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									                         UNAM
        COLEGIO DE CIENCIAS Y HUMANIDADES PLANTEL SUR




NOMBRE:    HERNANDEZ RAMÍREZ VIANIK



GRUPO:     305



MATERIA:    FISICA



TEMA:       TRABAJO FINAL DE LA UNIDAD 4




FECHA DE ENTREGA: 8 DE MARZO DEL 2002
                                   UNIDAD IV

FENOMENOS TERMODINÁMICOS ESTRUCTURA DE LA MATERIA Y ENERGÍA EN
                        EL UNIVERSO



                                  CONTENIDO


   1. Estructura de los átomos: electrones y protones.

     - Descripción de las partículas que constituye el átomo según:
        Thomson Rutherford, Bhor
     - Explicación de:
        Conducción de la corriente eléctrica
        Formación de líneas espectrales de emisión y absorción de los elementos
        Comportamiento de los gases
        Formación de moléculas a partir de la estructura atómica de la materia
         considerada por núcleos y electrones
        Rutherford ; modelo planetario del átomo
      -La energía y los niveles electrónicos en el átomo


   2. Estructura de los átomos, núcleos y electrones

      Explicar, desde el punto de vista microscópico, la existencia de isótopos
             - Las partículas que constituyen el núcleo del átomo
             - Experimento Chadwick detecta la existencia de neutrones
             - Relación entre los rayos X y los núcleos de helio
             - Proceso de radiactividad en términos de cambios
                 efectuados en el núcleo


   3. Interacciones entre partículas elementales

      - Transmutación que puede efectuarse al chocar energéticamente
          una partícula a con un átomo de nitrógeno para obtener un átomo de
          oxígeno y uno de hidrógeno
      - Aparatos construidos por el hombre para provocar
          choques energéticos entre partículas atómicas
       -Interacciones, a parte de la magnética y la eléctrica, en la estabilidad
4. Equivalencia masa-energía

 - Concepto de quantum de energía conforme a las ideas de Plank
 - Concepto de equivalencia entre masa y energía
 - Obtención de energía en la radiactividad a partir del déficit de masa    en los
    elementos que intervienen en la transmutación

5. Materia-antimateria

 - Descubrimiento del positrón por Anderson en 1932
 - Relación entre el paso de un rayo de alta frecuencia cerca del núcleo con la
     creación de un par de partículas, electrón y positrón

6. Energia nuclear, Radiactividad, fusión y fision

 - Descripción de la constitución ; núcleo atómico por protones y neutrones
 - Diferencia entre isótopos
 - Procesos de fisión y fusión nuclear
 - Funcionamiento de un reactor de fisión nuclear
 - Función que desempeñan los neutrones en la fisión nuclear

7. Energia en el universo

   - Descripción de la energía que se crea o se genera en el universo

8. El sol como fuente primaria de energía en el universo

  - Concepto de fuente primaria y secundaria de energía
  - Cadenas energéticas iniciadas por energía de origen: solar, nuclear y
      geotérmica
  - La importancia del sol en la conservación de la vida

9. Origen y evolución del universo

   - Teorías acerca del origen y evolución del universo
   - El Universo es dinámico y está en constante cambio
   - Fenómenos cósmicos como la formación de estrellas y los hoyos negros
   - Que son los rayos cósmicos
   - Que son los pulsares y quasares
                                      UNIDAD IV

FENOMENOS TERMODINÁMICOS ESTRUCTURA DE LA MATERIA Y ENERGÍA EN
                        EL UNIVERSO




                                       TEMA 1
                  Estructura de los átomos: electrones y protones.

Primeramente se conocerán los conceptos, estructuras, formas y detalles de los
electrones y protones así como su estructura:
El electrón, un tipo de partícula elemental que, junto con los protones y neutrones,
constituya átomos y moléculas. Los electrones juegan un papel en una variedad ancha
de fenómenos. El flujo de una corriente eléctrica en un conductor es causado el flotando
de electrones libres en el conductor. La conducción de calor también es principalmente
un fenómeno de actividad del electrón. En los tubos del vacío un cátodo acalorado
emite un arroyo de electrones que pueden usarse amplificar o rectificar una corriente
eléctrica (vea la Rectificación; Los Tubos del vacío). Si semejante arroyo se enfoca en
una viga bien-definida, se llama una viga de rayo catódico (vea el Cátodo Ray). rayos
del Cátodo dirigidos contra los blancos convenientes producen los rayos de X; dirigido
contra la pantalla fluorescente de un tubo de la televisión, ellos producen las imágenes
visibles. También, las partículas de la beta negativamente cobradas emitidas por
algunas substancias radiactivas son los electrones. Vea la Radioactividad; X Ray; La
electrónica; Los Aceleradores de la partícula.
Los electrones tienen una masa del resto de 9.109 x 10-28 gramos, y un cargo eléctrico
de negativo 1.602 x 10-19 culombios (vea las Unidades Eléctricas). El cargo del
electrón es la unidad básica de electricidad. Los electrones son clasificados como el
fermions porque ellos tienen el giro medio-íntegro; el giro es una propiedad mecánica
quántum de partículas subatómicas que indican la velocidad adquirida angular de la
partícula. La versión del antimateria del electrón es el positron.

El protón, partícula nuclear que tiene un cargo positivo idéntico en la magnitud al cargo
negativo de un electrón y, junto con el neutrón, un elector de núcleos todo atómicos
(vea Átomo y la Teoría Atómica). El protón también se llama un nucleon, como es el
neutrón. El protón forma, solo, el núcleo del átomo de hidrógeno (vea el Núcleo). La
masa de un protón es aproximadamente 1836 veces eso de un electrón, o 1.6726 × 10-
24 g. Por consiguiente, la masa de un átomo se contiene casi completamente en el
núcleo. El protón tiene una velocidad adquirida angular intrínseca, o hila, y así un
momento magnético (vea el Magnetismo). además, el protón obedece el principio de la
exclusión. El número de protones en el núcleo de un átomo determina qué elemento es;
el número atómico de un elemento denota el número de protones en el núcleo. En las
físicas nucleares, el protón se usa como un proyectil en los aceleradores grandes para
bombardear los núcleos para producir las partículas fundamentales (vea los
Aceleradores de la Partícula). Como el ion de hidrógeno, el protón juega un papel
importante en la química (vea la Reacción Química).
El antiprotón, el antipartícula del protón, también se llama un protón negativo. Difiere del
protón teniendo un cargo negativo y no siendo un elector de núcleos atómicos. El
antiprotón es estable en un vacío y no se deteriora espontáneamente. Cuando un
antiprotón choca con un protón o un neutrón, sin embargo, que las dos partículas se
transforman en mesones que tienen una media vida sumamente corta (vea la
Radioactividad). Aunque físicos habían postulado la existencia de esta partícula
elemental desde los años treinta, el antiprotón se identificó positivamente la primera vez
para en 1955 en la Universidad de California el Lawrence Berkeley National el
Laboratorio.
Porque los protones son partes esenciales de materia ordinaria, ellos son
evidentemente estables. Físicos de la partícula están no obstante interesados en
aprender si los protones en el futuro el decaimiento después de todos, en una balanza
de tiempo de muchos billones de billones de años. Este interés deriva de los esfuerzos
actuales a granes teorías de unificación que combinarían todas las cuatro interacciones
fundamentales de materia en un solo esquema (vea la Teoría del Campo Unificada).
Muchos de estos llamada de esfuerzos para la última inestabilidad del protón, para que
los grupos de la investigación a la varios los medios del acelerador están dirigiendo las
pruebas para descubrir cosas así se deteriora. A finales de los años ochenta ninguna
evidencia clara se había encontrado todavía; pueden interpretarse así lejos también los
posibles resultados de otras maneras.

El átomo y la Teoría Atómica, el estudio de la naturaleza de átomos y las fuerzas que
los unen. En la filosofía griega antigua el palabra átomo fue usado para describir el
pedazo más pequeño de materia que podría concebirse. Esto "la partículafundamental,"
para usar el término actual para este concepto, se pensó de como indestructible; de
hecho, la palabra griega para el átomo significa "no divisible". EL conocimiento sobre el
tamaño y naturaleza del átomo creció despacio a lo largo de los siglos cuando las
personas estaban meramente satisfechas especular sobre él.
Con el advenimiento de ciencia experimental en los 16 y 17 siglos , progrese en teoría
atómica vivificada. Químicos reconocieron pronto que pueden analizarse todo los
líquidos, gases, y sólidos en sus últimos componentes, o elementos ; por ejemplo, se
encontró la sal para ser compuesto de dos elementos distintos y diferentes, sodio y
cloro que se unen juntos en una forma íntima conocido como un compuesto químico.
Se descubrió el aire para consistir en una mezcla del nitrógeno de gases y oxígeno. Se
simbolizó el agua como HOH, mientras significando que consiste en dos átomos de
hidrógeno para cada átomo de oxígeno.
La TEORÍA de DALTON a John Dalton, maestro de escuela británico y químico, fue les
fascinado por el enigma del mosaico de los elementos. Temprano en el 19 siglo que él
hizo a los estudios de la manera en que los varios elementos combinan entre si con
formar los compuestos químicos. Otros científicos, entre ellos el físico Sir inglés el
Newton de Isaac, ya había especulado que las unidades más pequeñas de una
substancia son los átomos. Dalton se consideró como el fundador de teoría atómica
porque él hizo la teoría cuantitativo. Él mostró cómo estos átomos se unen juntos en las
proporciones definidas. Las investigaciones subsecuentes demostradas que la unidad
más pequeña de una substancia química como el agua es una molécula. Cada
molécula de agua consiste en un solo átomo de oxígeno y dos átomos de hidrógeno
unieron por una fuerza eléctrica llamada un "la atadura química. Todos los átomos de
cualquier elemento dado se comportan químicamente de la misma manera. Así, de un
punto de vista químico, el átomo es la entidad más pequeña a ser considerada. Las
propiedades químicas de los varios elementos son bastante diferentes; sus átomos
combinan de muchas maneras diferentes de formar una multitud de compuestos del
químico diferentes. Algunos elementos, como el helio de gases y argón, están inertes,
que es, ellos no reaccionan con otros elementos. A diferencia del Oxigeno que tiene
una molécula diatomica (dos átomos en una sola molécula), el helio y otros gases
inertes son elementos del monoatomicos, con un solo átomo por la molécula.
La LEY de AVOGADRO El estudio de gases llamó la atención del físico italiano
Amedeo Avogadro que en 1811 formuló una ley importante que lleva su nombre. Esta
ley declara que los volúmenes iguales de gases diferentes contienen el mismo número
de moléculas cuando comparó bajo las mismas condiciones de temperatura y presión.
Dado estas condiciones, dos botellas idénticas, uno llenó con oxígeno y el otro con el
helio, contendrá el mismo número de moléculas exactamente. Dos veces los tantos
átomos del testamento de oxígeno están presentes, sin embargo, porque oxígeno es el
diatomico.
La medida de los pesos de volúmenes normales (es decir, las densidades) de permisos
de gases diferentes la comparación directa de los pesos de moléculas de gas
individuales. Cuando oxígeno se toma como una norma y el átomo del oxígeno se
asigna un valor de 16.0000 unidades de masa atómicas , se encuentra el helio para
tener un peso atómico de 4.003 , flúor 19.000, y sodio 22.997. "los pesos atómicos,"
aunque "masas atómicas" serían quizás más exactas. La masa es una medida de la
cantidad de materia en un cuerpo, considerando que el peso es la fuerza ejercida en el
cuerpo por la influencia de gravedad. Así, "peso atómico" es moderado . En procesos
que ocurren dentro de los núcleos de átomos, como el hendimiento nuclear, la masa se
convierte en la energía.)
La observación que los pesos tantos atómicos están cerca de los números enteros
llevado el químico británico William Prout para sugerir en 1816 que todos los elementos
podrían componerse de átomos de hidrógeno. Los dimensiones subsecuentes de pesos
atómicos revelaron ese, el cloro, por ejemplo, tiene un peso atómico de 35.455. El
descubrimiento de tales pesos atómicos fraccionarios parecía invalidar la hipótesis de
Prout después hasta un siglo, cuando fue descubierto que los átomos de la mayoría de
los elementos no hacen que todos tienen el mismo peso. Los átomos del mismo
elemento que difiere en el peso están conocido como los isótopos . En el caso de cloro
dos isótopos ocurren en la naturaleza. La muestra de los experimentos que el cloro es
una mezcla de tres partes de cloro-35 para cada una parte del más pesado cloro-37 el
isótopo. Esta proporción considera para el peso atómico observado de cloro. Los
científicos atómicos pueden medir los isótopos con la gran precisión. Por ejemplo, el
isótopo ligero de cloro está moderado en 34.97867 .
La norma usada para el cálculo de pesos atómicos se ha cambiado recientemente.
Durante la primera parte del 20 siglo era de costumbre usar oxígeno natural como la
norma contra que se computaron pesos atómicos o masas; oxígeno se asignó un peso
atómico íntegro de 16. Esta norma se usó por químicos después de los isótopos raros
de oxígeno (oxígeno-17 y oxígeno-18) se descubrió en 1929, porque las cantidades
pequeñas de estos isótopos en oxígeno natural es relativamente, aunque no
absolutamente, en la proporción constante al isótopo abundante, oxígeno-16. Físicos lo
encontraron, sin embargo, más fácil para computar las masas atómicas contra sólo el
oxígeno-16 el isótopo. Este método producía dos masas ligeramente diferentes de
pesos atómicos . La situación estaba resuelta en los tempranos 1960s, cuando las
uniones internacionales de química y físicas estaban de acuerdo en una sola nueva
norma, el isótopo abundante de carbono, carbono-12. La nueva norma reemplazó las
dos normas más tempranas completamente para todos los científicos. La nueva norma
es particularmente apropiada porque carbono-12 se usa a menudo como una referencia
normal en los cómputos de masas atómicas que usan el espectrómetro de masa. Es
más, la mesa de pesos atómicos basó adelante carbono-12 está en el acuerdo íntimo
con la mesa vieja basada en oxígeno natural.
Por el medio de los 19 siglo varios químicos reconocieron que las similitudes en las
propiedades químicas de varios elementos implicaron una regularidad que podría
ilustrarse colocando los elementos en una forma tabular o periódica. El químico ruso
Dimitry Mendeleyev propuso un mapa de elementos llamó tabla periódica en que los
elementos se colocan en las filas y columnas para que se agrupen elementos con las
propiedades químicas similares. Según este arreglo, cada elemento se asignó un
número (el número atómico) yendo de 1 para el hidrógeno a 92 para uranio. Porque no
todos los elementos estaban conocidos en el momento de Mendeleyev, se salieron los
espacios pálidos en la tabla periódica cada uno de los cuales correspondió a un
elemento perdido. Los elementos de número atómico más alto tienen los pesos
atómicos más pesados correspondientemente; este hecho podría predecirse de la
hipótesis de Prout.
Sobre el tamaño del átomo y su peso atormentó a centenares de científicos para un
periodo largo durante que falta de instrumentos adecuados y las técnicas apropiadas
les impidió obtener las respuestas satisfactorias. Como consecuencia, una variedad de
experimentos ingeniosos fue inventada para determinar el tamaño y peso de los varios
átomos. El más ligero de todos los átomos, el hidrógeno, tiene un diámetro de 1 × 10-8
centímetro (0.00000001 centímetro) y pesa 1.7 × 10-24 (el fragmento de un gramo
representado por 17 precedidos por 23 ceros y un punto decimal). Un átomo es tan
pequeño que una sola gota de agua contiene más de un millón de millones de mil
millones átomos.
El átomo no es un pedazo sólido de materia, incapaz de subdivisión extensa, se puso
evidente con el descubrimiento de radioactividad. En 1896 el físico francés Antoine
Henri Becquerel encontró que ese ciertas substancias, como las sales de uranio, emiten
rayos penetrantes de origen misterioso. Sólo un año más temprano el científico Wilhelm
Conrad Roentgen alemán había anunciado el descubrimiento de rayos de X que
pueden penetrar hojas de primacía. Los científicos franceses Marie Curie y su marido
Pierre Curie contribuyó más allá a una comprensión de substancias radiactivas, como
resultado de la investigación del físico británico Ernest Rutherford y sus
contemporáneos, se mostró que el uranio y algunos otros elementos pesados, como el
radio, emiten tres tipos diferentes de radiación, el alfa inicialmente llamado (á), beta (â),
y gamma (ã) los rayos. El primero en dos, qué fue encontrado para consistir en pedazos
eléctricamente cobrados de materia, se llama alfa y partículas de la beta ahora. Se
identificaron los rayos gamma en el futuro como las olas electromagnéticas, similar a los
rayos de X pero de longitudes de onda más cortas .
El ATOMO de RUTHERFORD Lejos de ser un pedazo sólido de materia, el átomo fue
encontrado para consistir principalmente en espacio. Al centro de este espacio es un
infinitesimalmente el centro pequeño llamó el núcleo. Rutherford estableció que la masa
del átomo se concentra en su núcleo. Él también propuso que los satélites llamados
que los electrones viajan en las órbitas alrededor del núcleo. El núcleo tiene un cargo
positivo de electricidad; los electrones cada uno tiene un cargo negativo. Los cargos
llevados por los electrones agregan a a la misma cantidad de electricidad como reside
en el núcleo, y así el estado eléctrico normal del átomo es neutro.




