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Los átomos… Las estrellas… ¡Nuestra curiosidad!

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

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                                                  James and Katherine Maxwell,1869.

James Clerk Maxwell, el hombre sintiéndose poeta de la Naturaleza, inspirado escribió:

 

“En tiempos y lugares totalmente inciertos,

Los átomos dejaron su camino celeste,

Y mediante abrazos fortuitos,

Engendraron todo lo que existe.”

Pocas dudas nos pueden caber de que, todo está hecho de Quarks y Leptones

Nueva luz sobre la materia bariónica perdida y la gravedad en escalas cósmicas | Instituto de Astrofísica de Canarias • IAC

     Nueva luz sobre la materia bariónica perdida y la gravedad en escalas cósmicas

La presencia de materia ionizada alrededor de galaxias deja una huella en la radiación de Fondo Cósmico de Microondas, que puede detectarse conociendo el patrón de velocidades de galaxias.

Y al menos en lo que conocemos y que esté hecho de materia bariónica (la que emite radiación), así resulta ser. En la materia, de una u otra manera, están presentes las fuerzas fundamentales que rigen en el Universo, como por ejemplo, la radiactividad, la fuerza nuclear débil, la Gravedad y, en los átomos, la fuerza nuclear fuerte.

Eduardo Medina Gironzini on LinkedIn: Antoine-Henri Becquerel (París, 1852 - Le Croisic, Francia, 1908). Físico…

 

La radiactividad fue descubierta por el científico francés Antoine Henri Becquerel en 1896 de forma casi ocasional al realizar investigaciones sobre la fluorescencia del sulfato doble de uranio y potasio. Descubrió que el uranio emitía espontáneamente una radiación misteriosa.

En los albores del siglo XX se hacía cada vez más evidente que alguna clase de energía “atómica” tenía que ser responsable de la potencia del Sol y las otras estrellas del cielo. Ya por 1898, sólo dos años después del descubrimiento de la radiactividad por Becquerel, el geólogo norteamericano Thomas Chrowder Chamberlin especulaba que los átomos eran “complejas organizaciones y centros de enormes energías”, y que “las extraordinarias condiciones que hay en el centro del Sol pueden… liberar una parte de su energía”. Pero nadie sabía cuál era ese mecanismo, ni cómo podía operar, hasta que no se llegó a saber mucho más sobre los átomos y las estrellas.

 

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“Dentro de la «garra» de este monstruo solar podrían caber fácilmente diez  Tierras . En esta secuencia time lapse de media hora condensada se ve el monstruo, en realidad una enorme protuberancia eruptiva, moviéndose hacia el exterior del  Sol . Pero  esta protuberancia es importante no sólo por su tamaño sino también por su forma. La forma retorcida de ocho indica la formación de un complejo  campo magnético a través de las  partículas solares emergentes. La rotación diferencial del gas que se produce por debajo de la superficie del Sol podría ayudar a explicar la explosión superficial. Esta  secuencia de cinco fotogramas fue hecha a principios de 2000 por el  satélite SOHO que orbita el Sol. Aunque las grandes protuberancias y las energéticas  eyecciones de masa coronal (CMES) son relativamente raras, actualmente están sucediendo más a menudo porque estamos cerca del  máximo solar , es decir, el pico de manchas y de actividad en el  ciclo solar de once años.”

“Astronomical Picture of the Day”.

 

                   Semilleros de estrellas: Las Nebulosas. : Blog de Emilio Silvera V.

Las estrellas son mucho más que simples puntos brillantes que brillan en el cielo en las noches oscuras y titilan como queriendo enviarnos algún mensaje, Gracias a ellas,  existen mundos en los que la Vida… ¡está presente! Sin su luz y su calor, no tendríamos fotosíntesis, no existiría una temperatura adecuada para la vida, los océanos y la atmósfera de los planetas habitados serían diferentes, y, además, ellas son las que crean los elementos de los que estamos hechos, renuevan el Universo de manera continuada cuando, agotado su combustible nuclear de fusión explosionan y riegan el Espacio Interestelar de materia Nebulosa en la que se forman los ingredientes esenciales para la vida en forma de moléculas, allí se forman nuevas estrellas y nuevos mundos, y… ¡Quién sabe si también allí comienza a germinar la simiente de nuevas formas de Vida!

