Va de ciència

Ones

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Wed, 26 Sep 2012 14:14:00 +0000

Podem definir una ona com una pertorbació d’un medi. Tal pertorbació es propaga en el medi en qüestió, transportant energia i quantitat de moviment, però no matèria. Això significa que encara que ens sembli que l’aigua d’un estany es desplaça quan hi tirem una pedra, tan sols transporta energia i moviment. Què significa això? Primer veurem els dos tipus d’ones.

Ones mecàniques i ones electromagnètiques

La principal característica que ens permet diferenciar una ona mecànica d’una electromagnètica és la necessitat o no d’un medi en el qual propagar-se. Sabem que el so, que és una ona mecànica, es propaga per l’aire a una velocitat d’uns 340m/s. Aquesta velocitat incrementa quan el so es propaga en substàncies que tenen els àtoms més propers els uns dels altres. Per exemple, en l’aigua, el so es propaga unes cinc vegades més ràpid que en l’aire, mentre que en l’alumini, que és un sòlid, és vint vegades major. Aquest increment es deu al fet que el so és conseqüència de la vibració en cadena de les molècules que formen el medi on es propaga. Els àtoms que formen l’aire, que és una mescla de gasos, estan molt més separats que els d’un líquid o un sòlid. Això provoca que la velocitat de propagació en un gas sigui fins a vint vegades més petita que en un metall. Les ones elàstiques, un altre tipus d’ona mecànica, també necessita un medi per propagar-se. Les ones electromagnètiques, en canvi, no necessiten un medi per on viatjar, sinó que poden desplaçar-se pel buit. Són pertorbacions del camp electromagnètic que Maxwell va descriure per primer cop al unificar el camp elèctric i el magnètic en un sol concepte.

Una propietat increïble d’aquestes ones és la velocitat amb la qual es propaguen en el buit: la velocitat de la llum. La llum, que en l’aire es propaga a una velocitat aproximada de 300.000 km/s, és 900.000 vegades més ràpida que el so –això explica per què primer observem el llampec i després sentim el tro -.

Ones electromagnètiques

Longitud d’ona

A continuació veurem les diferents classes d’ones electromagnètiques en funció de la seva longitud d’ona.

Espectre electromagnètic Longitud d'ona

Ràdio Muntanya-home
Microones Nadons-insectes
Infraroig Punta d’una agulla
Visible Bacteris (700-400 nm)
Ultraviolats Molècules
X Àtoms
Gamma Més petit que un nucli atòmic

Potser cal recordar que la longitud d’ona és la distància que separa dues valls (punts més baixos) o dues crestes (punts més alts) successives d’una ona. En la casella “longitud d’ona” no hem sigut rigorosos, ja que les hem comparat amb cossos com muntanyes o insectes, però pensem que d’aquesta manera és més fàcil fer-se una idea mental de com són.

Energia d’un fotó

Hem vist en anteriors entrades que les ones electromagnètiques com la llum es comporten seguint el model de dualitat ona-partícula, és a dir, en certs casos el seu comportament és com el d’una ona i en certs casos com el d’un conjunt de partícules. Aquestes partícules les coneixem amb el nom de fotons, i, si potser no va ser el primer en imaginar-se-les, Albert Einstein sí que va ser qui demostrà la seva existència.

L’energia dels fotons dels diferents espectres electromagnètics és un aspecte que preocupa molt a la societat. Un fotó que té poca energia tindrà poc poder de penetració i, per tant, serà poc nociu per a la nostra salut. No obstant, un que tingui molta energia serà capaç de penetrar en els nostres teixits i alterar el contingut del material genètic, la qual cosa pot originar un comportament erroni de les nostres cèl·lules que, en certs casos, traduïm com a càncer. És important saber que l’energia d’un fotó és inversament proporcional a la longitud d’ona. Així doncs, com que la longitud d’ona de les ones de ràdio és molt ampla, l’energia dels seus fotons no és nociva per a nosaltres. Si més no, escoltar la ràdio no ens produeix, que sapiguem, cap problema. La llum del Sol també és poc nociva, sempre i quan ens protegim i dosifiquem l’exposició al Sol adequadament.

La fórmula que s’utilitza per calcular l’energia d’un fotó és molt senzilla

E= h·f

En l’equació, h és la constant de Planck (6,626·10^-34) i f la freqüència de l’ona, que és el nombre d’oscil·lacions per segon.

Transport d’energia i moviment

Tornem ara a la pregunta que ens fèiem al principi sobre què significa que una ona transporta energia i moviment.

Si col·loquem una peça que suri en l’aigua en un estanc i provoquem una ona, veurem com la peça oscil·la amunt i avall per un moment. Aquesta oscil·lació es deu que l’ona, que transporta moviment, ha sigut capaç de produir aquest moviment en la peça. Si una ona transportés matèria, aquesta peça s’hagués desplaçat, és a dir, la posició final hagués sigut diferent a l’inicial. Per entendre el transport d’energia, si col·loquem una turbina connectada a un transformador en algun punt on l’ona xoqui fort, aconseguirem transformar l’energia de l’ona en energia elèctrica. Amb aquests exemples podem entendre què significa el transport d’energia i moviment.

Refracció de la llum

La refracció de la llum és el fenomen que consisteix en l’alteració de la direcció de propagació de la llum quan aquesta experimenta un augment o disminució de velocitat. La llum experimenta aquesta canvi de velocitat quan passa d’un medi a un altre.

La llum, si viatja per un mateix medi, com l’aire, es propaga en línia recta. Això és perquè l’aire, com tots els medis, té un índex de refracció que és constant si la temperatura no varia. L’índex de refracció es calcula amb la següent fórmula:

M= C/v

Això significa que l’índex de refracció d’un medi és igual a la velocitat de la llum en el buit (c) entre la velocitat de la llum en el medi en qüestió (v). L’índex de refracció sempre és més gran que 1.

Aire-Aigua

L’índex de refracció de l’aire és aproximadament 1,00029, mentre que el de l’aigua és 1,33. Quan la llum passa de l’aire a l’aigua varia la direcció. Això fa que un llapis sembli estar deformat quan reposa en un got mig ple d’aigua.

Els angles de la direcció dels raigs de llum respecte el pla que anomenen “normal” varien al canviar de medi.