El ÁTOMO de BOHR para explicar la estructura del átomo, el físico dinamarqués Niels
Bohr desarrolló en 1913 una hipótesis conocido como la teoría de Bohr del átomo . Él
asumió que se colocan los electrones en las cáscaras definidas, o niveles quántum, a
una distancia considerable del núcleo. El arreglo de estos electrones se llama la
configuración del electrón. El número de tales iguales de los electrones el número
atómico del átomo; el hidrógeno tiene un solo electrón orbital, el helio tiene 2, y uranio
tiene 92. Las cáscaras del electrón se construyen a en una moda regular de una
primera cáscara a un total de siete cáscaras cada uno de los cuales tienen un límite
superior al número de electrones que puede acomodar. La primera cáscara está
completa con dos electrones, el segundo puede retrasarse a ocho electrones, y las
cáscaras sucesivas todavía sostienen los números más grandes. El "último" los
electrones, aquéllos que son extremo o agregaron en último lugar a la estructura del
átomo, determinan la conducta química del átomo.
Los gases inertes o nobles (el helio, neón, argón, criptón, xenón, y radón) todos han
llenado las cáscaras exteriores completamente. Ellos no entran en las combinaciones
químicas en la naturaleza, aunque los tres gases inertes más pesados (criptón, xenón,
y radón) ha formado los compuestos químicos en el laboratorio. Por otro lado, las
cáscaras extremas de tales elementos como el litio, sodio, y potasio contienen sólo un
electrón. Estos elementos combinan prontamente con otros elementos (transfiriendo
sus electrones extremos a ellos) para formar muchos compuestos del químico.
Las cáscaras atómicas necesariamente no llenan la de los electrones en el orden
consecutivo. Se agregan los electrones de los primeros 18 elementos en la tabla
periódica de una manera regular, cada cáscara se llena a un límite designado antes de
que una nueva cáscara se empiece. Empezando con el 19 elemento, el electrón
extremo empieza una nueva cáscara antes de que la cáscara anterior esté
completamente llena. Una regularidad todavía se mantiene, sin embargo, cuando los
electrones rellenan las cáscaras sucesivas un redundante parte de atrás-y-adelante el
modelo. El resultado es la repetición regular de propiedades químicas para los átomos
de aumentar peso atómico que corresponde al arreglo de los elementos en la tabla
periódica.
Es conveniente visualizar los electrones que se mueven sobre el núcleo de un átomo
como si ellos fueran planetas que mueven sobre el sol. Esta vista es mucho más
precisa . Se sabe ahora que es imposible de apuntar con precisión la posición precisa
de un electrón en el espacio del átomo sin perturbar su situación en algún momento
futuro. Esta incertidumbre está resuelta atribuyendo al átomo en forma de nube en que
la posición del electrón se define por lo que se refiere a la probabilidad de encontrarlo a
un poco de distancia del núcleo. Esto que la concepción esquemática bastante rizada
del átomo puede reconciliarse con el modelo del solar-sistema notando eso en el
espacio diminuto del átomo el electrón que hace muchos billones de órbitas alrededor
del núcleo en un solo segundo es por todas partes en seguida. La vista de la nube da
una forma así al átomo que no se proporciona por un modelo del solar-sistema.
 Uno de los grandes éxitos de físicas teóricas eran la explicación de los espectros de la
línea característicos de varios elementos .Los átomos excitados por un suministro de
energía de una fuente externa emiten luz de frecuencias bien-definidas. Por ejemplo, si
se celebra el gas de hidrógeno a la presión baja en un tubo de vidrio y una corriente
eléctrica se pasa a través de él, la luz visible de un color rojizo se emite. El examen
cuidadoso de esta luz con un espectroscopio del prisma muestra un espectro de la
línea, una serie de líneas regularmente espaciadas de luz cada uno de los cuales tiene
una longitud de onda definida y la energía asociada. La teoría de Bohr le permite al
físico calcular estas longitudes de onda en una moda sincera. Es que en el átomo de
hidrógeno el electrón exterior puede entrar las órbitas estables. Mientras el electrón
permanece en una órbita a una distancia fija del núcleo, el átomo no radia la energía.
Cuando el átomo está entusiasmado, el electrón salta más lejos a una órbita de
superior-energía del núcleo, y como él se retira a su órbita normal, emite una cantidad
discreta de energía que corresponde a una cierta longitud de onda de luz. Cada línea
de luz observada representa una transición electrónica entre una órbita de energía más
alta y más baja.
En muchos elementos más pesados, si un átomo está suficientemente entusiasmado
para que los electrones internos cerca del núcleo sean afectado, entonces la radiación
penetrante, o rayos de X, se emitirá. Estas transiciones electrónicas involucran
cantidades grandes de energía.
El NÚCLEO ATOMICO En 1905 Alberto Einstein desarrolló su ecuación de masa-
energía, E = el mc2, como la parte de su teoría especial de relatividad. Esta ecuación
declara eso con una masa dada (m) es asociado una cantidad de energía (E) igual a
esta masa multiplicada por el cuadrado de la velocidad de luz (c). Una cantidad muy
pequeña de masa es equivalente a una inmensa cantidad de energía. Porque más de
99 por ciento de la masa del átomo está en el núcleo, cualquier descargo de la energía
del átomo tendría que venir del núcleo.
En 1919 Rutherford expuso el gas de nitrógeno a una fuente radiactiva que emitió las
partículas del alfa. Algunas de las partículas del alfa chocaban con los núcleos de los
átomos de nitrógeno. Como resultado de estas colisiones, los átomos de nitrógeno se
transmutaron en los átomos de oxígenos. Una partícula positivamente cobrada se
emitió del núcleo de cada uno de los átomos que sufren la transmutación. Estas
partículas se reconocieron como ser idéntico a los núcleos de átomos de hidrógeno.
Ellos se llaman los protones. Aunque la investigación extensa demostrada que los
protones son electores de los núcleos de todos los elementos, se encontró ninguna más
pista a la estructura del núcleo hasta las 1932


                                     TEMA 2
                 Estructura de los átomos, núcleos y electrones

El núcleo (la estructura atómica), en la estructura atómica, la masa central
positivamente cobrada de un átomo sobre que los electrones orbitales . El núcleo está
compuesto de nucleos, es decir, protones y neutrones, y su masa considera para casi la
masa entera del átomo. cuando el físico Sir británico que James Chadwick descubrió
en el núcleo otra partícula, conocido como el neutrón, que tiene el mismo peso como el
protón pero sin un cargo eléctrico. Fue comprendido entonces que el núcleo es hecho
de protones y neutrones. En cualquier átomo dado, el número de protones es igual al
número de electrones y de al número atómico del átomo. Se explican los isótopos
entonces como los átomos del mismo elemento (es decir, mientras conteniendo el
mismo número de protones) eso tiene números diferentes de neutrones. En el caso de
cloro, un isótopo se identifica por el símbolo de 35Cl y su pariente pesado por 37Cl. Los
exponentes identifican el número de masa del isótopo y son numéricamente igual al
número total de neutrones y protones en el núcleo del átomo. A veces el número
atómico se da como un subíndice.
El arreglo estable de núcleos es uno en que un número impar de neutrones y un
número impar de protones está presente; todos menos cuatro isótopos que contienen
núcleos de este tipo son radiactivos. La presencia de un exceso grande de neutrones
encima de los protones disminuye de la estabilidad de un núcleo; los núcleos en todos
los isótopos de elementos sobre el bismuto en la tabla periódica contienen este tipo de
arreglo, y ellos son radiactivos. Más núcleos estables conocidos contienen un número
igual de protones y un número igual de neutrones.
Los experimentos por los físicos franceses Frédérick e Irène Joliot-Curie en los
tempranos 1930s que mostraron pueden hacerse                  átomos de un elemento
artificialmente radiactivo por el bombardeo conveniente con partículas nucleares o
rayos. Los tales isótopos radiactivos (los radioisótopo) se produce como resultado de
una reacción nuclear, o transformación. En las tales reacciones los isótopos 270-
impares encontraron en el saque de naturaleza como los blancos para los proyectiles
nucleares. El desarrollo de destructores del átomo, o aceleradores, por lanzar estas
proyectil-partículas a la energía alta lo ha hecho posible observar miles de reacciones
nucleares.
 En 1932 dos científicos británicos, Señor John D. Cockcroft y Ernest Thomas Sinton
Walton, fue el primero en usar las partículas artificialmente aceleradas para desintegrar
el núcleo con éxito. Ellos produjeron que una viga de protones que se empujaron a la
velocidad alta por medio de un dispositivo de alto-voltaje llamó un multiplicador de
voltaje. Estas partículas fueron usadas para bombardear un blanco del litio. En esta
reacción nuclear,el litio-7 (7Li) rajo en dos fragmentos que son núcleos de átomos de
helio. La reacción se expresa por la ecuación(7Li + 1H = 4He + 4He)