El intento de lograr tal comprensión exigió una colaboración cada vez mayor entre los astrónomos y los físicos nucleares. Su trabajo llevaría, no sólo a resolver la cuestión de la energía estelar, sino también al descubrimiento de una trenza dorada en la que la evolución cósmica se entrelazaba con la historia atómica y la estelar.

 

Cómo está constituido el núcleo de los átomos? - Foro Nuclear

 

  1. La base de todo lo que nos rodea
  2. Entendiendo la estructura: Núcleo y electrones
  3. Conexión con la tabla periódica
  4. Ciencia y tecnología
  5. Implicaciones en nuestra vida cotidiana
  6. Conclusiones
  7. Preguntas frecuentes
    1. 1. ¿Cuál es el átomo más pequeño?
    2. 2. ¿Cuál es la relación entre la estructura del átomo y la electronegatividad?
    3. 3. ¿Cómo se relaciona la estructura del átomo con las reacciones químicas?

El átomo es la unidad básica de la materia. Es increíble pensar que todo lo que vemos a nuestro alrededor, desde la planta que crece en el jardín hasta la computadora en la que estamos leyendo este artículo, está compuesto por estos diminutos ladrillos de construcción. Pero, ¿por qué es tan importante conocer la estructura del átomo? Vamos a explorar juntos esta fascinante pregunta.

 

noviembre 2023, ya en horario de invierno, podremos

 

La clave para comprender la energía estelar fue, como previó Chamberlin, conocer la estructura del átomo. Que el átomo tenía una estructura interna podía inferirse de varias líneas de investigación, entre ellas, el estudio de la radiactividad: para que los átomos emitiesen partículas, como se había hallado que lo hacían en los laboratorios

 

5) Obtuvo dos Premios Nobel a pesar de muchos #MarieCurie150

 

de Becquerel y los Curie, y para que esas emisiones los transformasen de unos elementos en otros, como habían demostrado Rutherford y el químico inglés Frederick Soddy, los átomos debían de ser algo más que simples unidades indivisibles, como implicaba su nombre (de la voz griega que significa “imposible de cortar”). Pero la física atómica aún debía recorrer un largo camino para llegar a comprender su estructura.

De los tres principales constituyentes del átomo -el protón, el neutrón y el electrón-, sólo el electrón había sido identificado (por J.J. Thomson, en los últimos años del siglo XIX). Nadie hablaba de energía “nuclear”, pues ni siquiera se había demostrado la existencia del núcleo atómico, y mucho menos de sus partículas constituyentes, el protón y el neutrón, que serían identificados respectivamente, por Thomson en 1913 y James Chadwick en 1932.

 

El experimento de Rutherford en el que se descubrió la exietncia del núcleo atómico

 

Rutherford, Hans Geiger y Ernest Marsden se contaban entre los más expertos entendidos sobre la cartografía atómica. En Manchester, de 1909 a 1911, sondearon el átomo lanzando corrientes de “partículas alfa” subatómicas -núcleos de helio- contra delgadas laminillas de oro, plata, estaño y otros metales. La mayoría de las partículas alfa se escapaban a través de las laminillas, pero, para asombro de los experimentadores, algunas rebotaban hacia atrás, Rutherford pensó durante largo tiempo e intensamente en este extraño resultado; era tan sorprendente, señalaba, como si una bala rebotase contra un pañuelo de papel. Finalmente, en una cena en casa en 1911, anunció a unos pocos amigos que había dado con una explicación: que la mayoría de la masa de un átomo reside un un diminuto núcleo masivo. Midiendo las tasas de dispersión hacia atrás obtenida de laminillas compuestas de varios elementos, Rutherford pudo calcular la carga y el diámetro máximo del núcleo atómico del blanco. Esa era, pues, una explicación atómica de los pesos de los elementos. Los elementos pesados son más pesados que los elementos ligeros porque los núcleos de sus átomos tienen mayor masa.