Neutrins

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sat, 22 Sep 2012 09:00:00 +0000

L’any 1896, el científic francès Henri Becquerel va descobrir accidentalment la radioactivitat natural. Va guardar en un mateix calaix unes sals d’urani i una placa fotogràfica, i va poder comprovar com, degut a la presència de l’urani, la placa ennegria.

En aquest "experiment", Becquerel també va descobrir la tercera força que opera en el món microscòpic, la interacció dèbil. El típic procés d’aquesta interacció era la desintegració coneguda amb el nom de desintegració beta.

La desintegració beta consisteix en l’emissió d’electrons des del nucli cap a l’exterior. Aquests electrons constitueixen els rajos beta. Aquests són emesos quan el nucli atòmic experimenta de manera espontània un canvi d’estat. Els científics van atribuir aquest canvi a la inestabilitat dels nucleoides (protons i neutrons).

L’estudi de la radioactivitat va inquietar durant molts anys a centenars de laboratoris d’arreu del món. Una de les figures més representatives del tal estudi fou Marie Curie, qui, amb la col·laboració del seu marit Pierre Curie, va descobrir el Radi i el Poloni, va aïllar el Radi i va estudiar la naturalesa i els compostos d’aquests element.

Desequilibri en la desintegració beta

L’estudi de la desintegració beta va topar en els anys 20 amb una paradoxa desconcertant: la massa del nucli inicial no corresponia amb la massa del nucli final més la dels electrons emesos. Això suposava que, durant l’emissió dels raigs beta, es violava el principi de conservació de l’energia, la qual cosa implicava qüestionar-se un dels fonaments més importants de la ciència. Durant un cert temps semblava inclús que s’havia d’abandonar aquesta llei, però, l’any 1930, el físic alemany Wolfang Pauli va suggerir l’atrevida idea d’un objecte petit neutre que s’emportava l’energia. Tal objecte tenia (o haver de tenir) les propietats necessàries com per no ser detectat.

Els neutrins de Pauli

Pauli creia que el principi de conservació de l’energia podia salvar-se si, juntament amb l’electró i el protó, el producte de la desintegració contenia una partícula elèctricament neutra, amb una massa nul·la o quasi nul·la. Aquestes característiques farien que la partícula en qüestió fos molt dèbil durant les interaccions.

L’any 1933, el físic italià Enrico Fermi va descriure com és el procés de la desintegració beta amb la premissa de l’existència dels neutrins: un neutró inestable es desintegra en un protó, un electró i un dels petits objectes neutres de Pauli, que s’emporta una petita quantitat d’energia. Fermi va anomenar aquest petit objecte neutre amb el nom de “neutrí”, ja que compleix les qualitats de ser neutre i petit. Ara sabem que de la desintegració beta, la causant de l’emissió dels neutrins, n’és responsable la interacció dèbil, que opera en el nucli atòmic.

Més ràpids que la llum?

La massa dels neutrins

Abans es creia que aquestes partícules subatòmiques no tenien massa, però, fins fa poc, sabem que sí en tenen, tot i que és tan petita que resulta difícil de detectar. És, aproximadament, una milmilionèsima part de la massa d’un àtom d’hidrogen (l’element més lleuger de l’Univers)!. Una de les característiques del neutrí que fa que el seu estudi sigui molt complicat és que interacciona dèbilment amb la matèria. Un neutrí és capaç de travessar la matèria ordinària sense pertorbar-la.

Resultats sorprenents en el CERN

En setembre de 2011, un experiment realitzat en el laboratori de Gran Sasso (CERN) va detectar un conjunt de neutrins que van viatjar a uns 6 quilòmetres/segon per sobre del límit dels 300.000 km/s que Einstein havia postulat en el seu treball de la Teoria de la Relativitat General de l’any 1915. Molts telenotícies van donar importància al fet que Einstein, una de les figures més importants de la historia de la ciència, s’hagués pogut equivocar. No obstant, a principis de 2012, un altre experiment en el mateix laboratori italià va demostrar que els neutrins no són més ràpids que la llum, sinó que es troben per sota del límit que, tot i haver sigut qüestionat, persistia immutable. El CERN va explicar que els resultats equivocats del primer experiment es devien a un error de medició.

Partícules virtuals i partícules missatgeres

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Wed, 19 Sep 2012 10:00:00 +0000

Una de les moltes implicacions de la mecànica quàntica que afecten al món subatòmic és que les partícules poden manifestar-se en “real” o en “virtual”. Les partícules reals són aquelles que podem mesurar, les que utilitzem en els experiments. Un comptador Geiger detecta un fotó real. En canvi, les partícules virtuals sorgeixen de préstecs d’energia i desapareixen just després de crear-se. Tot i això, actualment es creu que la naturalesa d’aquestes últimes podria estar relacionada amb la de les partícules missatgeres, aquelles que transmeten les forces d’acció a distància.

Les partícules virtuals

Les partícules virtuals són una determinada quantitat d’energia empaquetada (partícula) que existeixen durant un lapsus de temps molt curt. La curta esperança de vida de cada partícula ve determinada pel Principi d’Incertesa de Heisenberg, que diu que el producte de l’energia prestada i la duració del préstec ha de ser major que la constant de Planck dividida per dues vegades pi. Aquest “préstec d’energia” , que es pot extreure del buit, es retorna per tal de no violar el principi de conservació de l’energia, i a mesura que el préstec és més gran, el temps de vida per a la partícula virtual és més breu, la qual cosa significa que les variables “préstec” i “temps” són inversament proporcionals. Així doncs, aquestes partícules existeixen durant un període de temps tan curt que el principi d’incertesa ens prohibeix observar-les.

Les partícules virtuals són fruït de la permissivitat de la teoria quàntica, que permet crear partícules si s’obté l’energia necessària per fer-ho. Gran part de la comunitat científica és propensa a tenir en consideració les partícules virtuals perquè, tot i que no podem observa-les, la seva existència permetria explicar certs fenòmens, com per exemple, que són capaces d’influir en la matèria real. No obstant, els canvis que originen pràcticament no es poden detectar, motiu que impulsa la lluita per fer més precises les observacions.

De quina manera poden influir les partícules virtuals en la matèria real?