Físicos han medido los pesos de estos átomos precisamente-7Li tiene un peso de
7.018242 ; 1H, 1.008137 ; y 4He, 4.003910 . Los pesos en el lado izquierdo de la
ecuación suman a 8.026379 , considerando que aquéllos en el total lateral correcto
8.007820 ; una "pérdida" de 0.018559 ha ocurrido. Usando el E de Einstein = la
relación del mc2, 1 se encuentra para ser el equivalente de 931.3 millones de voltios
del electrón (MeV) de energía. En esta base la reacción nuclear con el litio suelta 17.28
MeV de energía.La masa aparece como la energía en la forma del movimiento violento
de los núcleos de helio.
El ACELERADOR de PARTICULAS El físico americano Ernest O. Lawrence desarrolló
aproximadamente 1930 un acelerador de la partícula llamó un ciclotrón. Esta máquina
genera fuerzas atractivas y repulsivas eléctricas que aceleran las partículas atómicas
mientras ellos se confinan a una órbita redonda por la fuerza electromagnética de un
imán grande. Las partículas en el exterior l bajo la influencia de estas fuerzas eléctricas
y magnéticas, alcanzando las velocidades sumamente altas. La aceleración tiene lugar
en un vacío para que las partículas no choquen con las moléculas de aire. Porque el
equipo necesario por producirlas intensas fuerzas magnéticas es macizo, las máquinas
de alto-energía son las instalaciones grandes y caras.
La teoría nuclear Moderna es basada en la noción que los núcleos consisten en
neutrones y protones que se unen por una fuerza sumamente poderosa “nuclear”. La
elucidación de estas fuerzas nucleares les exige a físicos que rompan neutrones y
protones bombardeando los núcleos con las partículas sumamente enérgicas. Los tales
bombardeos han revelado más de 200 partículas elementales llamado, o pedazos
diminutos de materia la mayoría de que existe para mucho menos de uno ciento-
millonésimo de un segundo.
Este mundo del subnuclear se reveló primero en los rayos cósmicos. Estos rayos
consisten en partículas muy enérgicas que constantemente bombardean la tierra del
espacio exterior, mientras penetrando abajo a través de la atmósfera e incluso en la
corteza de la tierra. La radiación cósmica incluye muchos tipos de partículas, algunos
que tienen energias que exceden algo lejos logrado en los aceleradores de la partícula.
Cuando estas partículas enérgicas golpean los núcleos, se crean las nuevas partículas.
Entre las primeras tales partículas en ser observadas los estaban los pinos que se
descubrió en 1937-47). se había predicho La existencia del pion en 1935 por el físico
japonés Yukawa Hideki.
Según la teoría ampliamente aceptada, las partículas nucleares se unen por "las
fuerzas del intercambio," en que el pions común a neutrones y " protones se
intercambia continuamente entre ellos. La encuadernación de protones y neutrones por
el pions es similar al encuadernación de dos átomos en una molécula a través de
compartir o intercambiar un par común de electrones. Estas partículas son tan fuerte
como los electrones aproximadamente 200 veces. El muon es esencialmente un
electrón pesado y puede ser positivamente o negativamente cobrado. Los pion,
ligeramente más pesado que el muon, pueden llevar un positivo o el cargo negativo, o
ningún cargo.
El acelerador estudia el establecido en el futuro de que cada partícula también tiene
una antipartícula de la misma masa pero contrario en cargo u otra propiedad
electromagnética. Físicos han buscado una teoría que pondría esta serie
desconcertante de partículas en el orden mucho tiempo. Se agrupan las partículas
ahora según la fuerza que normalmente controla sus interacciones. Hadrons (la fuerza
nuclear fuerte) incluya a el neutrón y protón. Leptons (las fuerzas electromagnéticas y
débiles) incluya el tau, muon, electrón, y neutrinos. Bosons (los objetos dela particulase
asociaron con las interacciones) incluya al fotón y los portadores hipotéticos de la fuerza
débil y de gravitación. La fuerza nuclear débil es evidente en tal radiactivo o reacciones
del partícula-decaimiento como el decaimiento del alfa (el descargo de un núcleo de
helio de un núcleo atómico inestable)..
En 1963 los físicos americanos Murray Gell-Mann y George Zweig propusieron que
realmente son las combinaciones de partículas más fundamentales llamadas los quark.
Esta teoría está debajo de las investigaciones actuales y ha servido para predecir la
existencia de partículas extensas.
Dos procesos nucleares de gran importancia práctica porque ellos proporcionan que las
inmensas cantidades de energía son hendimiento, el fraccionamiento de un núcleo
pesado en el más ligero, y la fusión termonuclear, la fusión de dos núcleos de luz (a las
temperaturas sumamente altas) para formar uno más pesado. El físico americano
Enrico Fermi Italiano-nacido logró el hendimiento en 1934, pero la reacción no se
reconoció como a tal hasta 1939, cuando los científicos alemanes que Otto Hahn y Fritz
Strassmann anunciaron que ellos se habían hendido los núcleos de uranio
bombardeándolos con los neutrones. Los neutrones también son soltados por la
reacción y pueden causar una reacción en cadena con otros núcleos. Una reacción
desenfrenada se ve en la explosión de una bomba atómica. Las reacciones
controladas, sin embargo, como en los reactores nucleares, puede usarse para producir
el poder eléctrico.
La fusión termonuclear ocurre en las estrellas, incluso el sol, y es la fuente de su calor y
luz. Se ve la fusión desenfrenada en la explosión de una bomba de hidrógeno, pero
físicos están intentando desarrollar un dispositivo de controlar-fusión práctico
actualmente
Los rayos X, penetrando la radiación electromagnética, que tiene una longitud de onda
más corta que la luz, produjo un bombardeo un blanco, normalmente hecho de
tungsteno, con los electrones de gran velocidad. Los rayos X se descubrieron en 1895
por el físico Wilhelm Conrad Roentgen Él nombró a la radiación invisible "rayo de X"
debido a su naturaleza desconocida. Como consecuencia, los rayos de X también eran
conocidos como los rayos del Roentgen en su honor.
Los rayos X son una radiación electromagnética que va en la longitud de onda de
aproximadamente 100 UN a 0.01 UN . Es el más corto de la longitud de onda del rayo
X, el mayor es su energía y su poder penetrandor. Las longitudes de onda más largas,
(rayo-ultravioleta) del espectro electromagnético, están conocido como los (rayos X
suaves). Las longitudes de onda más cortas, más cerca y solapando el rango del rayo-
gamma, se llama los rayos de X duros. Una mezcla de muchas longitudes de onda
diferentes es conocido como "blanco" los rayos X, como opuesto a "monocromo" rayos
X que representan sólo una sola longitud de onda. Los dos se encienden y los rayos X
son producidos por las transiciones de electrones que giran los átomos, encienda por
las transiciones de electrones exteriores y rayos X las transiciones de electrones
internos. En el caso de radiación del bremsstrahlung, los rayos X son producidos por el
retraso o desviación de electrones libres que atraviesan un campo eléctrico fuerte.
Rayos gamma que son idénticos a los rayos e X en su efecto son producidos por las
transiciones de energía dentro de los núcleos entusiasmados.

Se producen los rayos X siempre que los electrones de alto-velocidad golpeen un
objeto material. Mucha de la energía de los electrones está perdido en el calor; el resto
produce los rayos X causan los cambios en los átomos del blanco como resultado del
impacto. Los rayos de X emitidos no pueden tener la energía cinética de los electrones
que los producen . Es más, la radiación emitida no es monocroma pero está compuesto
de una gama amplia de longitudes de onda con un límite de la longitud de onda afilado,
más bajo que corresponde a la energía máxima de los electrones bombardeando. Este
espectro continuo se envía a por el bremsstrahlung del nombre alemán que significa
"frenando," o reduciendo la velocidad, la radiación, y es independiente de la naturaleza
del blanco. Si los rayos X son emitidos se pasan a través de un espectrómetro de la
Radiografía, se encuentran ciertas líneas distintas sobrepuesto en el espectro continuo;
estas líneas, conocido como los rayos X característicos, representan longitudes de
onda que sólo dependen de la estructura de los átomos designado. En otros términos,
un electrón rápido-mudanza que golpea el blanco puede hacer dos cosas: Puede
excitar rayos X de cualquier energía a su propia energía; o puede excitar rayos X de
energias particular y dependiente en la naturaleza del átomo designado.
 En la interacción entre la materia y los rayos X existen tres mecanismos por que los
rayos de X están absortos; todos los tres mecanismos demuestran la naturaleza
quántum de radiación de X.
Cuando un quántum de radiación, o un fotón, en la porción de la Radiografía del
espectro electromagnético un átomo golpea, puede chocar con en un electrón dentro de
una cáscara interna y puede arrojarlo del átomo. Si el fotón lleva más energía que es
necesario arrojar el electrón, transferirá su energía residual al electrón arrojado en la
forma de energía cinética. Este fenómeno, llamó el efecto fotoeléctrico, ocurre
principalmente en la absorción de bajo-energía los rayos de X.
En el tercer tipo de absorción, especialmente evidente cuando los elementos de peso
atómico alto se irradian con sumamente la alto-energía los rayos X, el fenómeno de
producción del par ocurre. Cuando un fotón de alto-energía penetra la cáscara del
electrón cerca del núcleo, puede crear un par de electrones, uno de cargo negativo y el
otro positivo,; un electrón positivamente cobrado también está conocido como un
positron. Esta producción del par es un ejemplo de la conversión de energía en la
masa.. Si el fotón incidente posee más energía que se requiere para la producción del
par, la energía del exceso se imparte al par del electrón como la energía cinética. Los
caminos de las dos partículas son divergentes.
La Radioactividad es la desintegración espontánea de núcleos atómicos por la emisión
de partículas subatómicas partículas alfa y partículas beta, o de rayos
electromagnéticos los rayos X y rayos gamma . Se reconoció la radioactividad pronto
como una fuente más concentrada de energía que había sido conocido antes. El Curies
midió el calor asociado con el decaimiento de radio y estableció que 1 g (0.035 onz.) de
radio emite aproximadamente 100 cales de energía todas las horas. Este efecto
calorífico continúa hora después de hora y año después de año, considerando que la
combustión completa de un gramo de los resultados de carbones en la producción de
un total de sólo aproximadamente 8000 cales de energía. La radioactividad llamó la
atención de científicos a lo largo del seguir mundial estos descubrimientos tempranos.
En las décadas resultantes se investigaron muchos aspectos del fenómeno
completamente.
Rotherford descubrio radiaciones radiactivas: partículas del alfa que penetran en
aluminio sólo unos milésimo de un centímetro y partículas de la beta que son casi 100
En 1911 Rutherford demostrado la existencia de un núcleo dentro del átomo por
experimentos en que las partículas del alfa fueron esparcidas por las laminas de metal
delgadas . La hipótesis nuclear ha crecido subsecuentemente en un refinado y
totalmente aceptó teoría de estructura atómica por lo que se refiere a que el fenómeno
entero de la radioactividad. Brevemente, se piensa que el átomo consiste en un núcleo
central denso rodeó por una nube de electrones. El núcleo, a su vez, está compuesto
de protones igual en el número a los electrones (en un átomo eléctricamente neutro), y
neutrones. Una partícula del alfa, o doblemente cobró el ion de helio, consiste en dos
neutrones y dos protones, y de sólo puede emitirse del núcleo de un átomo. La pérdida
de una partícula del alfa por un núcleo produce la formación de un nuevo núcleo,
encendedor que el original por cuatro unidades de masa (las masas del neutrón y del
protón es aproximadamente una unidad cada uno). El número de cargos positivos en el
núcleo, equilibró por el mismo número de electrones negativos en las órbitas fuera del
núcleo, determina la naturaleza química del átomo. Porque el cargo en el uranio-238 el
núcleo disminuye por dos unidades como resultado de la emisión del alfa, el número
atómico del átomo del resultante es 2 menos de eso del original que era 92. El nuevo
átomo tiene un número atómico de 90 y de es un isótopo del elemento. La radiación de
Gamma normalmente se encuentra en la asociación con el alfa y emisión de la beta.
Alfa y partículas de beta, al atravesar la materia, causa la formación de muchos iones;
esta ionización es particularmente fácil observar cuando la materia es gaseosa. No se
cobran los rayos gamma, y de no puede causar la tal ionización directamente, pero
cuando ellos actúan recíprocamente con la materia que ellos causan la eyección de
electrones de los átomos. Algunos isótopos son capaces de emitir positrones que está
idéntico con los electrones pero contrario al cargo. El proceso de la positron-emisión es
normalmente clasificado como un decaimiento de la beta. Se piensa que la emisión de
Positron es lograda a través de la conversión, en el núcleo, de un protón en un neutrón,
produciendo una disminución del número atómico por una unidad. Otro modo de
decaimiento, conocido como la captura del K-electrón, consiste en la captura de un
electrón por el núcleo, seguido por la transformación de un protón a un neutrón. El
resultado neto es así también una disminución del número atómico por una unidad. El
proceso sólo es notable porque el levantamiento del electrón de su órbita produce la
emisión de un rayo X.
Las partículas del alfa consisten en dos protones y dos neutrones que actúan como una
sola partícula. Una partícula del alfa es idéntica al núcleo de un átomo de Helio. Cuando
se emiten las partículas del alfa de un núcleo radiactivo inestable, el átomo se
transmuta en un elemento diferente.