 

Archivo:Atomo litio.gif - Wikipedia, la enciclopedia libre

 

El ámbito de los electrones fue explorado luego por el físico danés Niels Bohr, quien demostró que los electrones ocupan órbitas, o capas, discretas que rodean el núcleo. (Durante un tiempo Bohr concibió el átomo como un sistema solar en miniatura, pero este análisis pronto demostró ser inadecuado; el átomo no está regido por la mecánica newtoniana sino por la mecánica cuántica.) Entre sus muchos otros éxitos, el modelo de Bohr revelaba la base física de la espectroscopia. El número de electrones de un átomo está determinado por la carga eléctrica del núcleo, la que a su vez se debe al número de protones del núcleo, que es la clave de la identidad química del átomo.

Cuando un electrón cae de una órbita externa a una órbita interior emite un fotón. La longitud de onda de ese fotón está determinada por las órbitas partículas entre las que el electrón efectúa la transición. Y esta es la razón de que un espectro, que registra las longitudes de onda de los fotones, revele los elementos químicos que forman la estrella u otro objeto que estudie el espectros-copista. En palabras de Max Planck, el fundador de la mecánica cuántica, el modelo de Bohr del átomo proporciona “la llave largamente buscada de la puerta de entrada al maravilloso mundo de la espectroscopia, que desde el descubrimiento del análisis espectral había desafiado obstinadamente todos los intentos de conocerlo”.

 

Plasma | FisiQuímicamente

Las estrellas son enormes aglomeraciones de gas, principalmente Hidrogeno, cuya temperatura es tan alta debido a la fusión de este elemento, que irradian luz a lo largo de todo el espectro electromagnético. Poseen diferentes temperaturas que varían desde los 2000 grados Celsius hasta los 50000.

De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orión) de color azul. En astronomía se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.

 

 

Los colores de las estrellas y por qué no vemos estrellas verdes | portalastronomico.com

Las estrellas varían en color del azul al amarillo al naranja y al rojo. blancas azuladas, amarillas, anaranjadas y rojas. El color puede revelar algo importante sobre una estrella: la temperatura de su superficie.

La temperatura es la causa principal de las distintas tonalidades de las estrellas. Las más calientes tienen una apariencia azul y sus superficies pueden llegar a alcanzar temperaturas de 40.000 K; las estrellas más frías resplandecen rojas y están sólo a unos pocos miles de grados Kelvin. En medio, cuando las atmósferas son progresivamente más frías, el color de una estrella tiende al blanco, al amarillo y al naranjo. Se clasifican con las letras o, b, a, f, g, k y m, desde el azul al rojo, como se ve en la imagen de portada.

 

Para definir el color de una estrella, Johnson y Morgan (1950), crearon el sistema UBV (del inglés Ultravioleta, Azul, Visible). Las mediciones se realizaban mediante un fotómetro fotoeléctrico para medir la intensidad de la radiación el longitudes de onda específicas:

 

  • Ultravioleta: 3000 Å a 4000 Å
  • Azul: 3600 Å a 5500 Å
  • Visual: 4800 Å a 6800 Å

 

Con estos datos se pudo crear una serie de escalas: (B-V), (U-B) y (B-V). Cuanto mayor el número, más roja es la estrella. Para ver ejemplos de índices de color de diferentes estrellas, visite la sección de estrellas variables.

Si calientas una barra de hierro, después de un rato brillará de color rojo, luego naranja y finalmente en un blanco azulado. Entonces se derretirá.

¿Por qué brilla? Cualquier materia que esté por encima del cero absoluto (-273ºC) emitirá luz. La cantidad de luz que emite, y lo que es más importante, la longitud de onda de esa luz, dependerá de su temperatura. Cuanto más caliente sea, más corta será su longitud de onda.

Los objetos fríos emiten microondas. Los objetos extremadamente calientes emiten luz ultravioleta o rayos X. En un rango muy estrecho de temperaturas, los objetos calientes emitirán luz visible (longitudes de onda de unos 300 a 700 nm).

La tabla a continuación muestra el espectro electromagnético, con sus longitudes de onda.