Parella de partícules matèria-antimatèria

Un fotó virtual, que es pot trobar orbitant al voltant d’un electró, és capaç de dissoldre’s i originar un positró (e+) i un electró (e-), sempre i quan la suma de l’energia d’ambdós sigui igual a la del fotó. Com que el que s’ha format és una partícula de matèria i l’equivalent en antimatèria, ambdós corpuscles s’aniquilen mútuament. Fruït d’aquest alliberament d’energia es crea un fotó l’energia del qual és igual a la suma de l’energia de la parella de partícules matèria-antimatèria. Aquest fotó serà capaç de dissoldre’s en uns altres positrons i electrons, i aquests d’originar un altre fotó, i així, successivament. D’aquesta manera, sense vulnerar les lleis físiques, un fotó virtual és capaç d’influir en les propietats d’un electró real.

Partícules missatgeres

El Model Estàndard descriu les forces fonamentals (electromagnètica, nuclear forta, dèbil i gravitatòria) com un conjunt d’interaccions que es donen en un camp. El concepte de camp fa referència a una quantitat física associada a cada punt de l’espai. Un camp elèctric, per exemple, és la regió d’espai creada per una càrrega elèctrica on serà capaç d’interaccionar amb un cos de naturalesa elèctrica. Els camps van ser introduïts per explicar el funcionament de l’acció a distància.

Segons el Model Estàndard, els cossos interaccionen en un camp mitjançant l’emissió i la recepció de partícules que anomenen amb el nom de partícules missatges o portadores. Cadascuna de les quatre forces que contempla el Model Estàndard té associada una partícula portadora característica.

Partícules missatgeres associades a cada força

Els fotons són portadors de la força electromagnètica.
Els gluons són portadors de la força nuclear forta.
Els bosons W i Z són portadors de la força nuclear dèbil.
Els gravitons podrien ser els portadors de la força gravitatòria. Encara estan per descobrir.

Tot i que els gravitons encara no s’han observat, els físics teòrics han predit certes propietats que aquests “paquets mínims” de la força gravitatòria deuen tenir.

Els constituents mínims de cada camp transporten el missatge adequat per fer viable la interacció entre cossos. Mirem-nos-ho amb els fotons: quan dues càrregues elèctriques es repelen comparteixen fotons amb el missatge de no atreure’s, mentre que l’atracció es produeix quan el missatge és el de fer-ho. El comportament de la resta de partícules missatgeres és anàleg en cadascuna de les forces que transmet.

Es creu que les partícules missatgeres són, en la majoria dels casos, partícules virtuals, ja que romanen ocultes en el sistema on interactuen. Un electró pot emetre un fotó virtual que desencadeni una sèrie d’esdeveniments que el connectin amb les partícules carregades que existeixin.

1.La força nuclear forta és la que manté els protons i els neutrons en el nucli.
2.Els bosons són un dels dos tipus elementals de partícules (l’altre són els fermions).
3.La força nuclear dèbil explica la radioactivitat i la desintegració beta.

El teroema de Bell

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sat, 15 Sep 2012 09:36:00 +0000

Veure abans: Realitat i Separabilitat

El teorema de Bell és un teorema que s'aplica en la mecànica quàntica i que demostra que la imatge d'un Univers amb realitat i separabilitat no correspon amb la del nostre. El seu autor va ser el físic irlandès John Bell, qui, motivat per l'artcile EPR, va decantar la balança a favor de la mecànica quàntica, la qual s'oposa a les premisses de la realitat i separabilitat per a la descripció correcta del nostre Univers.

Desigualtats de Bell

El treball de John Bell parteix d’experiments en els quals difereixen els resultats en funció de si els interpretem mitjançant la mecànica quàntica o el pensament raonable. La mecànica quàntica nega les condicions de realitat i separabilitat, mentre que el pensament raonable no entén la nostra existència sense alguna d’aquestes dues. Així doncs, si fem un experiment que afecti un parell de partícules haurem de suposar que:

Ambdues partícules s’influeixen instantàniament i el seus estats físics són creats per l’observació.
Ambdues partícules no poden afectar-se de cap manera si no és a través de forces físiques i l’observació no influeix en el seus estats físics.

És lògic afirmar que, amb dues interpretacions (la quàntica i la raonable), hauríem d’obtenir dos resultats diferents. No obstant, el nostre Univers no pot contemplar les dues, així que els experiments ens diran quina és la interpretació que s’aproxima més a la realitat. Si es demostrés que la descripció correcta de la realitat és la raonable, la mecànica quàntica s’hauria de considerar incorrecta.

Els experiments que Bell va imaginar abraçaven els supòsits raonables. Dins d’aquest marc no mecano-quàntic, Bell va deduir que certes magnituds observables havien de ser majors que altres magnituds observables. Aquesta predicció comprovable s’anomena “desigualtat de Bell”. Si, a través d’un experiment real, es constata la violació de la desigualtat de Bell, una o les dues premisses de les que parteix ha de ser falsa, és a dir, si es demostra que la desigualtat de Bell no es compleix, la descripció mecano-quàntica del nostre Univers serà la correcta.

Quan es van fer els experiments es va veure que la desigualtat de Bell no es complia. Les premisses de realitat i separabilitats conduïen a una descripció equívoca pel nostre món.

Experiments de Bell

En veritat, els experiments que van constatar que la desigualtat de Bell no es complia els va dur a terme el físic nord-americà John Clauser, qui va idear un procediment per a fer-ho.

Experiments amb fotons polaritzats

*Experiment 1:

En aquest experiment tenim un parell de detectors de fotons que, en funció de la polarització del fotó que se’ls acosta, els deixarà passar (trajectòria 1) o els farà xocar i canviar de direcció (trajectòria 2). Cada detector està situat en un punt equidistant d’on s’emeten fotons bessons. Com que cada fotó estarà igual de lluny del seu detector, ambdós seguiran o la trajectòria 1 o la 2 alhora. Els fotons bessons de cada parella tindran la mateixa polarització. No obstant, no tots els parells tindran la mateixa. Amb això obtindrem fotons que seguiran la trajectòria 1 i fotons que seguiran la 2.

Si els dos detectors estan orientats en vertical respecte l’eix de propagació dels fotons, tan sols passaran aquells fotons la polarització de la qual s’acosti a l’angle del detector. Un fotó horitzontal no passarà i seguirà la trajectòria 2.