                                     TEMA 3
                      Interacciones entre partículas elementales



En 1919 Rutherford dirigió un experimento importante en las física nuclear cuando él
bombardeó a el gas de nitrógeno con las partículas del alfa y los átomos obtenidos del
isótopo de un oxígeno y protones. Esta transmutación de nitrógeno en oxígeno fue la
primera reacción nuclear artificialmente inducida. Inspiró la investigación intensiva de
científicos más tarde en otras transformaciones nucleares y en la naturaleza y
propiedades de radiación. Rutherford y el físico británico Frederick Soddy desarrollaron
la explicación de radioactividad que científicos aceptan hoy. El rutherford, una unidad
de radioactividad, se nombró en su honor.
los Aceleradores de la partícula, en las física son los dispositivos que aceleraban a las
partículas elementales cobradas o iones al energies alto. Los aceleradores de la
partícula hoy son algunos del más grande y la mayoría de los instrumentos caros
usados por físicos. Ellos todos tienen las mismas tres partes básicas: una fuente de
partículas elementales o iones, un tubo bombeó a un vacío parcial en que las partículas
pueden viajar libremente, y algunos medios de acelerar las partículas.
Las partículas cobradas pueden ser aceleradas por un campo electrostático. Por
ejemplo, poniendo los electrodos con una diferencia potencial grande a cada extremo
de un tubo evacuado, los científicos británicos John D. Cockcroft y Ernest Thomas
Sinton Walton pueda acelerar los protones a 250,000 eV . Otro acelerador electrostático
es el Carro de mudanzas de acelerador de Graaff que se desarrolló en los tempranos
1930s por el físico Robert Jemison Van . Este acelerador usa los mismos principios
como el Carro de mudanzas del Generador de Graaff. El Carro de mudanzas del
acelerador de Graaff construye a un potencial entre dos electrodos transportando los
cargos en un cinturón mudanza. El Carro de mudanzas moderno de los aceleradores de
Graaff puede acelerar las partículas tan alto como 15 MeV (15 millones de voltios del
electrón).
LINAC Otra máquina, primero concebida en los tarde 1920s, es el acelerador lineal, o
linac que usa voltajes alternos de magnitud alta para empujar las partículas a lo largo
de en una línea recta. Las partículas atraviesan una línea de tubos de metal sin
substancia adjuntada en un cilindro evacuado. Un voltaje alterno se cronometra que
para que una partícula se empuje cada tiempo adelante que pasa por un hueco entre
dos de los tubos de metal. Teóricamente, un linac de cualquier energía puede
construirse. El linac más grande en el mundo, en la Universidad de Stanford, es 3.2 km
(2 mi) mucho tiempo. Es capaz de acelerar los electrones a una energía de 50 GeV (50
mil millones, o giga, voltios del electrón). el linac de Stanford se diseña para chocar dos
vigas de partículas aceleradas en las huellas diferentes del acelerador.
CYCLOTRON El físico americano Ernest O. Lawrence ganó el 1939 Premio Nobel en
las físicas para un descubrimiento en el plan del acelerador en los tempranos 1930s. Él
desarrolló el ciclotrón, el primer acelerador redondo. Un ciclotrón está un poco como un
linac envuelto en una escalera de caracol firme. En lugar de muchos tubos, la máquina
tiene sólo dos cámaras de vacío de hondonada, que se forma de espaldas Un campo
magnético, producido por un electroimán poderoso, guarda las partículas que entran un
círculo. Cada tiempo que las partículas cobradas atraviesan el hueco ellos se aceleran.
Cuando las partículas ganan la energía, ellos se mueven en espiral fuera hacia el borde
del acelerador hasta que ellos ganen bastante energía para terminar el acelerador. El
ciclotrón más poderoso del mundo, el K1200, empezó operando en 1988 en el
Laboratorio Cyclótron de la Universidad Nacional del Estado de Michigan. La máquina
es capaz de acelerar los núcleos a una energía que se acerca 8 GeV.
Cuando las partículas nucleares en una ganancia del ciclotrón una energía de 20 MeV o
más, ellos se ponen más macizos apreciablemente, como predicho por la teoría de
relatividad. Esto tiende a reducirlos la velocidad y tiros los pulsos de aceleración a los
huecos. Una solución a este problema se sugirió en 1945 por el físico soviético Vladimir
I. Veksler y el físico americano Edwin M. McMillan. La solución, el synchrocyclotron, a
veces se llama que la frecuencia moduló el ciclotrón. En este instrumento, el oscilador
(el generador de radio-frecuencia) eso acelera las partículas alrededor se ajusta para
quedarse en el paso con las partículas aceleradas automáticamente; cuando las
partículas ganan la masa, se baja la frecuencia de aceleraciones ligeramente para
mantener buenas relaciones el paso con ellos. Como la energía máxima de un
synchrocyclotron aumenta, así debe su tamaño, porque las partículas deben tener más
espacio para moverse en espiral. El synchrocyclotron más grande es el Phasotron de
600-centímetro (236-en) en el “Dubna Juntura” Instituto para la Investigación Nuclear en
la Rusia; acelera los protones a más de 700 MeV y tiene imanes que pesan 6984
toneladas métricas (7200 toneladas).
BETATRON Cuando se aceleran los electrones, ellos sufren un aumento grande en la
masa a una energía relativamente baja. A 1 energía de MeV, un electrón pesa dos y los
medio tiempos en reposo tanto como un electrón. Synchrocyclotron no puede adaptarse
para hacer la concesión para los tales aumentos grandes en la masa. Por consiguiente,
otro tipo de acelerador cíclico, el betatron, se emplea para acelerar los electrones. El
betatron consiste en una cámara evacuada buñuelo-formada puesta entre los polos de
un electroimán. Los electrones se guardan en un camino redondo por un campo
magnético llamó un campo de la guía. Aplicando una corriente alterna al electroimán, la
fuerza electromotriz inducida por el flujo magnético cambiante a través de la órbita
redonda acelera los electrones. Durante el funcionamiento, se varían el campo de la
guía y " el flujo magnético para guardar el radio de la órbita de la constante de los
electrones.
SYNCHROTRON El synchrotron es el más reciente y más poderoso miembro de la
familia del acelerador. Un synchrotron consiste en un tubo en la forma de un anillo
grande a través de que el viaje de las partículas; el tubo se rodea por imanes que
guardan las partículas que mueven a través del centro del tubo. Las partículas ya
entran en el tubo después acelerado a varios millones de voltios del electrón. Se
aceleran las partículas a uno o más puntos en el anillo cada tiempo que las partículas
hacen un círculo completo alrededor del acelerador. Para guardar las partículas en una
órbita rígida, se aumentan las fuerzas de los imanes en el anillo como las partículas
gane la energía. En unos segundos, las partículas alcanzan el energias mayores que 1
GeV y se arroja, cualquiera directamente en los experimentos o hacia blancos que
producen una variedad de partículas elementales cuando golpeó por las partículas
aceleradas. El principio del synchrotron puede aplicarse a protones o electrones,
aunque la mayoría de las máquinas grandes es protón-synchrotrons.




                                     TEMA 4
                              Equivalencia masa-energía


     Planck, Max Karl Ernst Ludwig (1858-1947), físico alemán creador de la teoría
     quántum. En 1900 Planck postuló que esa energía se radia en unidades
     pequeñas, discretas que él llamó los quántum. Desarrollando su teoría quántum
     más allá, él descubrió una constante universal de naturaleza que vino a estar
     conocido como la constante de Planck. Los estados de la ley de Planck que la
     energía de cada quántum es igual a la frecuencia de la radiación multiplicó por la
     constante universal. Sus descubrimientos, sin embargo, reemplazaron la teoría
     que la radiación de la luz o la materia se emite en las olas. Físicos creen ahora
     que la radiación electromagnética combina las propiedades de olas y " partículas.
     Los descubrimientos de Planck que se verificaron después por otros científicos
     eran la base de un completamente nuevo campo de físicas, conocido como las
mecánicas quántum, y con tal de que una fundación para la investigación en cosas
así presenta como la energía atómica. Planck recibió muchos honores para su
trabajo, notablemente el 1918 Premio Nobel en las físicas. En 1930 Planck se
eligió presidente de la Kaiser Wilhelm Sociedad para el Avance de Ciencia, la
asociación principal de científicos alemanes que se renombraron la Max Planck
Society después. Él se puso en peligro criticando el régimen Nazi que vino a
impulsar en Alemania en 1933 y se forzó fuera de la sociedad abiertamente, pero
se hizo presidente de nuevo después del Segunda Guerra Mundial. Él se murió a
Göttingen el 4 de octubre de 1947. Entre sus escrituras que se han traducido en
inglés es la Introducción a las Físicas Teóricas (5 volúmenes, 1932-33) y Filosofía
de Físicas (1936).
La energía es la capacidad de materia de realizar el trabajo respecto a como el
resultado de su movimiento o su posición fuerzas que actúan en él. Energía
asociada con el movimiento está conocido como la energía cinética, y la energía
relacionó para posicionar se llama la energía potencial. Así, un péndulo oscilante
tiene la energía potencial máxima a los puntos terminales; en absoluto las
posiciones del intermedio tiene la energía cinética y " potencial en las proporciones
variantes. La energía existe en las varias formas, incluso el mecánico. Todas las
formas de energía son los interconvertibles por los procesos apropiados. En el
proceso de transformación puede perderse la energía cinética o potencial o puede
ganarse, pero la suma siempre suma de los dos restos el mismo.
Un peso suspendido de un cordón tiene la energía potencial debido a su posición,
ya que puede realizar el trabajo en el proceso de caerse. Una batería eléctrica
tiene la energía potencial en la forma química. Un pedazo de magnesio tiene la
energía potencial guardada en forma del químico que se expende en la forma de
calor y luz si el magnesio se enciende. Si una arma se dispara, se transforma la
energía potencial de la pólvora en la energía cinética del proyectil mudanza. Se
cambia la energía mecánica cinética del rotor mudanza de un dínamo en la
energía eléctrica cinética por la inducción electromagnética. Todos forman de
energía cuida ser transformado en calor que es la forma más transeúnte de
energía. En energía de los dispositivos mecánica no expendida en el trabajo útil es
disipado en el calor fraccional, y las pérdidas en los circuitos eléctricos son
grandemente las pérdidas de calor.
La observación empírica en el 19 siglo llevado a la conclusión que aunque la
energía puede transformarse, no puede crearse o puede destruirse. Este
concepto, conocido como la conservación de energía, constituye uno de los
principios básicos de mecánicas clásicas. El principio, junto con el principio
paralelo de conservación de materia, que los sostenimientos sólo arreglan para
fenómenos que involucran velocidades que son pequeñas comparados con la
velocidad de luz. A las velocidades más altas cerca de eso de luz, como en las
reacciones nucleares, la energía y materia son los interconvertibles . En las físicas
modernas los dos conceptos, la conservación de energía y de masa, se unifica
así.
                                     TEMA 5
                               Materia- Antimateria


Anderson, Carl David (1905-91), físico americano y premio Nóbel. Anderson nació
en la Ciudad de Nueva York y educado en el Instituto de California de Tecnología
dónde él logró la línea profesoral llena en 1939. En 1932 él descubrió el positron, o
electrón positivo, una de las partículas subatómicas fundamentales. Para este logro
él se otorgó, con Víctor Franz Hess, el 1936 Premio Nobel en las físicas. En 1936
Anderson también confirmó experimentalmente la existencia de la partícula nuclear
elemental llamó el mesón que se había predicho en 1935 por el físico japonés
Yukawa Hideki.
Positron, partícula de antimateria elemental que tiene un igual de masa a eso de un
electrón y un igual de cargo eléctrico positivo en la magnitud al cargo del electrón. El
positron a veces se llama un electrón positivo o anti-electrón. Electrón-positron se
forman los pares si rayos cósmicos o rayos de la gamma de energias de más de 1
se hacen millones de voltios del electrón golpear partículas de materia. La marcha
atrás del proceso de apareamiento, la aniquilación llamada, se comienza cuando un
electrón y un positron actúan recíprocamente, mientras destruyendonos y los rayos
gamma productores.
Se sugirió la existencia del positron primero en 1928 por el físico británico Paul
Adrien Maurice Dirac como una consecuencia necesaria de su teoría quántum-
mecánica de movimiento del electrón. En 1932 el físico americano Carl David
Anderson confirmó la existencia del positron experimentalmente.
Los modos de decaimiento radiactivo, de otra manera que los tres antedicho, exista.
Algunos isótopos son capaces de emitir positrons que está idéntico con los
electrones pero contrario al cargo. El proceso de la positron-emisión es normalmente
clasificado como un decaimiento de la beta y es el termed beta-más la emisión
distinguirlo de la emisión del negativo-electrón más común. Se piensa que la emisión
de Positron es lograda a través de la conversión, en el núcleo, de un protón en un
neutrón, produciendo una disminución del número atómico por una unidad. Otro
modo de decaimiento, conocido como la captura del K-electrón, consiste en la
captura de un electrón por el núcleo, seguido por la transformación de un protón a
un neutrón. El resultado neto es así también una disminución del número atómico
por una unidad. El proceso sólo es notable porque el levantamiento del electrón de
su órbita produce la emisión de un rayo de X. En los recientes años se ha mostrado
que varios isótopos, notablemente uranio-235 y varios isótopos de los elementos del
transuranium artificiales, es capaz de deteriorarse por un proceso del espontáneo-
hendimiento en que el núcleo es hendido en dos fragmentos. En el medio-1980s un
único modo de decaimiento fue observado en que los isótopos de radio de masas
222, 223, y 224 emiten carbono-14 los núcleos en lugar de deteriorándose de la
manera usual emitiendo la radiación del alfa.
Los electrones tienen una masa del resto de 9.109 x 10-28 gramos, y un cargo
eléctrico de negativo 1.602 x 10-19 culombios. El cargo del electrón es la unidad
básica de electricidad. Los electrones son clasificados como el fermions porque ellos
tienen el giro medio-íntegro; el giro es una propiedad mecánica quántum de
partículas subatómicas que indican la velocidad adquirida angular de la partícula. La
versión del antimateria del electrón es el positron.