 

Rolscience - Divulgación científica: ¿Qué es el electromagnetismo?Qué es el electromagnetismo - EspacioCiencia.com

 

Denominación Longitud de Onda
Rayos Gamma 0.00000007 a 0.001 Å
Rayos X 0.001 a 100 Å
Luz Ultravioleta 100 a 3900 Å
Luz Visible 3900 a 7500 Å
Luz Infrarroja (fotográfica) 7500 a 15000 Å
Infrarrojo Cercano 15000 a 200000 Å
Infrarrojo Lejano 0.002 a 0.1 cm.
Microondas (ondas de radar) 0.1 a 250 cm.
Frecuencias elevadas (televisión) 2.5 a 15 m.
Onda corta de radio 15 a 180 m.
Banda de control aeronáutico 750 a 1500 m.
Onda larga de radio 1500 m en adelante

Las escalas son las siguientes:

1 Å (Ångstron) = 1×10-8 cm (centímetros) = 1×10-10 m (metros)

 

Hasta dónde llega el ojo humano al leer un color | Colorbatch

El ojo humano solo es capaz de percibir la pequeña porción que corresponde a la luz visible, situada entre los 3900 Å y 7500 Å, donde la menor se encuentra cerca del violeta y la mayor del rojo. El Sol emite en todas las longitudes de onda, pero solo llegan a la superficie una pequeña porción de estas, las demás son frenadas por la atmósfera: el ozono absorbe las mas altas longitudes de onda hasta el ultravioleta, y el vapor de agua absorbe gran parte de las infrarrojas.

 

                          Observatorio del Harvard College - Wikipedia, la enciclopedia libre

 

En el Observatorio de la Universidad de Harvard, uno de los principales centros de la monótona pero prometedora tarea de la taxonomía estelar, las placas fotográficas que mostraban los colores y espectros de decenas de miles de estrellas se apilaban delante de “calculadoras”, mujeres solteras, la mayoría, empleadas como miembros del personal de una facultad que les impedía asistir a clases u obtener un título.

 

Henrietta Swan Leavitt - Wikipedia, la enciclopedia libreQuién fue Henrietta Swan Leavitt, cuyo trabajo permitió que Albert Einstein y Edwin Hubble hicieran descubrimientos que cambiarían el mundo - BBC News Mundo

 

Una de esas mujeres, Henrietta Leavitt (arriba en la primera imagen), fue la investigadora pionera de las estrellas variables cefeidas que tan útiles serían a Shapley y Hubble, ella fue una de esas “calculadoras” de Harvard que, se encargaban de examinar las placas y registrar los datos en una pulcra escritura victoriana para su compilación en volúmenes como el Henry Draper Catalog, así llamado en honor al primer astro-fotógrafo y físico que tomó las primeras fotografías del espectro de una estrella. Como presos que marcan el paso de los días en los muros de su celda, señalaban su progreso en totales de estrellas catalogadas. Antonia Maury, sobrina de Draper, contaba que había clasificado los espectros de más de quinientas mil estrellas. Su labor era auténticamente baconiana, del tipo que Newton y Darwin instaban a hacer pero raramente hicieron ellos, y las mujeres se enorgullecían de ella. Como afirmaba la “calculadora” de Harvard Annie Jump Cannon: “Cada dato es un facto valioso en la imponente totalidad”.

 

        Biografía de Annie Jump Cannon (Su vida, historia, bio resumida)Annie Jump Cannon (1863-1941) | HipnosNews

 

Precisamente fue Cannon quien,  en 1915, empezó a discernir la forma de esa totalidad, cuando descubrió que la mayoría de las estrellas pertenecían a una de media docena de clases espectrales distintas. Su sistema de clasificación (ahora generalizado en la astronomía estelar), ordena los espectros por color, desde las estrellas O blanco-azuladas, pasando por las estrellas G amarillas como el Sol, hasta las estrellas rojas M. Era un rasgo de simplicidad debajo de la asombrosa variedad de las estrellas.

 

Tipos de estrellas - Clases, características y nombres

Pronto se descubrió un orden más profundo, en 1911, cuando el ingeniero y astrónomo autodidacto danés Ejnar Hertzsprung analizó los datos de Cannon y Maury de las estrellas de dos cúmulos, Las Híades y las Pléyades. Los cúmulos como estos son genuinos conjuntos de estrellas y no meras alineaciones al azar; hasta un observador inexperimentado salta entusiasmado cuando recorre con el telescopio las Pléyades, con sus estrellas color azul verdoso enredadas en telarañas de polvo de diamante, o las Híades, cuyas estrellas varían en color desde el blanco mate hasta el amarillo apagado.