Al final de l’experiment, s’obtenen els resultats següents:

Aquesta taula indica que si un fotó ha seguit la trajectòria 1 o 2, el seu bessó ha seguit la mateixa. Els resultats de cada detector coincideixen al 100%.

*Experiment 2:

En aquest segon experiment un dels dos detectors ha estat inclinat respecte l’altre un angle que afecti al 5% dels fotons, i que anomenarem α. Els resultats són:

Els fotons indicats en vermell són la tassa d’error del 5%. Mentre que un ha seguit la trajectòria 2, l’altre ha seguit la 1.

En l’experiment 3 s’inverteixen els papers. El detector amb la inclinació α torna a ser vertical i el vertical té la inclinació α. Òbviament, els resultats tornen a ser els mateixos: una tassa d’error del 5%.

*Experiment 4:

Ara els dos detectors s’inclinen alfa. Però mentre que un s’inclina 90- α, l’altre s’inclina 90+ α, és a dir, un s’inclina en el sentit de les agulles del rellotge i l’altre, en el contrari. El resultat esperat serà el d’una tassa d’error màxima al 10% (5% de tassa d’error que hem obtingut en l’experiment 2 més el 5% que hem obtingut en el 3).
El resultat esperat serà el d’una tassa d’error màxima al 10% (5% de tassa d’error que hem obtingut en l’experiment 2 més el 5% que hem obtingut en el 3). La tassa d’error podrà ser menor del 10%, però només si el comportament d’un fotó pot fer que el seu bessó es comporti de la mateixa manera. Això és una desigualtat de Bell. Així doncs, per a què la desigualtat de Bell es compleixi la tassa d’error en l’últim experiment haurà de ser igual o menor al 10% (tassa d’error ≤ 10%).

Els resultats de Clauser

Quan John Clauser va reproduir aquests experiments va obtenir que, per certs angles, la tassa d’error quan els detectors es feien girar en sentits oposats era major que el doble de la tassa d’error per a un sol detector. D’aquesta manera, va demostrar que la desigualtat de Bell s’incomplia, i com que aquesta partia de les premisses de realitat i separabilitat, alguna d’aquestes dues havia de ser falsa. La descripció raonable del nostre Univers es va declarar errònia.

Realitat i Separabilitat

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Wed, 12 Sep 2012 08:30:00 +0000

La realitat i la separabilitat són les premisses d’un Univers raonable, aquell que la física ha acceptat durant molts anys i que ha complagut a mentalitats tan conservadores (en aquest aspecte) com la de Newton o la d’Einstein. No obstant, des del naixement de la mecànica quàntica, aquestes premisses s’han posat en dubte, fins al punt que, sembla ser, que el nostre Univers no pot ser real i separable al mateix temps. Anem a veure quin significat tenen per la física els termes “realitat” i “separabilitat”.

Realitat

Si el nostre Univers fos “real”, les propietats físiques de la matèria no serien creades per la observació, tal i com defensa la mecànica quàntica, sinó que serien una qualitat intrínseca de tot cos, independentment de si és observat o no. Albert Einstein era partidari d’aquest pensament. Ell creia que una partícula tenia una realitat separada, independent dels mesuraments. “M’agrada pensar que la Lluna està allà encara que no l’estigui mirant”, va dir un cop.

Així doncs, “realitat” és la paraula que s’utilitza per referir-se a les propietats físiques reals de tots els objectes que no són creades per l’observació. “Si un mitjó és verd, no deixarà de ser-ho en el moment que no és observat, o, si la massa d’una partícula és 1,01 vegades superior a la d’un protó, no variarà quan ningú la mesuri”. Si més no, això és el que ve a dir el terme realitat, que no distingeix entre els cossos macroscòpics i els microscòpics.

En un Univers amb realitat mai trobaríem gats com el de Schrödinger, ja que el fet que no es produís cap observació en l’interior de la caixa no implicaria un estat de superposició, i, per tant, un gat viu i mort no seria possible.

Separabilitat

Si el nostre Univers contemplés la separabilitat, dos objectes que, degut a la seva llunyania, no poguessin interactuar entre ells a través d’alguna força física (és a dir, que es propagui a la velocitat de la llum) mai podrien influenciar-se l’un amb l’altre. El concepte de separabilitat trenca amb el de “connectivitat universal”, que defensa l’existència de les “accions fantasmals”, aquelles “influències” capaces d’alterar objectes de diferents galàxies instantàniament. La premissa de la separabilitat és va posar en dubte quan Albert Einstein, Boris Podolsky i Nathan Rosen van publicar l’any 1935 un article que actualment coneixem amb el nom de EPR, en el qual volien demostrar que la interpretació que la mecànica quàntica dels anys 30 feia de l’Univers era incomplerta. Va ser la resposta que Bohr va fer a aquell article la que va començar a parlar, en termes científics, d’una connectivitat universal, que, a molts, els pot semblar més una creença mística que no una hipòtesi científica.

El teorema de Bell i la demostració experimental

En una època que els físics no es preguntaven quin significat tenia la mecànica quàntica, i que no s’ocupaven de demostrar-la experimentalment pel simple fet que funcionava, cal destacar dos noms: John Bell i John Clauser. En la pròxima entrada veurem les contribucions que van fer aquests dos homes a la física moderna.

Fotons bessons

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sun, 09 Sep 2012 18:54:00 +0000

El pas que fa un àtom d’un estat d’excitació alt a un de baix o viceversa rep el nom de salt quàntic. Per no contradir el principi de conservació de l’energia, quan un àtom passa d’un estat excitat a un de menys emet energia en forma de paquets, coneguts com fotons (gràcies a Einstein sabem que la llum és un flux de fotons). En canvi, quan un àtom augmenta el seu grau d’excitació absorbeix fotons, els quals aportaran una certa quantitat d’energia, que serà inversament proporcional a la seva longitud d’ona: tal i com sabem gràcies a la teoria quàntica, un fotó amb una longitud d’ona curta té més energia que no pas un amb una longitud més llarga. Aquest fet queda manifestat amb la potència de penetració que tenen els raigs X respecte la llum visible, que és major perquè la longitud d’ona d’aquests primers és més petita.

En aquesta entrada ens fixarem amb els fotons que són emesos quan un àtom allibera energia, i veurem com la mecànica quàntica els interpreta dins del marc teòric de la Interpretació de Copenhage.