                                TEMA 6
                Energia nuclear, Radiactividad, fusión y fision


 La fusión, cambio de una substancia del sólido al estado líquido, normalmente por
 la aplicación de calor. El proceso de fusión está igual que fundir, pero el término
 fusión normalmente se aplica a las substancias como metales que se ponen
 líquido a las temperaturas altas, y a los sólidos cristalinos. Cuando una substancia
 está en su fusión o fundiendo la temperatura, el calor adicional está absorto por la
 substancia cambiando su estado sin levantar su temperatura. Este calor adicional
 está conocido como el calor de fusión El término fusión también aplica al proceso
 de calentar una mezcla de sólidos para dar una sola solución líquida, como en la
 formación de aleaciones.
Puede soltarse la energía nuclear de dos maneras diferentes: por el hendimiento (fision)
de un núcleo pesado, o por la fusión (combinando) de dos núcleos de luz. En ambos se
suelta la energía de los casos porque los productos tienen una energía obligatoria más
alta que los reactantes. Las reacciones de fusión son difíciles mantener porque los
núcleos nos rechazan, pero las reacciones de fision diferentes, la fusión no crea los
productos radiactivos

El número atómico de un átomo representa el número de protones en su núcleo. Este
número permanece constante para un elemento dado. El número de neutrones puede
variar, sin embargo, creando isótopos que tienen la misma conducta química, pero la
masa diferente. Los isótopos de hidrógeno son los protium (ningún neutrón adicional),
deuterium (un neutrón), y tritium (dos neutrones). el Hidrógeno siempre tiene un protón
en su núcleo. Realmente, el núcleo es aproximadamente 10,000 veces más pequeño
que el medio radio orbital del electrón que define el tamaño del átomo. El isótopo, uno
de dos o más especies de átomo teniendo el mismo número atómico, constituyendo el
mismo elemento, pero difiriendo en el número de masa. Cuando el número atómico es
equivalente al número de protones en el núcleo, y el número de masa es el total de la
suma de los protones más los neutrones en el núcleo, los isótopos del mismo elemento
difieren entre si sólo de en el número de neutrones en sus núcleos.




                                  TEMA 7, 8
      Energia en el universo; El Sol como fuente primaria de la energía



En este apartado se trata de hablar de la importancia de el papel que desempeña el Sol
recordando sus orígenes y así llegando a conclusiones que nos servirán para entender
su importancia.
Por la radiación de el SOL su energía electromagnética, el sol amuebla toda la energía
directamente o indirectamente la vida de apoyo en la tierra, porque se derivan todo las
comidas y combustibles finalmente de plantas que usan la energía de luz del sol.
 Debido a su proximidad a la tierra, y porque es semejante estrella típica, el sol es un
único recurso para el estudio de fenómenos estelares. Ninguna otra estrella puede
estudiarse en el tal detalle. La estrella es el más cerca al sol 4.3 luz-años (4 × 1013
km/2.5 × 1013 mi) lejos. Observar los rasgos en su superficie de tamaño comparable a
aquéllos que pueden verse rutinariamente en el sol requerirían casi 20 mi a un
telescopio (aproximadamente 30 km) en el diámetro. Semejante telescopio, es más,
tendría que ser puesto en el espacio para evitar distorsiones causadas por la atmósfera
de la tierra.
Para la mayoría del tiempo que los humanos han estado en la tierra, el sol se ha
considerado como un objeto celestial de importancia especial. Muchos antiguo cultiva el
worshiped el sol, y muchos más reconocido su importancia en el ciclo de vida. Muchas
culturas tempranas usaron el sol para marcar el pasaje de tiempo observando solsticios
y equinoccios. Los eventos solares como los eclipses también eran importantes a
muchas culturas. El estudio cuantitativo del sol fecha del descubrimiento de manchas
solar, y el estudio de sus propiedades físicas no se comenzó muy después hasta.
En 1611 astrónomo italiano Galileo, usando el telescopio recientemente inventado, las
manchas oscuras descubiertas en el sol. (Los astrónomos chinos también informaron
A.C. las manchas solar ya en 200.) el descubrimiento de Galileo marcó el principio de
un nuevo acercamiento filosófico a estudiar el sol. El sol se vio finalmente como un
dinámico, desenvolviendo el cuerpo, y sus propiedades y variaciones pudieron así ser
entendido científicamente.
El próximo descubrimiento mayor en el estudio del sol entró 1814 como el resultado
directo del uso del espectroscopio por el físico alemán Joseph el von Fraunhofer Un
espectroscopio irrumpe a la luz en sus longitudes de onda del componente, o colores.
Aunque el espectro del sol se había observado ya en 1666 por el matemático inglés y
científico Sir el Newton de Isaac, la exactitud y detalle del trabajo de Fraunhofer puestos
la fundación para el primero intenta a una explicación teórica detallada de la atmósfera
solar.
Alguna de la radiación de la superficie visible del sol (llamó la fotosfera) simplemente
está absorto por el gas ligeramente más fresco sobre él. Sólo longitudes de onda
particulares de radiación están absortas, sin embargo, dependiendo del presente de la
especie atómico en la atmósfera solar. En 1859, el físico alemán Gustav Kirchhoff
mostró primero que la falta de radiación a ciertas longitudes de onda en el espectro de
Fraunhofer del sol era debida a la absorción de radiación por los átomos de alguno del
mismo presente de los elementos en la tierra. No sólo hizo esta muestra que el sol
estaba compuesto de materia ordinaria, pero también demostró la posibilidad de derivar
la información detallada sobre los objetos celestiales estudiando la luz los objetos
emitieron. Éste era el principio de astrofísica.
Progrese entendiendo el sol ha continuado siendo guiado por la habilidad de científicos
de hacer nuevo o ha mejorado las observaciones. Entre los adelantos en instrumentos
observacionales que han influido en las físicas solares significativamente los
spectroheliograph que miden el espectro de rasgos solares individuales están; el
coronagraph que permite estudio de la corona solar sin un eclipse; y el magnetograph,
inventó por el astrónomo americano Horace W. Babcock en 1948 que la fuerza de
magnético-campo de medidas encima de la superficie solar. El desarrollo de cohetes y
satélites les ha permitido a científicos que observen la radiación a las longitudes de
onda no transmitió a través de la atmósfera de la tierra. Entre los instrumentos
desarrollados para el uso en el espacio los coronagraphs están así como los
telescopios y spectrographs sensible a la radiación ultravioleta extrema y a los rayos de
X. Los instrumentos del espacio han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior
del sol. Vea la Exploración Espacial.
La cantidad total de energía emitida por el sol en la forma de radiación es notablemente
constante, mientras variando por ningún más de unos décimo de 1 por ciento durante
varios días. Este rendimiento de energía se genera profundamente dentro del sol.
Como la mayoría de las estrellas, el sol es principalmente hecho a de hidrógeno
(específicamente, 71 hidrógeno por ciento, 27 helio por ciento, y 2 por ciento otros, más
pesados elementos). Cerca del centro del sol la temperatura es casi 16,000,000 K
(aproximadamente 29,000,000° F) y la densidad 150 veces el de agua. Bajo estas
condiciones los núcleos de átomos de hidrógeno individuales actúan recíprocamente,
mientras sufriendo la fusión nuclear. En este proceso dos núcleos de hidrógeno
combinan para hacer un núcleo de helio, y se suelta la energía en la forma de radiación
gamma. Esta energía es equivalente a lo que se soltaría de la explosión de 100 mil
millones hidrógeno del uno-megatón bombardea por segundo. El nuclear "quemando"
de hidrógeno en el centro del sol se extiende fuera a aproximadamente 25 por ciento
del radio del sol.
Se transporta la energía así producida la mayoría de la manera a la superficie solar por
la radiación. Más casi la superficie, sin embargo, en la zona de la transmisión,
cubriendo el último aproximadamente tercero del radio del sol, la energía es
transportada el mezclando turbulento de los gases. La fotosfera es la superficie de la
cima de la zona de la transmisión. La evidencia de la turbulencia de la zona de la
transmisión puede verse observando la fotosfera y la atmósfera directamente sobre él.
Las células turbulentas en la fotosfera le dan una apariencia irregular, jaspeada. Este
modelo, conocido como la granulación solar, se causa por la turbulencia en los niveles
superiores de la zona de la transmisión. Cada gránulo es aproximadamente 2000 km
(aproximadamente 1240 mi) por. Aunque el modelo de granulación siempre es que los
gránulos presentes, individuales permanecen durante sólo aproximadamente 10
minutos. Un modelo de la transmisión muy más grande también está presente, causado
por la turbulencia que se extiende profundamente en la zona de la transmisión. Este
modelo del supergranulation contiene células que duran para aproximadamente un día
y promedian 30,000 km (aproximadamente 18,600 mi) por.
ASunspots que El astrónomo americano George E. Hale descubrió en 1908 que las
manchas solar contienen los campos magnéticos fuertes. Una mancha solar típica tiene
una fuerza del magnético-campo de 2500 gauss. Para la comparación, el campo
magnético de la tierra tiene una fuerza de menos de 1 gauss. Las manchas solar
tienden ocurrir en los pares, con las dos manchas que tienen campos magnéticos que
apuntan en las direcciones opuestas, uno en y uno fuera del sol. El ciclo de la mancha
solar en que el número de manchas solar varía de bajo a alto y entonces muge encima
de 11 años de nuevo, ha sido conocido desde que por lo menos principios del 18 siglo.
El modelo magnético intrincado asociado con el ciclo solar, sin embargo, sólo se
encontró después del descubrimiento del campo magnético del sol.
La mancha que lleva a su compañero en la dirección de rotación tiene una dirección del
magnético-campo opuesto a eso de una mancha solar principal de pares de la mancha
solar en el hemisferio norteño del sol, en el hemisferio del sur. Cuando un nuevo ciclo
del 11-año empieza, la dirección del magnético-campo de manchas solar principales en
cada marcha atrás del hemisferio. Así, el ciclo solar lleno, incluso la polaridad del
magnético-campo, toma aproximadamente 22 años. Además, las manchas solar en el
sol en cualquier momento dado tienden a ocurrir a la misma latitud en cada hemisferio.
Esta latitud mueve de aproximadamente 45° a aproximadamente 5° durante el ciclo de
la mancha solar.
Porque cada mancha solar existe para, a lo sumo, sólo unos meses, el 22-año el ciclo
solar refleja profundo-sentado y procesos duraderos en el sol y no sólo las propiedades
de manchas solar individuales. Aunque no totalmente entendió, los fenómenos del ciclo
solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético del sol con la
zona de la transmisión en las capas exteriores del sol. Estas interacciones, además,
son afectado por la rotación del sol que no es el mismo en absoluto las latitudes. El sol
rueda cada 27 días una vez cerca del ecuador pero una vez cada 31 días más cercano
los polos.
BMagnetic Field que Mucho del campo magnético del sol queda fuera de manchas
solar. El pervasiveness del campo magnético del sol agrega complejidad, diversidad, y
belleza a la atmósfera exterior del sol. Por ejemplo, la turbulencia de la balanza más
grande en la zona de la transmisión empuja mucho del campo magnético a y
simplemente anterior la fotosfera a los bordes de las células del supergranulacion. La
radiación de la capa simplemente anterior la fotosfera, llamó el chromosphere,
claramente muestra el modelo. Dentro de los límites del supergranule, motores de
reacción de retoño material en el chromosphere a una altitud de 4000 km
(aproximadamente 2500 mi) en 10 minutos. Estas espículas llamado se causan por la
combinación de turbulencia y los campos magnéticos a los bordes de las células del
supergranule.
Cerca de las manchas solar, sin embargo, la radiación del chromospheric es más
uniforme. Estos sitios se llaman las regiones activas, y se llaman las áreas circundantes
que tienen la emisión del chromospheric fácilmente distribuída el plages, después de la
palabra francesa para "playa". las regiones Activas son la situación de señales
luminosas solares, explosiones causadas por el descargo muy rápido de energía
guardado en el campo magnético (aunque el mecanismo exacto no es conocido). Entre
los fenómenos que acompañan las señales luminosas las reestructuraciones del campo
magnético, intensa X-radiación, radioondas, y la eyección de partículas muy enérgicas
que a veces alcanzan la tierra están, mientras rompiendo las comunicaciones de la
radio y el auroral causando despliega.
La atmósfera solar exterior que se extiende para varios radios solares del disco del sol
es la corona. Todo los detalles estructurales en la corona son debidos al campo
magnético. La mayoría de la corona consiste en grandes arcos de gas caliente: los
arcos más pequeños dentro de las regiones activas y los arcos más grandes entre las
regiones activas. El arqueado y a veces las formas son causadas por el campo
magnético.
En los años cuarenta la corona fue descubierta para estar muy más caliente que la
fotosfera. La fotosfera, o la superficie visible, del sol una temperatura de casi 6000 K
tiene (10,800° F). que se extiende para varios mil kilómetros sobre la fotosfera tiene una
temperatura cerca de 30,000 K (aproximadamente 54,000° F). Pero la corona que
simplemente se extiende lejos de anterior fuera en el espacio interplanetario tiene una
temperatura de encima de 1,000,000 K (1,800,000° F). para mantener esta
temperatura, una entrada directa de energía a la corona es necesaria.
Encontrando el mecanismo por que esta energía alcanza la corona es uno de los
problemas clásicos de astrofísica. En 1998 astrónomos británicos que usan los datos
del Solar y Observatorio de Heliospheric (SOHO) la nave espacial, una juntura que la
misión de Estados Europeo-unida lanzó en 1996, encontró la evidencia convincente
para una solución. Ellos acostumbraron un instrumento a bordo SOHO a trazar el
campo magnético del sol. El mapa mostró que las regiones de plasma entre la
superficie del sol y la corona causa las líneas del campo magnéticas para separarse
debido a las características eléctricas del plasma. El plasma es una forma de materia
compuesta de partículas negativamente-cobradas llamada los electrones, los iones
positivamente-cobrados (los átomos los electrones perdidos), y las partículas neutras.
Cerca de la corona la energía magnética contenida en el plasma es muy bien bastante
para causar las líneas del campo magnéticas para reconectar, mientras soltando
cantidades macizas de energía en la forma de calor.
El campo magnético también puede entrampar el material más fresco sobre la
superficie del sol, aunque el material más fresco no puede permanecer estable allí para
más de unos días. Estos fenómenos pueden verse durante un eclipse como regiones
pequeñas que se llaman las prominencias al mismo borde del sol, como las joyas en
una corona. Frecuentemente ellos menguan, pero de vez en cuando ellos hacen
erupción, mientras volando el material solar en el espacio.
DSolar Wind Dentro de un o dos radios solares de la superficie del sol, el coronal el
campo magnético es muy bien bastante para entrampar el material del coronal caliente,
gaseoso en las vueltas grandes. Más lejos fuera del sol el campo magnético es más
débil, y los coronal gasean puede empujar el campo magnético literalmente fuera en el
espacio. Cuando esto pasa, los flujos materiales a lo largo del campo magnético para
las grandes distancias en el sistema solar. Se llama el flujo constante de material que
empuja fuera de la corona el viento solar, y tiende a venir de las regiones llamado los
agujeros del coronal. El gas hay más fresco y menos denso que el resto de la corona,
mientras produciendo menos radiación. El viento solar del coronal grande agujerea (qué
puede durar durante varios meses) es extraordinariamente fuerte. Debido a la rotación
solar, estas regiones de viento solar fuerte, los arroyos del viento solares de gran
velocidad llamados, tienden a repetirse cada 27 días como visto de la tierra. El viento
solar causa perturbaciones que pueden descubrirse en el campo magnético de la tierra.
El sol y el futuro se ha inferido de los modelos teóricos de estructura estelar. Durante
sus primeros 50 millones de años, el sol acortó a aproximadamente su tamaño
presente. Energía gravitatoria soltada por el gas derrumbándose calentó el interior, y
cuando el centro estaba caliente bastante, la reducción cesó y los quemando nucleares
de hidrógeno en el helio empezaron en el centro. El sol ha estado en esta fase de su
vida durante aproximadamente 4.5 mil millones años.
Bastante hidrógeno se sale en el centro del sol para durar otro 4.5 mil millones años.
Cuando ese combustible es exhausto que el sol cambiará: Cuando las capas exteriores
extienden a la órbita de la tierra o el más allá, el sol se volverá una estrella gigante roja,
ligeramente el refrigerador a la superficie que en la actualidad y 10,000 veces más
luminoso. Seguirá siendo un gigante rojo, con las reacciones nucleares helio-ardientes
en el centro, para sólo sobre la mitad un mil millones años. El sol no es macizo bastante
para pasar por los ciclos sucesivos de quemar nuclear o una explosión cataclista,
cuando algunas estrellas hacen. Después de la fase gigante roja se encogerá a una
estrella enana blanca, sobre el tamaño de la tierra, y despacio refrescará durante varios
mil millones años.
                                     TEMA 9
                          Origen y evolución del universo


