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http://www.youtube.com/watch?v=2mC2DM8xQPA
http://www.youtube.com/watch?v=6LyzCEFATY0
http://www.youtube.com/watch?v=0Lo_Il6bJg8
viernes, 19 de noviembre de 2010
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miércoles, 3 de noviembre de 2010
ANTIMATERIA
En física de partículas, la antimateria es la extensión del concepto de antipartícula a la materia. Así, la antimateria está compuesta de antipartículas, mientras que la materia ordinaria está compuesta de partículas. Por ejemplo, un antielectrón (un electrón con carga positiva, también llamado positrón) y un antiprotón (un protón con carga negativa) podrían formar un átomo de antimateria, de la misma manera que un electrón y un protón forman un átomo de hidrógeno. El contacto de materia y antimateria llevaría a la aniquilación de ambas, dando lugar a fotones de alta energía (rayos gamma) y otros pares partícula-antipartícula
En física se usa una barra horizontal o macrón para diferenciar las partículas de las antipartículas: por ejemplo protón p y antiprotón p. Para los átomos de antimateria se emplea la misma notación: por ejemplo, si el hidrógeno se escribe H, el antihidrógeno será H.
También se utiliza la diferencia de carga eléctrica entre ambas partículas: por ejemplo electrón e− y positrón e+.
La ecuación de Dirac, formulada por Paul Dirac en 1928, predijo la existencia de antipartículas además de las partículas de materia ordinarias. Desde entonces, se han ido detectando experimentalmente muchas de dichas antipartículas: Carl D. Anderson, en el Caltech, descubrió el positrón en 1932. Veintitrés años después, en 1955, Emilio Segrè y Owen Chamberlain, en la universidad de Berkeley, el antiprotón y antineutrón.[1]
Pero la primera vez que se pudo hablar propiamente de antimateria, es decir, de "materia" compuesta por antipartículas, fue en 1965, cuando dos equipos consiguieron crear un antideuterón, una antipartícula compuesta por un antiprotón y un antineutrón. La antipartícula fue lograda en el Acelerador Protón Sincrotrón del CERN, a cargo de Antonino Zichichi, y paralelamente por Leon Lederman, en el acelerador AGS (Alternating Gradient Synchrotron) del Laboratonio Nacional de Brookhaven, en Nueva York.[5]
En 1995, el CERN anunció la creación de nueve átomos de antihidrógeno en el experimento PS210, liderado por Walter Oelert y Mario Macri, y el Fermilab confirmó el hecho, anunciando poco después la creación a su vez de 100 átomos de antihidrógeno.
F. J Hartmann, de la Universidad Técnica de Munich, y un equipo de investigadores japoneses informaron de la creación de un átomo compuesto de materia y antimateria llamado helio antiprotónico
. Este átomo constaba de dos protones, dos neutrones, un electrón y un antiprotón en lugar del segundo electrón. El átomo sobrevivió 15 millonésimas de segundo[6]
Si bien la antimateria está lejos de ser considerada una opción por su abrumador costo y las dificultades tecnológicas inherentes a su manipulación, las antipartículas sí están encontrando usos prácticos: la Tomografía por emisión de positrones es ya una realidad. También se investiga su uso en terapias contra el cáncer, ya que un estudio del CERN ha descubierto que los antiprotones son cuatro veces más efectivos que los protones en la destrucción de tejido canceroso,[13] y se especula incluso con la idea de diseñar microscopios de antimateria, supuestamente más sensibles que los de materia ordinaria.[14] Pero el mayor interés por la antimateria se centra en sus aplicaciones como combustible (o incluso para armamento), pues la aniquilación de una partícula con una antipartícula genera energía pura según la ecuación de Einstein E=mc² La energía generada por kilo (9×1016 J/kg), es unas diez mil millones de veces mayor que la generada por reacciones químicas, diez mil veces mayor que la energía nuclear de fisión, y unas cien veces mayor que la energía nuclear de fusión.[15]
Por ejemplo, se estima que sólo serían necesarios 10 miligramos de antimateria para propulsar una nave a Marte[16]
No obstante, hay que indicar que estas cifras no tienen en cuenta que aproximadamente el 50% de la energía se disipa en forma de emisión de neutrinos, por lo que en la práctica habría que reducir las cifras a la mitad.[17]
EL BING BANG
En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo se basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.[1]
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.