Amb la mateixa polarització

Alguns estats excitats d’un àtom són tan alts que aquest torna al seu estat fonamental mitjançant dos salts quàntics successius. Cadascun d’aquests salts ha alliberat un fotó, l’energia del qual dependrà de si el salt quàntic s’ha produït entre dos nivells pròxims o allunyats, i, com que s’han produït quasi simultàniament, el resultat obtingut són dos fotons que han “nascut” del mateix àtom. Els científics van qualificar aquests fotons amb l’adjectiu de bessons, ja que presenten certa analogia amb els bessons idèntics que neixen d’una mateixa mare: ambdós són pràcticament simultanis, i ambdós presenten trets quasi idèntics, tot i que en el cas dels fotons veurem que aquestes característiques seran del tot idèntiques.

Polarització electromagnètica

La polarització electromagnètica (que escurçarem i anomenarem com polarització) és una característica de les ones electromagnètiques, és a dir, aquelles que poden propagar-se pel buit i que són una pertorbació del camp electromagnètic, com la llum o les ones de ràdio. Aquesta característica remet a la direcció d’oscil·lació d’una ona respecte el pla de propagació en camp elèctric. Ens podem trobar llum polaritzada verticalment o horitzontal, i amb fotons polaritzats perpendiculars o paral·lels a un eix, per exemple, d’un detector. Però també ens podem trobar amb fotons que no estan polaritzats ni perpendicularment ni paral·lelament, sinó amb un determinat angle. Un exemple fàcil és l’angle de 45º, que la resultant de la component “paral·lela” i “perpendicular”.

En aquest esquema, l’eix y seria la component perpendicular sempre i quan x fos la paral•lela. La resultant té un angle alfa, de 45º.

Amb això hem vist que existeixen diferents tipus de polaritzacions a part de la perpendicular i la paral•lela. Un ona electromagnètica pot tenir una polarització de x graus, que en funció de si és major o menor de 45º, estarà més a prop de ser perpendicular o de ser paral•lela al pla de propagació.

Llum no polaritzada:

La majoria de la llum, com la que procedeix del Sol o de les bombetes, és llum no polaritzada, és a dir, ones que vibren en tots els angles. Aquesta és una característica fonamental de la llum natural capaç d’il•luminar una habitació sencera que compti amb uns mínims punts de llum. Això ens pot recordar a una propietat que vam veure en una entrada anterior; que la llum es transmet en totes les direccions: si tanques una bombeta encesa dins d’una capsa amb forats, la llum s’escaparà per tots els forats, el que significa que no segueix una direcció determinada sinó totes les possibles.

Ara que sabem què és la polarització, i que no tots els fotons presenten la mateixa polarització, podem continuar parlant sobre els fotons bessons.

Els fotons que són emesos per un mateix àtom i que anomenen amb el nom de fotons bessons comparteixen polarització. Hem de tenir en compte que els fotons no estan quiets, sinó que es mouen a la velocitat de la llum i, per tant, s’allunyen l’un respecte l’altre a una velocitat increïble. Però no ens ha de resultar estrany el fet que dos fotons bessons comparteixin polarització. El llibre “L’enigma quàntic”, de Bruce Rosenblum i Fred Kuttner, ens conviden a interpretar-ho de la següent manera:

“No ens sorprèn que dos bessons idèntics exhibeixin el mateix color d’ulls, ja que els bessons idèntics són creats amb el mateix color d’ulls.” (p.162).

No obstant, la mecànica quàntica afirma que si els fotons ens qüestió no són observats la seva polarització serà indefinida, però igual, és a dir, els fotons es troben immersos en un estat de polarització idèntic, però no particular. En el mateix llibre fan servir la següent analogia:

“Suposem que sempre que un bessó escull mitjons verds, l’altre també (encara que ningun d’ells tingui informació sobre el color dels mitjons del seu germà). Això sí seria estrany.” (p.162).

Doncs això és el que passa amb els fotons bessons. Si observem un dels dos fotons i desvetllem la seva polarització, immediatament coneixem la polarització de l’altre, sense haver-lo d’observar. Si la polarització d’un fotó és X, la de l’altre serà X. Aquest fet tan fascinant sembla contradir la mecànica quàntica, ja que un dels pilars d’aquesta afirma que per conèixer la propietat d’un cos primer l’hem d’observar, i en aquest cas no ens fa falta. Això ens remet a l’article EPR, que es preguntava si la descripció mecanoquàntica de la realitat física podia considerar-se completa. El físic teòric danès Niels Bohr va oferir la resposta que veurem a continuació i que hem adaptat:

És cert que els dos fotons no poden exercir entre ells una pertorbació mecànica, però sí que entre ells existeix una influència instantània.

Albert Einstein va anomenar aquesta “influència instantània” amb el nom de “accions fantasmals”. No cal dir que el físic alemany estava totalment en contra de l’existència d’aquestes accions fantasmals, però, en els anys setanta, una sèrie d’investigacions van demostrar que les accions fantasmals de Bohr existeixen.

El destí de les estrelles supernoves, nanes blanques i negres

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Thu, 06 Sep 2012 08:34:00 +0000

"Som pols d'estrelles". Aquesta afirmació no pretén ser romàntica; és un fet demostrat. L’haurem escoltat moltes vegades, i la majoria d’elles amb to poètic, però la veritat és que neix en el moment que es comprèn l’efímera vida de les estrelles, és a dir, en el moment que l’astronomia comença a desmentir la “immutabilitat aristotèlica”. En aquesta entrada repassarem el procés que manté en vida les estrelles i veurem els diferents camins que protagonitzen les diferents estrelles al morir. A més, aprendrem que, gràcies a un d’aquests camins, existeixen molts dels elements que ens componen.

Tot neix

Abans de les publicacions d’Einstein creiem comprendre la naturalesa de l’Univers, però no era així. L’existència d’un teixit espai-temps no era contemplada per ninguna obra anterior al segle XX, i per tant, tampoc ho eren els forats negres, els viatges en el temps, etc. No obstant, no va ser fins l’any 1929, que, de manera radical, es va trencar amb un pensament que persistia des dels temps d’Aristòtil, el de la immutabilitat.