La Cosmología es el estudio del universo en conjunto, incluyendo su pasado distante y
su futuro. Cosmólogos estudian el universo pareciendo al universo usando leyes físicas
y teorías para predecir cómo el universo debe comportarse. La cosmología es una rama
de astronomía, pero las técnicas observacionales y teóricas usaron por cosmólogos
involucra una gama amplia de otras ciencias, como las físicas y química. La cosmología
es distinguida de cosmogonía que significaba el estudio del origen del universo pero
ahora normalmente sólo se refiere al estudio del origen del sistema solar.
Las teorías cosmologicas han estado examinando y se han preguntado por el cielo
durante muchos milenios. Cuando los descubrimientos científicos han sido hecho, las
ideas sobre el origen del universo han cambiado y todavía han estado cambiando.
Las Cosmologías de Ancient Como lejano atrás como 1100 A.C., astrónomos de
Mesopotamia dibujaron las constelaciones, o las formaciones de estrellas percibieron
para formar las formas. Alguna de la constelación de hoy nombra fechas atrás a ese
tiempo. Mesopotamian y las culturas babilónicas trazaron el movimiento de los planetas
por el cielo observando cómo ellos movieron contra el fondo de estrellas.
Hasta el 16 siglo, la mayoría de las personas (incluyendo a los astrónomos tempranos)
consideró la tierra para estar al centro del universo. Filósofo griego Aristoteles propuso
una cosmología A.C. en aproximadamente 350 eso sostenido para los miles de años.
Aristóteles teorizó que el sol, la luna, y los planetas que todos revolvieron alrededor de
la tierra en un juego de esferas celestiales. Estas esferas celestiales eran hecho del
quintaesencia-un elemento perfecto, inmutable, transparente. Según Aristóteles, la
esfera extrema era hecho de las estrellas que aparecen ser arreglados en la posición.
Los astrónomos tempranos llamaron las estrellas "estrellas fijas" para diferenciar entre
las estrellas y planetas. Las esferas dentro de la esfera de las estrellas fijas sostuvieron
los planetas que astrónomos llamaron las "estrellas errantes". El sol y la luna ocupó las
dos más profundo esferas. Cuatro elementos (la tierra, aire, fuego, y agua) menos puro
que la quintaesencia constituyó todo debajo de la más profundo esfera de la luna. En
aproximadamente 250 ac el astrónomo griego Aristarchus de Samos se volvió la
primera persona conocida para afirmar que la tierra movió alrededor del sol, pero el
modelo de Aristóteles del universo prevaleció durante casi 1800 años después de esa
aserción.
Los astrónomos tempranos llamaron los planetas las estrellas errantes porque ellos
mueven contra el fondo de las estrellas. Astrónomos notaron que los planetas a veces
movieron delante con respecto a las estrellas pero a veces se invirtió, mientras
haciendo las vueltas retrógradas, científico egipcio Ptolemy explicó el movimiento
retrógrado como el resultado de un juego de círculos pequeños, epicycles llamado en
que los planetas movieron. Ptolemeo supuso que los epicycles siguieron los círculos
más grandes llamado el deferents y que la combinación de estos movimientos causó el
movimiento delantero dominante y las vueltas retrógradas ocasionales.
Las ideas de Ptolemeo en una edad cuando no se habían desarrollado normas de
exactitud científica y prueba todavía. Incluso cuando astrónomo polaco Nicolaus
Copernicus desarrolló a su modelo de un universo sol-centrado en los 1540s, él basó
sus ideas en la filosofía en lugar de las nuevas observaciones. La teoría de Copérnico
era más simple y por consiguiente más legítimo filosóficamente que la idea de un
universo tierra-centrado. Un universo sol-centrado explicó pulcramente por qué Marte
parece mover hacia atrás por el cielo: Porque la Tierra es más íntima al sol, la Tierra se
mueve más rápidamente que Marte. Cuando Marte es delante de o relativamente lejano
detrás de la Tierra, Marte parece mover por el cielo de la noche de Tierra en la dirección
oeste--oriente usual. Cuando la Tierra da alcance a Marte, el movimiento de Marte
parece detenerse, entonces empieza un movimiento del este-a-oeste que detiene y
marcha atrás cuando la Tierra se marcha lejos de nuevo. El modelo de Copérnico
también explicó el movimiento diario y anual del sol y estrellas en el cielo de la tierra.
Científicos eran lentos aceptar al modelo de Copérnico del universo, pero los
seguidores crecieron en el número a lo largo del siglo 16 . A mediados del siglo 17, la
mayoría de los científicos en Europa occidental aceptó el universo Copernicano.
En el 16 siglo, astrónomo dinamarqués Tycho Brahe hizo las observaciones más
científicas y exactas del universo a ese tiempo. Brahe descubrió las diferencias entre
las predicciones astronómicas y los eventos reales, y construyó un juego de
instrumentos grandes que le permitieron que grabara las posiciones de los planetas y
estrellas con la exactitud inaudita. Él movió a Prague, y, después de su muerte, sus
observaciones se tomaron por astrónomo alemán Johannes Kepler. Kepler descubrió
que los planetas orbitaron alrededor del sol en las elipses (los círculos largos). Este
descubrimiento fue la primera ley de Kepler, y él desarrolló dos más sobre cómo las
velocidades y periodo de los planetas cambiaron . Las primeras dos leyes se publicaron
en 1609 y la tercera se publicó en 1619.
El científico italiano Galileo Galilei vivió y trabajó durante el mismo periodo de tiempo
como Kepler. Galileo fue el primer astrónomo en usar un telescopio para observar el
cielo y reconocer lo que él vio allí. Él vio que la luna tenía los cráteres, que Venus pasó
por un juego lleno de fases como la luna, y ese Júpiter tenía los satélites, o lunas. Sus
descubrimientos, publicados en 1609, marco el extremo científico de los sistemas
cosmológicos de Ptolemeo y Aristóteles, aunque tardó algún tiempo por sus resultados
generalmente aceptados.
Despues de siglo 17, el astrónomo británico Edmond Halley se presentó a el físico Isaac
Newton con una pregunta sobre la forma de órbitas planetarias. En la contestación,
Newton empezó a desarrollar lo que se volvería sus tres leyes de movimiento . Él
aplicó estas leyes a las leyes de Kepler de movimiento orbital y, de la relación entre los
dos juegos de leyes, desarrolló la idea de gravedad universal. Los cálculos de newton
se extendieron en el futuro en su más gran libro, Philosophiae Naturalis Principia
Mathematica que se publicó en 1687. Al principio, Newton derivó una gama amplia de
resultados teóricos sobre las órbitas planetarias y avanzado la ley de gravedad
universal. Las leyes de Newton eran la fundación de pensamiento cosmológico hasta el
siglo XX.
Las leyes de Newton, sin embargo, izquierdo algunas preguntas sin contestar.
empezando en el siglo 17 , científicos se preguntaron por qué el cielo era por la noche
oscuro si el espacio es de hecho infinito (una idea propuso en Grecia antigua y silencio
aceptados por la mayoría de los cosmólogos) y las estrellas son distribuídas a lo largo
de ese espacio del infinito. Una cantidad infinita de luz de las estrellas debe hacer el
cielo por la noche muy luminoso. Esta pregunta cosmológica llegó a ser llamada la
paradoja de Olbers después del astrónomo alemán Heinrich Olbers que escribió sobre
la paradoja en los 1820s. La paradoja no se resolvió hasta el 20 siglo.
En el 19 siglo, las cuentas de los números de estrellas que aparecen en las direcciones
diferentes en el cielo dejaron a astrónomos con la idea incorrecta que la tierra y el sol
esté aproximadamente en el centro del universo. Esta conclusión no tuvo en cuenta la
idea moderna que el polvo en nuestra Galaxia de la vía láctea les impidió a astrónomos
ver muy lejos en cualquier dirección.
En 1917 el científico americano Harlow Shapley midió la distancia a varios grupos de
estrellas conocido como los racimos globulares. Él midió estas distancias usando un
método desarrollado en 1912 por astrónomo americano Henrietta Leavitt. El método de
Leavitt relaciona la distancia a las variaciones en el brillo de variables de Cepheid, una
clase de estrellas que varían periódicamente en el brillo. Los dimensiones de distancia
de Shapley mostraron que los racimos se centraron alrededor de un punto lejos del sol.
El arreglo de los racimos fue presumido para reflejar la forma global de la galaxia, para
que Shapley comprendió que el sol no estaba en el centro de la galaxia. Así como las
observaciones de Copérnico revelaron que la tierra no al centro del universo, las
observaciones de Shapley revelaron que el sol no estaba en el centro de la galaxia.
Cosmólogos comprenden ahora que la tierra y sol no ocupan ninguna posición especial
en el universo.
Empezando en aproximadamente 1913, nuevos telescopios grandes y adelantos en la
fotografía y spectrography les permitieron a astrónomos empezar midiendo cambios de
Doppler de galaxias distantes). Un cambio de Doppler se observa cuando un objeto que
emite los movimientos de la radiación con respecto al observador de esa radiación. Si el
objeto está acercándose al observador, cada ola de radiación origina de un lugar que es
un poco mordió más cerca al observador que el punto de la ola anterior de origen, para
que la distancia entre las crestas de la ola sucesivas, la longitud de onda llamada, es
más corto que usual. Si el objeto está moviendo fuera del observador, la longitud de
onda es más largo que usual. El cambio de la longitud de onda es proporcional a la
velocidad en que el objeto está el pariente mudanza al observador. En la luz visible, un
cambio a las longitudes de onda más largas es equivalente a un cambio hacia el
extremo rojo del espectro visible. Por consiguiente, cosmólogos se refieren a los
cambios de Doppler de galaxias que están moviendo fuera de la tierra como los
cambios rojos. Midiendo los cambios rojos de galaxias distantes, astrónomos
empezaron a entender cómo el universo estaba evolucionando.
En 1915 físico alemán-americano Alberto Einstein que estaba trabajando en Suiza
avanzado una teoría de gravitación conocido como la teoría general de relatividad. Su
teoría involucra un continuo del espacio-tiempo cuatro-dimensional que dobla en la
presencia de objetos macizos. Este torcimiento causa la luz y otros objetos que están
moviendo estos objetos macizos casi para seguir un camino encorvado, así como la
pelota de un jugador de golf encorva en un poner torcerse el verde. De esta manera,
Einstein explicó la gravedad. Su teoría mostró la teoría de ese Newton de gravitación
era un caso especial, válido en las condiciones normal a la tierra pero no en los campos
gravitatorios muy fuertes o en otras condiciones extremas. La teoría de Einstein también
hizo varias predicciones que no eran parte de la teoría de Newton. Cuando estas
predicciones fueron verificadas, la teoría de Einstein fue aceptada. Las ecuaciones de
Einstein eran muy complicadas, sin embargo, y era otros científicos que en el futuro
encontraron las soluciones ampliamente aceptadas a las ecuaciones de Einstein. La
mayoría de cosmología hoy es basado en el juego de soluciones encontrado en los
años veinte por matemático ruso Alejandro Friedmann. Astrónomo holandés Willem del
Ave que empolla y astrónomo belga Georges Lemaître también desarrolló a modelos
cosmológicos basados en las soluciones a las ecuaciones de Einstein.
En los tempranos 1920s, astrónomos debatieron sobre que si las estructuras espirales
vistas en el cielo, el nebulae espiral llamado, eran que a las galaxias les gustan nuestra
propia Galaxia de la vía láctea o los objetos más pequeños en la vía láctea. Midiendo
las distancias a estas galaxias dependían del método de Leavitt-Shapley de observar
Cepheid las estrellas inconstantes. En 1924 astrónomo americano Edwin Hubble pudo
descubrir las variables de Cepheid en las galaxias distantes y muestra que las galaxias
eran el más allá nuestro propio. Estos resultados indicaron que que las estructuras
espirales probablemente eran que las galaxias separan de la vía láctea.
En 1929 Hubble había medido bastantes espectros de galaxias para comprender que la
luz de las galaxias, salvo eso de las pocas galaxias más cercanas, se cambió hacia el
extremo rojo del espectro visible. Este cambio aumentó el más distante las galaxias
eran. Cosmólogos interpretaron estos cambios rojos pronto como cambios de Doppler
que mostraron que las galaxias estaban moviendo fuera de la tierra. Los Doppler
cambian, y por consiguiente la velocidad de la galaxia, era mayor para las galaxias más
distantes. Las galaxias en las direcciones diferentes a las distancias equivalentes de la
tierra, sin embargo, tenían los cambios de Doppler equivalentes. Esta relación
constante entre la distancia y velocidad llevó a cosmólogos para creer que el universo
está extendiendo uniformemente. La relación uniforme entre la velocidad de expansión
y distancia de la tierra está conocido como la ley de Hubble.
El Agujero negro, un cuerpo celestial sumamente denso que se ha teorizado para existir
en el universo. El campo gravitatorio de un agujero negro es tan fuerte que, si el cuerpo
es grande bastante, nada, que mientras incluyendo la radiación electromagnética,
puede escapar de su vecindad. El cuerpo se rodea por un límite esférico, llamó un