En física de partículas, la antimateria es la extensión del concepto de antipartícula a la materia. Así, la antimateria está compuesta de antipartículas, mientras que la materia ordinaria está compuesta de partículas. Por ejemplo, un antielectrón (un electrón con carga positiva, también llamado positrón) y un antiprotón (un protón con carga negativa) podrían formar un átomo de antimateria, de la misma manera que un electrón y un protón forman un átomo de hidrógeno. El contacto de materia y antimateria llevaría a la aniquilación de ambas, dando lugar a fotones de alta energía (rayos gamma) y otros pares partícula-antipartícula
En física se usa una barra horizontal o macrón para diferenciar las partículas de las antipartículas: por ejemplo protón p y antiprotón p. Para los átomos de antimateria se emplea la misma notación: por ejemplo, si el hidrógeno se escribe H, el antihidrógeno será H.
También se utiliza la diferencia de carga eléctrica entre ambas partículas: por ejemplo electrón e− y positrón e+.
La ecuación de Dirac, formulada por Paul Dirac en 1928, predijo la existencia de antipartículas además de las partículas de materia ordinarias. Desde entonces, se han ido detectando experimentalmente muchas de dichas antipartículas: Carl D. Anderson, en el Caltech, descubrió el positrón en 1932. Veintitrés años después, en 1955, Emilio Segrè y Owen Chamberlain, en la universidad de Berkeley, el antiprotón y antineutrón.[1]
Pero la primera vez que se pudo hablar propiamente de antimateria, es decir, de "materia" compuesta por antipartículas, fue en 1965, cuando dos equipos consiguieron crear un antideuterón, una antipartícula compuesta por un antiprotón y un antineutrón. La antipartícula fue lograda en el Acelerador Protón Sincrotrón del CERN, a cargo de Antonino Zichichi, y paralelamente por Leon Lederman, en el acelerador AGS (Alternating Gradient Synchrotron) del Laboratonio Nacional de Brookhaven, en Nueva York.[5]
En 1995, el CERN anunció la creación de nueve átomos de antihidrógeno en el experimento PS210, liderado por Walter Oelert y Mario Macri, y el Fermilab confirmó el hecho, anunciando poco después la creación a su vez de 100 átomos de antihidrógeno.
F. J Hartmann, de la Universidad Técnica de Munich, y un equipo de investigadores japoneses informaron de la creación de un átomo compuesto de materia y antimateria llamado helio antiprotónico
. Este átomo constaba de dos protones, dos neutrones, un electrón y un antiprotón en lugar del segundo electrón. El átomo sobrevivió 15 millonésimas de segundo[6]Si bien la antimateria está lejos de ser considerada una opción por su abrumador costo y las dificultades tecnológicas inherentes a su manipulación, las antipartículas sí están encontrando usos prácticos: la Tomografía por emisión de positrones es ya una realidad. También se investiga su uso en terapias contra el cáncer, ya que un estudio del CERN ha descubierto que los antiprotones son cuatro veces más efectivos que los protones en la destrucción de tejido canceroso,[13] y se especula incluso con la idea de diseñar microscopios de antimateria, supuestamente más sensibles que los de materia ordinaria.[14] Pero el mayor interés por la antimateria se centra en sus aplicaciones como combustible (o incluso para armamento), pues la aniquilación de una partícula con una antipartícula genera energía pura según la ecuación de Einstein E=mc² La energía generada por kilo (9×1016 J/kg), es unas diez mil millones de veces mayor que la generada por reacciones químicas, diez mil veces mayor que la energía nuclear de fisión, y unas cien veces mayor que la energía nuclear de fusión.[15]
Por ejemplo, se estima que sólo serían necesarios 10 miligramos de antimateria para propulsar una nave a Marte[16]
No obstante, hay que indicar que estas cifras no tienen en cuenta que aproximadamente el 50% de la energía se disipa en forma de emisión de neutrinos, por lo que en la práctica habría que reducir las cifras a la mitad.[17]
EL BING BANG
En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo se basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.[1]
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas
Descripción del Big Bang
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.
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