La comunitat científica s’aferrava a la idea que l’Univers havia existit sempre, és a dir, que mancava d’un origen en el qual entrés en joc la religió, a més, també creia que era estacionari, la qual cosa implicaria que la seva grandària era invariable. Però, com ja vam veure en entrades anteriors, l’astrònom nord-americà Edwin Hubble va demostrar l’any 1929, a partir d’una sèrie d’observacions, que les diferents galàxies que formen l’Univers s’allunyen les unes de les altres. Això va implicar dues coses: primer, que el nostre Univers no era estacionari, sinó que creixia, i segon, el naixement de la teoria del Big Bang, que defensava i actualment defensa l’existència d’un moment “origen” a partir del qual es va crear tot el que ens envolta. Així doncs, si l’Univers té una edat determinada, estimada en 13.700 milions d’anys, tot el que conté s’ha d’haver format en un moment fix. En el cas de l’hidrogen o l’heli, cal remuntar-se a 3 minuts després de l’explosió, per trobar or caldrà esperar un 9.000 milions d’anys. Per veure estrelles en el firmament haurem de situar-nos en el moment que els nuclis d’hidrogen i heli van començar a col·lapsar-se a causa de la gravetat a i formar nuclis d’estrelles que emetien grans quantitats de radiació a l’exterior.

La vida de les estrelles

Veure “Naixement i funcionament d’una estrella”.

Tot i que en el Cosmos trobem un munt d’estrelles diferents, la majoria d’elles funcionen de la mateixa manera, és a dir, aconsegueixen brillar gràcies al mateix procés: la nucleosíntesi estel·lar. La nucleosíntesi estel·lar és el procés nuclear en el qual, a partir de la conversió d’àtoms d’hidrogen en àtoms d’heli (més endavant veurem que hi poden intervenir altres elements), s’allibera la quantitat d’energia necessària per fer brillar una estrella. Quan l’hidrogen es fusiona per generar heli es produeix una descompensació de matèria, ja que resulta que la suma de la massa dels ingredients és major que la del resultat, fet que contradiria el principi de la conservació de l’energia sinó fos perquè l’energia que falta s’ocupa de fer brillar l’estrella. Gràcies a l’increïble quantitat d’energia que s’allibera d’una petita massa, i que calculem gràcies a l’equació E=mc^2, aquesta descompensació que es produeix durant la nucleosíntesi estel·lar és capaç de fer que, com per exemple el Sol, una estrella alimenti un planeta sencer situat a milions de quilòmetres de distància.

La conversió d’hidrogen en heli no és l’únic procés nuclear que es dóna en l’interior d’una estrella, tot i que en provingui el 90% de l’energia. A una temperatura propera als 100 milions de graus centígrads (10 vegades major que la necessària perquè es produeixi la conversió d’hidrogen en heli) l’heli es consumeix i produeix carboni, un element molt present en la matèria orgànica. Durant la combustió del carboni s’engendra l’oxigen, i apareixen elements com el neó o l’alumini, fins que l’estrella ha de cremar el ferro, però el cas és que la combustió del ferro no produeix energia, sinó que en consumeix. Arribat aquest punt, l’estrella deixa d’emetre llum, i comença un agonitzant procés amb un destí que dependrà de la seva massa.

El destí de les estrelles

Tot i posar-se d’acord en com lluir, les estrelles divergeixen en com acomiadar-se. Algunes acaben sent cadàvers estel·lars d’estrelles que antigament havien brillat, altres es converteixen en els temuts forats negres, algunes expulsen les seves capes exteriors en el que coneixem amb el nom de supernova, etc. El fet que existeixin varis possibles adéus depèn d’una raó molt senzilla: hi ha diferents tipus d’estrelles, que tindran diferents morts segons la seva massa. Analitzem els diferents escenaris finals.

Supernova: Les supernoves són protagonitzades per aquelles estrelles la massa de les quals se situa entre 1,4 i 5 sols. Quan aquests estels esgoten el seu combustible inicien un procés de compressió que els reduirà fins a un radi de 10 km. Aquesta fase tan densa rep el nom d’estrella de neutrons, degut que la matèria del seu interior està formada principalment per neutrons. Aquesta tipus d’estrella és tan densa, que tan sols una cullerada pesaria 1.000 milions de tones. Quan l’estrella s’encamina cap als moments finals del col·lapse es produeix una gran explosió, deguda a l’alliberament de les capes superiors a una velocitat de milers de quilòmetres per segon. Aquesta explosió rep el nom de supernova i brilla com mil milions de Sols, fet que la converteix en un dels esdeveniments més lluminosos de tot l’Univers.

En aquesta fotografia de la supernova 1994D ubicada en la galàxia NGC 4526 que hem pogut obtenir gràcies a la cortesia del catàleg online del telescopi Hubble podem veure com una supernova (punt brillant en la part esquerra inferior de la imatge) és capaç de brillar com una galàxia sencera, o, en ocasions, inclús més.

Una de les supernoves més cèlebres en la història de l’astronomia va ser la que donà origen a les restes de supernova conegudes com “nebulosa del Cranc”, ja que tenen forma de cranc. La llum de la supernova va arribar a la Terra l’any 1054, i era tan brillant que es podia veure inclús en plena llum del dia.

Nanes blanques i nanes negres: Convertir-se en una nana blanca i després esdevenir en una negra serà el final per a la majoria d’estrelles, inclús serà el final del nostre Sol. Quan el nostre estel hagi esgotat les seves reserves iniciarà un procés de compressió que el reduirà fins a un diàmetre de 6.000 km, si fa no fa, com la Terra. En aquest estat, el Sol serà molt dens, i ja el podrem catalogar com a nana blanca. El procés de compressió haurà elevat la seva temperatura, la qual cosa farà que el seu color canviï a blanc. El pas següent que emprendrà el Sol serà el d’alliberar les capes superior, les quals, il·luminades per la nana blanca, cobraran una gamma de colors compresos entre el vermell, el groc i el verd, i tindran un aspecte d’anell, denominat “nebulosa planetària”, com la de la fotografia del marge.

Un cop ha perdut l’escalfor, la nana blanca es converteix en una nana negra, que simplement és un cadàver estel·lar com tants i tants hi ha per l’Univers.

Forats negres: Ja els hem vist forces vegades en aquest blog. Hem entès la seva naturalesa, i hem après coses tan curioses com que alenteixen el temps 1000 vegades més que la Terra. Són considerats la mort definitiva d’una estrella, i es formen quan una estrella que té una massa cinc vegades superior a la del Sol comença a comprimir-se com a conseqüència de l’efecte del seu propi camp gravitatori, convertint el que havia sigut una immensa estrella en un cos infinitament més petit. El cos en qüestió és tan dens que l’espai i el temps són doblegats per l’efecte de la gravetat.