horizonte a través de que la luz puede entrar pero no el escape; parece totalmente
negro por consiguiente.
El concepto del ugujero-negro se desarrolló por el astrónomo alemán Karl
Schwarzschild en 1916 en base a la teoría general de físico alemán-americano Alberto
Einstein de relatividad. El radio del horizonte de un Schwarzschild que el agujero negro
sólo depende de la masa del cuerpo, mientras siendo 2.95 km (1.83 mi) tiempos la
masa del cuerpo en las unidades solares (la masa del cuerpo dividida por la masa del
sol). Si un cuerpo se cobra eléctricamente o rodando, los resultados de Schwarzschild
se modifican. Un "ergosphere" las formas fuera del horizonte dentro de que la materia
se obliga a rodar con el agujero negro; en el principio, puede emitirse la energía del
ergosphere.
Según la relatividad general, la gravitación modifica el espacio severamente y
cronometra cerca de un agujero negro. Cuando el horizonte se aproxima de fuera,
tiempo reduce la velocidad al pariente a eso de observadores distantes, deteniendo
completamente en el horizonte. Una vez un cuerpo ha acortado dentro de su radio de
Schwarzschild, se derrumbaría teóricamente a un singularidad-eso, un objeto del
dimensionless de densidad infinita.
Los agujeros Negros pueden formar durante el curso de evolución estelar. Cuando los
combustibles nucleares son exhaustos en el centro de una estrella, la presión asociada
con su calor es ningún más largo disponible para resistirse reducción del centro a en la
vida densidades más altas. Dos nuevos tipos de presión se levantan a las densidades
un millón y un millón de mil millones veces eso de agua, respectivamente, y un enano
blanco compacto o una estrella del neutrón pueden formar. Si la masa del centro
excede aproximadamente 1.7 masas solares, sin embargo, electrón " ni la presión del
neutrón es suficiente prevenir el derrumbamiento a un agujero negro.
En 1994 astrónomos usaron el Hubble Espacio Telescopio (HST) para destapar la
primera evidencia convincente que un agujero negro existe. Ellos midieron la
aceleración de gases alrededor del centro de la galaxia M 87 y encontraron que un
objeto de 2.5 mil millones a 3.5 mil millones masas solares debe estar presente. Un
segundo agujero negro potencial al centro de la galaxia NGC 4258 se descubrió en
1995 por astrónomos que usan la Serie de la Línea de fondo Muy Larga (VBLA), una
serie de telescopios de la radio que miden por palmos una área geográfica grande.
También en 1995, astrónomos acostumbraron el HST a descubrir un tercer agujero
negro casi, pero ligeramente cambió de sitio de, el centro de la galaxia NGC 4261. En
los dos de los 1995 descubrimientos, astrónomos descubrieron los discos de acreción,
o discos de material caliente, gaseoso, rodeando los centros de las galaxias con
aceleraciones que indicaron la presencia de un objeto muy macizo. En 1997
astrónomos que usan los HST y los telescopios tierra-basado en Hawaii anunció que un
censo de muestras de las galaxias cercanas, ordinarias que casi cada galaxia puede
contener un agujero negro macizo en su centro. Sabiendo más sobre los agujeros
negros lácteos ayudarán a astrónomos a aprender sobre la evolución de galaxias y la
relación entre las galaxias, agujeros negros, y quasares.
El físico inglés Stephen Hawking ha sugerido que los agujeros tantos negros pueden
haber formado en el universo temprano. Si esto fuera para que, muchos de estos
agujeros negros también podrían estar lejos de otra materia formar los discos de
acreción perceptibles, y ellos podrían componer un fragmento significante de la masa
total del universo incluso. En la reacción al concepto de singularidades, Pregonando ha
propuesto también ese agujeros del negro no se derrumban de semejante manera pero
en cambio la forma los "agujeros del gusano" llamado a otros universos además de
nuestro propio.
Para los agujeros negros de masa suficientemente pequeña es posible para sólo un
miembro de un electrón-positron aparee cerca del horizonte para entrar en el agujero
negro, el otro escapando (vea a X Ray: La Producción del par). La radiación resultante
se lleva la energía, mientras evaporando el agujero negro en cierto sentido. Cualquier
agujero negro primordial que pesa menos de unos mil millones de toneladas métricas
ya se habrían evaporado, pero los más pesados pueden permanecer.
La Estrella de, el cuerpo celestial grande compuso de gases calientes gravitatoriamente
contenidos que emiten la radiación electromagnética, sobre todo encienda, como
resultado de las reacciones nucleares dentro de la estrella. El sol es una estrella. Con la
sola excepción del sol, las estrellas aparecen ser arregladas, mientras manteniendo el
mismo modelo por el año de los cielos después de año. De hecho las estrellas están en
el movimiento del rápido, pero sus distancias son tan grandes que sus cambios
relativos en posición sólo se puesta claro durante los siglos.
El número de estrellas visible al ojo desnudo de la tierra se ha estimado para sumar
8000 de que 4000 son visibles del hemisferio norteño y 4000 del hemisferio del sur. En
cualquier un momento en cualquier hemisferio, sólo aproximadamente 2000 estrellas
están visibles. El otro se localizan 2000 en el cielo del día y se disimulan por la luz muy
más luminosa del sol. Astrónomos han calculado que las estrellas en la vía láctea, la
galaxia a que el sol pertenece, numere en los centenares de billones. La vía láctea, a su
vez, es único de varios centenar millones de tales galaxias dentro del rango viendo de
los telescopios modernos más grandes. Las estrellas individuales visible en el cielo
simplemente es esos esa mentira el más cerca al sistema solar en la vía láctea.
La estrella más cercano a nuestro sistema solar la estrella triple es Proxima Centauri
que es aproximadamente 40 billón km (aproximadamente 25 billón nes) de la tierra. Por
lo que se refiere a la velocidad de luz, la norma común usada por astrónomos por
expresar la distancia, este sistema de la triple-estrella es aproximadamente 4.29 luz-
años distante; luz que viaja a aproximadamente 300,000 km por el sec
(aproximadamente 186,000 mi por el sec) toma más de cuatro años y tres meses para
viajar de esta estrella a la Tierra.
El sol es una estrella típica, con una superficie visible una fotosfera, una atmósfera del
overlying de gases calientes, llamó y sobre ellos una corona más difusa y un arroyo del
outflowing de partículas llamaron el solar (estelar) el viento. Las áreas más frescas de la
fotosfera, como las manchas solar (vea el Sol) en el sol, es probable presente en otras
estrellas típicas; su existencia en algunas estrellas cercanas grandes ha sido inferida
por una técnica llamado el interferometry de la mancha. La estructura interior del sol y
otras estrellas no puede observarse directamente, pero los estudios indican las
corrientes de la transmisión y capas de densidad creciente y temperatura hasta el
centro que se alcanza donde las reacciones termonucleares tienen lugar. Las estrellas
consisten principalmente en hidrógeno y helio, con las cantidades variantes de
elementos más pesados.
Las estrellas más grandes conocidas son los supergiants con diámetros que están más
de 400 veces eso del sol, considerando que las estrellas pequeñas conocido como los
enanos blancos tienen diámetros que pueden ser sólo 0.01 veces eso del sol. Las
estrellas gigantes son normalmente difusas, sin embargo, y puede ser sólo 40 veces
más macizo que el sol, considerando que los enanos blancos son sumamente densos y
pueden tener las masas aproximadamente 0.1 veces eso del sol a pesar de su tamaño
pequeño. Las estrellas de Supermassive son sospechosas que podría ser 1000 veces
más macizo que el sol, y, en el más bajo rango, las pelotas calientes de gases pueden
existir eso es demasiado pequeño para comenzar las reacciones nucleares. Un posible
tal enano castaño se observó primero en 1987, y otros se han descubierto desde
entonces.
Se describe el brillo de la estrella por lo que se refiere a la magnitud. Las estrellas más
luminosas pueden ser tanto como 1,000,000 veces más luminoso que el sol; los enanos
blancos tienen aproximadamente 1000 años cronometra menos luminoso, salvo el
comparativamente alguno marca con asterisco visible al ojo desnudo, las estrellas son
nombradas por los números según los varios atlases de la estrella y catálogos emitidos
por los observatorios astronómicos. El primer tal catálogo de la estrella se compiló por
el Alexandrian astrónomo Ptolemy en el 2 siglo. Llamado el Almagest, listó los nombres
y situaciones de 1028 estrellas. En 1603 un atlas de la estrella se publicó en Augsburg
por el astrónomo alemán Johann Bayer. Bayer listó un número muy más grande de
estrellas que hizo a Ptolemeo, y él designó las estrellas por una carta griega y la
constelación, o la configuración celestial en que la estrella aparece.
En el 18 siglo el astrónomo inglés John Flamsteed publicó también un atlas en que se
nombraron las estrellas según su constelación, pero Flamsteed los diferenció con los
números en lugar de las cartas. Este atlas contuvo las situaciones de aproximadamente
3000 estrellas. El primer catálogo de la estrella moderno que emitió en 1862 por el
observatorio de Bonn Alemania, contiene las situaciones de más de 300,000 estrellas.
En 1887 un comité internacional empezó el trabajo en un catálogo de la estrella
detallado. Los mapas serían compilados de fotografías tomadas por aproximadamente
20 observatorios colaborando y comprendiendo unos 21,600 platos individuales. De
estas fotografías un catálogo exhaustivo es listar entre 8 millones y 10 de millones de
estrellas.
Los catálogos modernos de estrellas no consisten en libros, pero de copias de vidrio
platos fotográficos tomados con los telescopios del ancho-campo grandes. El primer tal
estudio mayor se completó en el medio-1950s, usando el 48-en. (1.22-m) Schmidt
telescopan en la Montaña Palomar. Cada plato cubre una región del cielo 6° por 6°, y
1035 tapa de los mapas todo el cielo visible de la Montaña Palomar. Un juego
correspondiente de mapas del cielo del sur está siendo actualmente hecho con el uso
de telescopios de Schmidt en Australia y Chile.
El estudio fotográfico de espectros estelares se comenzó en 1885 por el astrónomo
americano Edward Charles Pickering en el Harvard Universidad Observatorio y llevó a
cabo principalmente por el astrónomo Annie J. Cannon americano. Esta investigación
llevó al descubrimiento importante que pueden colocarse los espectros estelares en una
sucesión continua, basado en la intensidad relativa de cierta absorción linea ocurriendo
en los espectros. Las variaciones observadas dentro de la sucesión proporcionan las
pistas a la edad de las estrellas diferentes y sus fases de desarrollo.
Las varias fases en la sucesión del espectro que se designa por las cartas O B, UN, F,
G, K, y M, son caracterizados sobre todo por las variaciones en la intensidad de las
líneas de hidrógeno que ocurren a lo largo de la sucesión. Además, las líneas de otros
elementos se puestas prominente en las fases diferentes. Se usan subíndices de 0 a 9
para denotar las gradaciones en el modelo dentro de cada clase.
Este grupo se caracteriza principalmente por las líneas de helio, oxígeno, y nitrógeno,
además de las líneas de hidrógeno. Los O se agrupan que comprende las estrellas
sumamente calientes incluye esos espectros del luminoso-línea mostrando de
hidrógeno y helio, así como aquéllos que exhiben líneas oscuras de los mismos
elementos.
BClass B En este grupo las líneas de helio logran la intensidad máxima a la subdivisión
B2 y se marchitan progresivamente en las subdivisiones más altas. La intensidad del
hidrógeno linea los aumentos firmemente a lo largo de las subdivisiones. El grupo se
está por la estrella Epsilon (Å) Orionis.
Este grupo comprende el hidrógeno llamado marca con asterisco con espectros
dominados por las líneas de absorción de hidrógeno. Una estrella típica de este grupo
es Sirius, la Estrella del Perro.
Este grupo comprende las estrellas en que el H llamado y K linea de calcio y las líneas
características de hidrógeno es fuerte. Una estrella notable en esta categoría es ä
Aquilae.
Este grupo comprende las estrellas con H prominente y el calcio de linea y las líneas de
hidrógeno menos prominentes. Los espectros de muchos metales, notablemente
planche, también está presente. El sol pertenece a este grupo, y las estrellas de G se
llaman por consiguiente frecuentemente las estrellas solares.
Este grupo comprende estrellas que tienen el calcio fuerte linea y líneas que indican la
presencia de otros metales. La luz de color de violeta del espectro es menos intensa,
comparado con la luz roja, que en las clases previamente mencionadas. Este grupo
comprende las estrellas con espectros dominados por vendas que son el resultado de
la presencia de moléculas del metálico-óxido, notablemente aquéllos de óxido del
titanio. El extremo de color de violeta del espectro es menos intenso que que en las
estrellas de K. La estrella á Orionis es típico de este grupo.
Todas estas características son compatibles con la conclusión que marca con asterisco
de estas clases es todos composición química similar y se coloca en un orden de
temperatura de más caliente a más fresco. Las temperaturas de la superficie absolutas
