max Planck. En ondas y campos, el cuanto puede ser considerado como una excitación, dando lugar a una interpretación en términos de partículas de la onda o el campo.

Por tanto, el cuanto del campo electromagnético es el fotón y el gravitón es el cuanto del campo gravitacional. De manera resumida y sencilla podríamos decir que un cuanto es la unidad básica de energía.



Cuerdas, teoría de

Teoría según la cual las partículas subatómicas dejan de ser puntuales y tienen extensión a lo largo de un eje, y sus propiedades están determinadas por el ordenadamiento y la vibración de las cuerdas que se presentan en forma de línea o lazo (una cuerda cerrada). Los estados de una partícula pueden ser producidos por ondas estacionarias a lo largo de esta cuerda. La combinación de la teoría de cuerdas, la súpersimetría y la súper gravedad, y la cuerda heterótica, ha dado lugar a la teoría de supercuerdas y, a su vez, todas ellas han desembocado en la teoría M de Edgard Witten que las engloba a todas como partes de un todo.

Esta teoría desarrollada e inspirada a partir de la teoría de cinco dimensiones (Teoría de Kaluza-Klein), es la esperanza de la física para que de una vez por todas se pueda exponer una teoría del Todo que incluya tanto a la mecánica cuántica como a la gravedad, hasta ahora imposible.

La teoría de supercuerdas sólo se puede explicar en 10 y 26 dimensiones, donde encuentra los espacios suficientes para incluir todos los elementos que teorías anteriores han rechazado y, parece que, será posible finalizar una teoría cuántica de la gravedad, el sueño perseguido por los mejores físicos, entre ellos Einstein.



Cuerpo negro, curva del

Cuerpo hipotético que absorbe toda la radiación que incide sobre él. Tiene por tanto, una absortancia y una emisividad de 1.

Mientras que un auténtico cuerpo negro es un concepto imaginario, un pequeño agujero en la pared de un recinto a temperatura uniforme es la mejor aproximación que se puede tener de él en la práctica.

La radiación de cuerpo negro es la radiación electromagnética emitida por un cuerpo negro. Se extiende sobre todo el rango de longitudes de onda y la distribución de energía sobre este rango tiene una forma característica con un máximo de una cierta longitud de onda, desplazándose a longitudes de onda más cortas al aumentar la temperatura (ver Ley de Stefan y Desplazamiento de Wien, ley de).



Cúmulo de estrellas

Conjunto de estrellas unidas por la gravitación, más pequeños y menos masivos que las galaxias. Los cúmulos "globulares" son más abundantes; son viejos y pueden contener de cientos de miles de millones de estrellas; se les encuentra dentro y lejos del Disco Galáctico.

Se extienden sobre un radio de unos pocos megapársecs (también existen pequeños grupos de galaxias, como nuestro Grupo Local de sólo unas 30 galaxias.)




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