Cal recordar que reben el nom de forats “negres” perquè no deixen escapar la llum, i per tant, cap tipus d’ona electromagnètica capaç de transportar informació. Com a conseqüència d’aquest fet, l’interior dels forats negres és, actualment, un misteri per a l’astronomia.

Som pols d’estrelles

Els éssers vius hem tret grans beneficis d’una de les tres morts que acabem de veure: les supernoves. Quan es produeix una supernova s’alliberen una gran quantitat de diferents nuclis d’elements. En el medi interestel·lar, on la temperatura oscil·la entre -100 graus centígrads i 10.000 graus, els nuclis d’elements poden fer una cosa que en l’interior de l’estrella no podien fer a causa de les altes temperatures; unir-se amb electrons i formar àtoms. Amb l'ajuda de la força electromagnètica, a partir dels nuclis expulsats en les supernoves es formen la majoria dels elements que ens componen a nosaltres, els éssers vius, i a la matèria no viva. La gran excepció són els elements més lleugers com l’hidrogen, l’heli, el deuteri (un dels isòtops de l’hidrogen) i el liti, que es van formar tres minuts després del Big Bang. La resta dels elements es van formar gràcies als processos nuclears que es produeixen en l’interior de les estrelles, donant credibilitat a la frase “som pols d’estrelles”.

1. La galàxia NGC 4526 es troba a uns 55 milions d’anys llum de la Terra.

L'acceleració dels cossos en caiguda lliure

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Mon, 03 Sep 2012 09:16:00 +0000

Galileo Galilei va demostrar que l'acceleració amb què cauen els objectes al terra és la mateixa independentment de la massa d'aquests. La llegenda diu que, un dia de finals del segle XVI, va pujar fins l'últim pis de la Torre de Pisa per ensenyar el descobriment al seus companys. Es creu que Galileo va llençar alhora dues esferes de diferent pes per minimitzar la fricció, posat que l'esfera presenta una resistència a l'aire quasi bé nul·la; d'aquesta manera, el xoc d'ambdues amb el terra seria simultani. Però, l'esfera més pesada no hauria de caure més ràpid, al cap i a la fi, la força de la gravetat no depèn de la massa dels cossos? No, i ja veurem per què. Tot i això, ser inconscient d'aquest fet no és tan greu, si més no, des d'Aristòtil, filòsof grec del segle IV a.C, fins al segle XVI, es creia que era així.

No depèn del pes...

Aristòtil va enunciar que el temps que triguen els cossos llençats des d'una alçada determinada a impactar amb el terra és inversament proporcional a la seva massa, és a dir, quan més pesa un objecte menys triga. Seguint aquest raonament, ens podem imaginar una objecte esfèric tan pesat que, llençat des d'una alçada d'un quilòmetre, trigui menys d'un segon a impactar amb el terra. O un objecte que pesi tant poc que trigui anys en fer-ho. Bé, aquesta darrera suposició es dóna en el nostre planeta, però només perquè l'aire fa de coixí dels cossos que pesen menys que ell.

... depèn de la fricció.

L'aire és el culpable que una ploma trigui tant a impactar amb la superfície, en comparació amb la majoria dels objectes. El contacte entre l'aire i la ploma fa disminuir l'acceleració perquè la forma poc aerodinàmica d'aquesta redueix la caiguda, a part que és molt lleugera. Això és així perquè l'aire aplica una força en la superfície de la ploma amb la mateixa direcció però en el sentit contrari que ho fa la gravetat. Tan sols cal disminuir els punts de contacte de la ploma amb l'aire per fer que aquesta caigui més ràpid com, per exemple, fent d'aquesta una bola.

Alguns dels millors descobriments de Galileo ens parlen de la fricció, i de la necessitat de suprimir-la perquè es compleixin. Per exemple, la llei de la inèrcia, que diu que un cos en moviment per una superfície llisa en el buit (fricció nula) no s'atura mai. Hem de recordar que el buit perfecte en el nostre univers és impossible d'assolir, tal i com també ho és el zero absolut.

Amb la mateixa acceleració

Energia cinètica i energia potencial gravitatòria

Abans d'aclarir per què els cossos cauen en el buit amb la mateixa acceleració, hem de saber què són l'energia cinètica i l'energia potencial gravitatòria.

Energia cinètica: És l'energia que té un cos pel fet de tenir massa i estar en moviment. Depèn de la massa del cos i de la velocitat amb què es mou. Ecinètica= 1/2m·v^2. Com que la fórmula tan sols contempla la meitat de la massa d'un cos, un objecte que pesa quatre cops més que un altre i que viatja a la mateixa velocitat té el doble d'energia cinètica. En canvi, la velocitat elevada al quadrat implica que un cos que pesa el mateix que un altre però que es mou el doble de ràpid tindrà una energia cinètica quatre vegades major.

Energia potencial gravitatòria: És l'energia que té un cos pel fet de tenir massa i estar sotmès a un camp gravitatori. Depèn de la massa del cos i de la intensitat del camp gravitatori al qual es troba. La intensitat del camp gravitatori de la Terra és la constant G, que val 9,81. Epgravitatòria= m·g·h.

Energia mecànica: És la suma de l'energia cinètica més l'energia potencial gravitatòria. És constant, és a dir, Ecinètica + Epgravitatòria = constant.

Primera pregunta: per què es produeix una acceleració?

És a dir, per què els cossos no es limiten a caure a una velocitat constant? La resposta és senzilla, posem un exemple per explicar-la.