de los varios grupos de la estrella son aproximadamente lo siguiente: O, 22,200° C
(40,000° F); B, 13,900° C (25,000° F); UN, 10,000° C (18,000° F); F, 6650° C (12,000°
F); G, 5540° C (10,000° F); K, 3870° C (7000° F); y M, 1760° C (3200° F). La
temperatura interior de la media estrella es aproximadamente 20,000,000° C
(36,000,000° F), mas de la la mitad de las estrellas en el cielo realmente son miembros
de dos-estrella (binario) sistemas o sistemas de la múltiple-estrella. Algunas estrellas
dobles cercanas parecen separadas cuando vio telescópicamente, pero muchos más se
descubren como sólo dobla por los medios del spectroscopio. Un sistema de la doble-
estrella consiste en dos estrellas que están físicamente cerca de nosotros y ese
revuelva en una órbita alrededor de su centro común de masa. Las tales estrellas
dobles fueron reconocidas primero por el astrónomo Sir británico William Herschel en
1803.
Los binario de Spectroscopio, primero identificados en 1889, no son visualmente
separables por el telescopio pero pueden reconocerse no obstante por medio de doblar
o ensanchar de las líneas del espectro como el par de la estrella revuelve. Cuando un
componente mueve fuera de la tierra y los otros acercamientos él que cuando ellos
revuelven en su órbita, el espectro linea del cambio de la estrella retrocediendo hacia el
rojo, mientras aquéllos del cambio de la estrella adelantando hacia la violeta Otro tipo
de estrella doble es la variable eclipsando llamado. Las estrellas de este tipo están
compuestas de un más luminoso y un componente más oscuro. Como visto de la tierra,
cuando la órbita es tal que los eclipses de la estrella más oscuros el más luminoso, la
intensidad del venir ligero de la estrella fluctúa regularmente.
La investigación ha mostrado aproximadamente uno de cada dos o tres estrellas a eso
visible con los telescopios de tamaño moderado es una estrella doble del tipo físico-
doble. Se han estudiado muchos miles de binario visuales y muchos cientos binario del
espectroscopio intensivamente. Las tales estrellas son la fuente principal de información
sobre las masas estelares.
Todas las estrellas varían ligeramente probablemente en su brillo en una base más
periódica, incluso el sol. Las tales variaciones pueden ser escasamente mensurables.
Algunas estrellas, sin embargo, cambian grandemente en el brillo y se llaman las
estrellas inconstantes. Hay muchos tipos. Algunos repiten ciclos con casi precisión del
clocklike; otros son muy irregulares. Algunos pueden exigir a sólo horas o a días
devolver a un brillo de arranque; otros pueden requerir años. El brillo de tales estrellas
puede cambiar casi imperceptiblemente o violentamente.
La variable más espectacular es la estrella temporal llamado, o nova. Las novas pueden
aclarar a a tanto como 200,000 veces el brillo del sol explotando fuera de quizás un
centésima o un milésimo de 1 por ciento de la masa del sol a las velocidades a 960 km
por el sec (a a 600 mi por el sec). Algunas novas repiten este proceso, periódicamente
hasta que ellos pierdan la demasiada masa para continuar. Aunque se nombran los
supernovas semejantemente, ellos son un fenómeno más catastrófico y no periódico en
absoluto. Ellos representan la verdadera explosión de una estrella, mientras a veces
aclarando durante unos días a 10 mil millones veces el verdadero brillo del sol antes de
marchitarse lejos permanentemente. Ellos dejan atrás resto que ensancha visto como
las nubes gaseosas luminosas, o nebulosas; la nebulosa del Cangrejo es un ejemplo,
primero observado de la tierra como un supernova en 1054. A veces un pulsar también
se sale como un remanente en el centro del resto. Las novas bastante frecuentemente
ocurren en la vía láctea, quizás uno o dos que se observa cada año, pero los
supernovas son muy más raros. El más reciente supernova en la vía láctea aparecida
en 1604, aunque uno en una galaxia cercana dibujó la gran atención en 1987. Muchos
cambio de las estrellas inconstante su brillo pulsando, es decir, extendiendo y
acortando un poco como un globo. Un tipo importante, las variables de Cepheid
nombradas después de ä Cephei, repite sus ciclos de brillo bastante con precisión. Sus
periodo van de aproximadamente un día a los centenares de días, y ellos son todos los
centenares de tiempos más luminoso que el sol. El más largo el periodo de una variable
de Cepheid, el mayor el medio brillo de la estrella. Esta relación de periodo-
luminosidad, descubierta por Henrietta Leavitt del Harvard Universidad Observatorio, ha
demostrado inestimable midiendo las distancias estelares, particularmente a las
galaxias cercanas de estrellas. Sólo el periodo y promedio el brillo claro de una
necesidad de Cepheid se observe para proporcionar una medida de su distancia. Las
novas y sobre todo los supernovas también son las medidas de distancia importantes
porque su brillo increíble a la luz máxima los hace notable a las distancias grandes en el
universo.
Las estrellas inconstantes son de interés raro porque su variación normalmente se
causa por un poco de peculiaridad de su estructura interior que desarrolla con la edad.
Las estrellas inconstantes pueden revelar la información así sobre la evolución estelar.
Por ejemplo, Supernovas han quemado a su combustible nuclear y debe soplar fuera
de la materia porque ellos se ponen inestables cuando ellos se derrumban
gravitatoriamente.
La variable eclipsando, mencionada en la sección anterior, varía debido a externo en
lugar de las causas interiores. La estrella Algol en la constelación Perseus es típico.
Algol es una estrella doble compuesta de uno luminoso y un componente
comparativamente débil con una órbita en un avión casi exactamente en la línea de
vista de la tierra. Como los eclipses del componente más oscuros el más luminoso, el
brillo claro del par baja grandemente, y una disminución similar pero menos intensa
ocurre cuando el componente más luminoso eclipsa el más oscuro. Astrónomos han
observado muchos miles de eclipsar estrellas inconstantes que son valioso midiendo
las masas estelares, se han descubierto varios fuentes distintas de pulsos de la radio,
llamado los pulsar, con los telescopios de la radio. Los periodo de la pulsación típicos
de los pulsar son los 1 sec cercanos. Los periodo van de varios segundos a un
fragmento diminuto de un segundo, como confirmado por óptico y observaciones de la
Radiografía. Los periodo de la pulsación son tan constantes que sólo los relojes más
precisos pueden descubrir un aumento ligero en el medio intervalo del pulso para varios
pulsar; este aumento indica que tomaría aproximadamente 1 millones de años para los
periodo típicos doblar.
La evidencia sugiere fuertemente que los pulsar estén rodando las estrellas del neutrón
con los diámetros de quizás sólo aproximadamente 16 km (aproximadamente 10 mi).
Probablemente ellos ruedan una vez por el periodo de la pulsación. Su densidad es tan
enorme que si el volumen de la pelota en un bolígrafo se condensara con los neutrones,
como en un pulsar, contendría más de 91,000 toneladas métricas de masa.
La formación y desarrollo de estrellas han sido el asunto de muchas hipótesis y
conjeturas por científicos. Las teorías de evolución estelar son principalmente basado
en pistas obtenidas de los estudios de los espectros estelares relacionados a la
luminosidad. La observación ha mostrado pueden sistematizarse las estrellas tantos
conocidas en una sucesión regular en que las estrellas más luminosas son los más
calientes y las estrellas más pequeñas es los más frescos y más débil. Esta serie de
estrellas está conocido como la sucesión principal en el diagrama de temperatura-
luminosidad desarrollado del trabajo del astrónomo holandés Ejnar Hertzsprung y el
astrónomo americano Henry Norris Russell y conocido como el Hertzsprung-Russell el
diagrama. Dos excepciones a esta agrupación son los gigantes rojos llamado y los
enanos blancos. Los gigantes rojos son estrellas luminosas de dimensiones
comparativamente grandes; los enanos blancos son bajos en el brillo, pequeño, y
sumamente denso.
Una estrella empieza su vida como una masa grande y comparativamente fresca de
gas. La reducción de este gas y el levantamiento subsecuente de temperatura continúa
hasta la temperatura interior de la estrella alcanza un valor de aproximadamente
1,000,000° C (aproximadamente 1,800,000° F). a estas alturas una reacción nuclear
tiene lugar (los núcleos de átomos de hidrógeno pesados llamado) para formar el
núcleo del helio de gas inerte. La última reacción libera cantidades grandes de energía
nuclear, y la reducción extensa de la estrella probablemente se detiene.
Cuando el descargo de energía de la reacción de núcleo de deuteron-hidrógeno acaba,
la reducción empieza nuevamente, y la temperatura de la estrella aumenta de nuevo
hasta que alcance un punto a que una reacción nuclear puede ocurrir entre el hidrógeno
y lithium y otros metales ligeros presente en el cuerpo de la estrella. De nuevo la
energía se suelta y paradas de la reducción. Cuando se consumen los lithium y otros
materiales ligeros, la reducción reasume, y la estrella entra en la fase final de desarrollo
en que se transforma el hidrógeno en el helio a las temperaturas sumamente altas a
través de la acción catalizadora de carbono y nitrógeno. Esta reacción termonuclear es
característica de la sucesión principal de estrellas arriba expresado y continúa hasta
todo el hidrógeno disponible se consume. La estrella infla gradualmente y se vuelve un
gigante rojo. Logra su más gran tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha
convertido en el helio. Si es continuar brillando, su temperatura al centro debe subir alto
bastante para causar fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso la estrella se
pone muy más pequeña y más densa probablemente. Cuando ha agotado todo posibles
fuentes de energía nuclear, puede acortar más allá y puede volverse un enano blanco.
Esta fase final puede marcarse por las explosiones estelares conocido como las novas.
Cuando una estrella vierte su sobre exterior explosivamente como una nova o
supernova, devuelve a los elementos elemento interestelares más pesado que el
hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones futuras de estrellas
formadas de este material empezarán la vida por consiguiente con un suministro más
rico de elementos más pesados que las generaciones más tempranas de estrellas.
Estrellas que vertieron sus capas exteriores en una moda del nonexplosive se vueltas
las nebulosas planetarias, o las estrellas viejas rodearon por las esferas de radiar los
gases.
En 1998 el Hubble Espacio Telescopio (HST) reveló ese estrellas agonizantes en esta
fase no arroje el material en simple, incluso los discos. El telescopio mostró los cuadros
de estrellas rodeados por las gotas, motores de reacción, y modelos del pinwheel.
Astrónomos creen que el tirón gravitatorio de objetos cercanos puede tirar a la
atmósfera de la estrella para formar estas formas extrañas. Examinando los gases
radiando alrededor de una estrella agonizante pueden mantener una manera
astrónomos para descubrir la presencia de objetos oscuros pero macizos cerca de la
estrella.
Las estrellas macizas, muchas veces la masa del sol, atravesada su ciclo de evolución
rápidamente en el tiempo astronómico, quizás sólo unos millones de años del
nacimiento a una ruptura del supernova-tipo. El resto puede volverse una estrella del
neutrón entonces. Un límite existe para el tamaño de estrellas del neutrón, sin embargo,
el más allá que se ligan las tales estrellas gravitatoriamente para seguir acortando hasta
que ellos se vuelvan un agujero negro de que la radiación ligera no puede escapar. Las
estrellas típicas como el sol pueden persistir para muchos billón de años. El último
destino de enanos del bajo-masa es desconocido, sólo que ellos dejan de radiar
apreciablemente. El más probablemente ellos se vuelven quemar-fuera las carbonillas,
o los enanos negros.
El nacimiento de estrellas es íntimamente conectado con la presencia de granos del
polvo y moléculas, como en la Orion nebulosa región de la galaxia de tierra. Aquí, el
hidrógeno molecular (H2) se comprime a las densidades altas y temperaturas, mientras
disociando las moléculas. El hidrógeno atómico entonces los recollapses y formas un
centro estelar denso que gravitatoriamente atrae el material circundante. El centro
caliente dispersa el capullo de las moléculas del overlying, y la nueva estrella surge.
Más allá los aumentos de la calefacción gravitatorios la temperatura hasta los procesos
nucleares puede ocurrir. Las estrellas nacen en los grupos pequeños a un borde de una
nube molecular grande. Las generaciones sucesivas de estrellas comen cada vez más
en el borde de la nube, mientras dejando un sendero de estrellas de edades crecientes.
El nacimiento de estrellas se ha observado en fotografías tomadas de una región del
cielo encima de un periodo de años. Las técnicas modernas de espacio-basado
ultravioleta, infrarrojo, y la astronomía de la radio ha apuntado con precisión sitios de
formación de la estrella y el lugar de toma de procesos real más allá.

								
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