Pléyades (mitología) - Wikipedia, la enciclopedia libreEL UNIVERSO DESDE CIELO URBANO: MESSIER 45 " LAS PLÉYADES "

                                                                      Las Pléyades

            Éste cúmulo estelar ya era conocido y documentado por las grandes civilizaciones antiguas como por ejemplo: los Sumerios, los  Egipcios, los Griegos, los Maya, los Azteca, los Incas, los Rapanui, etc. Las Pléyades fueron una pieza muy importante para las civilizaciones antiguas porque servían para comprender el cambio de las estaciones. Cuando aparecían en la bóveda celeste significaba que llegaba el otoño y el frío y cuando se iba de la bóveda celeste significaba que llegaba la primavera y el verano. Para algunas civilizaciones también servían para saber cuando empezaba una de las épocas más importantes del año como era  la época de la siembra.

                                                                 

                                   

                                                Las Híades

Puesto que puede suponerse que todas las estrellas de un cúmulo están a la misma distancia de la Tierra, toda diferencia observada en sus magnitudes aparentes pueden atribuirse, no a una diferencia en las distancias, sino en las magnitudes absolutas. Hertzsprung aprovechó este hecho para utilizar los cúmulos como muestras de laboratorio con las que podía buscar una relación entre los colores y los brillos intrínsecos de las estrellas. Halló tal relación: la mayoría de las estrellas de ambos cúmulos caían en dos líneas suavemente curvadas.

 

Diagrama Hertzsprung-Russell: clasificación de las estrellas según su luminosidad y temperatura superficial. Estos dos datos nos dan su tipo espectral. Y colorí…

 

Esto, en forma de gráfico, fue el primer esbozo de un árbol de estrellas que desde entonces ha sido llamado diagrama Hertzsprung-Russell. Claro, como cabía esperar, la aplicabilidad del método pronto se amplió también a estrellas no pertenecientes a cúmulos.

 

          Henry Norris Russell

Henry Norris Russell

(1877/10/25 – 1957/02/18) Astrofísico estadounidense

 Henry Norris Russell, un astrofísico de Princeton con un enciclopédico dominio de su campo, pronto se puso a trabajar justamente en eso. Sin conocer siquiera el trabajo de Hertzsprung, Russell diagramó las magnitudes absolutas en función de los colores, y halló que la mayoría están a lo largo de una estrecha zona inclinada: el “tronco del árbol” de estrellas. El árbol ha estado creciendo desde entonces y hoy, está firmemente grabado en la conciencia de todos los astrónomos estelares del mundo. Su tronco es la “serie principal”, una suave curva en forma de S a lo largo de la cual se sitúan entre el 80 y el 90 por 100 de todas las estrellas visibles. El Sol, una típica estrella amarilla, está en la serie principal a poco menos de la mitad del tronco hacia arriba. Una rama más fina sale del tronco y se extiende hacia arriba y a la derecha, donde florece en un ramillete de estrellas más brillantes y más rojas: las gigantes rojas. Debajo y a la izquierda hay una cantidad de mantillo de pálidas estrellas entre azules y blancas: las enanas.

 

                                         

                                      El Diagrama de  Hertzsprung-Russell resumido

Este diagrama proporcionó a los astrónomos un registro congelado de la evolución, el equivalente astrofísico del registro fósil que los geólogos estudian en los estratos rocosos. Presumiblemente, las estrellas evolucionan de algún modo, pasan la mayor parte de su tiempo en la serie principal (la mayoría de las estrellas en la actualidad, en el brevísimo tiempo que tenemos para observar, se encuentran allí), pero empiezan y terminan su vida en alguna otra parte, entre las ramas o en el mantillo. Por supuesto, no podemos esperar para ver que esto sucede, pues el tiempo de vida, aun de estrellas de vida corta, se mide en millones de años. Hallar las respuestas exigirá conocer toda la física del funcionamiento estelar.

 

                                  Coulomb Barrier for Nuclear FusionTunneling, Barrier Penetration

El progreso de la Física, mientras tanto, estaba bloqueado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como la barrera de Coulomb, y por un tiempo frustró los esfuerzos de los físicos teóricos para comprender cómo la fusión nuclear podía producir energía en las estrellas…Pero eso, amigos, es otra historia que os contaré en otro momento.

Emilio Silvera v.

 


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