Tenim una esfera de fusta en el terrat d'un edifici de 5 plantes, uns 15 metres. Podem conèixer el valor de l'energia potencial gravitatòria de l'esfera, ja que coneixem la massa d'aquesta (la podem mesurar), l'alçada que es troba respecte el terra i la G (constant gravitatòria). Multiplicant aquestes variables obtindrem el valor. També podem conèixer el valor de l'energia cinètica de l'esfera, que és zero, perquè hem de suposar que aquesta està quieta, no es mou. Què passa quan empenyem la pilota i aquesta comença a caure? Que l'energia potencial gravitatòria comença a convertir-se en energia cinètica. Recordem-ho, la suma d'ambdues energies ha de donar un valor constant. Suposem un punt de la caiguda, on la pilota es trobi a 10 metres del terra. En aquell punt, l'energia potencial gravitatòria haurà disminuït, ja que els 15 m ara seran 10, i, conseqüentment, l'energia cinètica haurà augmentat. A mesura que la pilota cau, l'energia potencial disminueix i l'energia cinètica augmenta, fins al punt que la potencial és zero i la cinètica té el valor que tenia la potencial abans de començar a caure. I quin punt és aquest? Està clar, el terra.

L’acceleració és l’increment de velocitat amb el pas del temps. L’esfera ha accelerat perquè durant la conversió entre l’energia potencial i la cinètica s’ha produït un increment de velocitat. La velocitat ha augmentat amb el pas del temps perquè de la fórmula Ecinètica= 1/2m·v^2 tan sols pot variar la velocitat, posat que hem de considerar constant la massa del cos que cau. Així doncs, establim que els cossos experimenten una acceleració en caure perquè incrementen l'energia cinètica.

Segona pregunta: Per què tots els cossos experimenten la mateixa acceleració?

Ara entra en escena un altre mestre de la física clàssica, Isaac Newton. Ell va ser qui va explicar el descobriment de Galileo. Per poder explicar la raó que va donar el físic i matemàtic britànic, haurem de familiaritzar-nos amb aquests conceptes:

Massa inercial o m: Mesura de la resistència d’una massa a un canvi de velocitat. La trobem en la fórmula F=m•a de Newton.

Massa o Massa gravitatòria o M: Mesura de la quantitat de matèria que crea la força de la gravetat.

En un cos, la massa inercial (m) és igual a la massa gravitatòria (M), tot i que conceptualment són diferents. La massa gravitatòria és la partidària a l’atracció, com hem definit, és la qual origina la gravetat, mentre que la massa inercial s’oposa a les forces que s’apliquen, i, com hem vist, apareix en l’equació de Newton que permet calcular la força que cal aplicar en un cos per accelerar-lo.

Tal i com va enunciar Newton, l’atracció gravitatòria que la Terra exerceix sobre un cos és proporcional a la seva massa (M). Segons aquest raonament, els cossos haurien de caure amb diferents velocitats, en funció de la massa de cadascun (com creia Aristòtil), si no fos per la massa inercial que ho evita.

Un cos que pesa mil vegades més que un altre estarà sotmès a una atracció gravitatòria mil vegades major, però això també significa que la massa inercial serà mil vegades major, per tant, la resistència és molt més gran. Si es deixen caure dos objectes des d’una torre, els dos efectes s’anul·len, i ambdós toquen el terra al mateix temps.

Els orbitals del model atòmic de Bohr

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Mon, 16 Apr 2012 19:20:00 +0000

Tot semblava indiciar que Ernest Rutherford havia elaborat el model atòmic definitiu quan va publicar els seus resultats a principis del segle passat. L’àtom de Rutherford no contradeia la observació: les partícules alfa xocaven contra un nucli molt pesat i positiu, que tenia els electrons orbitant en l’escorça. Probablement una versió més completa del seu model és la que inclou els neutrons, però de fet aquests no afecten la càrrega elèctrica de l’àtom. Això va ser al voltant de l’any 1911, i van caldre tan sols dos anys per que un físic danès anomenat Niels Bohr, que ja ha aparegut alguna vegada en anteriors entrades, modifiqués el model atòmic de Rutherford, fes veure que era incomplet i ajudés a comprendre el comportament de l’electró dins l’àtom.

La inestabilitat de l’àtom de Rutherford

L’electromagnetisme clàssic ens diu que una partícula amb càrrega elèctrica que es mou tot descrivint una òrbita circular emet energia. L’electró encaixa perfectament en aquest perfil, ja que està carregat i es mou en òrbites circulars, i, no obstant, no radia energia. O sí? Pensem en les conseqüències: si un electró radiés energia perdria energia i no podria orbitar en l’escorça, ja que col·lapsaria cap al nucli a causa de l’atracció que manté amb els protons, formant un gran neutró (aquest és el principi de les estrelles neutròniques). No obstant, el propi Rutherford era conscient que això no passava en la naturalesa, atès que si fos així la nostra existència no tindria explicació. Significa que els electrons eren l’excepció? La resposta va venir de mans d’un físic danès, amant del futbol, anomenat Niels Bohr.

Els orbitals de Bohr

Niels Bohr, a l’edat de 28 anys, va estudiar amb precisió l’àtom d’hidrogen per a comprendre les línies espectrals dels gasos, que il·lustren com aquests emeten i absorbeixen energia. Com que l’àtom d’hidrogen està format per un protó i un electró, entendre el paper de l’electró en els espectres era més senzill. Bohr era conscient que un electró tenia la capacitat d’absorbir o emetre (perdre) energia, ja que era la interpretació que els entesos feien de l’espectre de l’hidrogen. No obstant, per a un sol electró que orbita en un àtom, perdre energia suposava col·lapsar en el nucli.I això, com ja hem vist, ho podem aplicar a tota la matèria, no tan sols a l’hidrogen.
A partir de les observacions, Bohr va elaborar un model atòmic on:

els electrons orbiten en nivells d’energia, també coneguts com a orbitals. Entre orbitals hi ha zones “restringides” en què no s’hi poden trobar electrons.

Cada nivell d’energia només pot contenir un número limitat d’electrons, que es calcula a partir d’una senzilla fórmula: 2n^2. En el primer nivell d’energia caben 2 electrons, perquè 2x1^2=2, en el segon nivell caben 8 electrons, perquè 2x2^2= 8, i així successivament, i fins a elements com el Ununocti (Uuo) que té fins a 118 electrons.

En el model de Bohr, els radis de les òrbites dels electrons no poden tenir qualsevol valor, tal i com s’esperaria de les conclusions a les que va arribar Rutherford, sinó que tan sols estan permesos certs radis d’òrbita (com la vida en la Terra tan sols és factible amb un radi d’uns 150 milions de quilometres).
Un orbital on orbita un electró també es pot anomenar estat estacionari, que significa que l’electró en qüestió no emet ni absorbeix energia, sinó que es troba en un valor energètic fixe.

És important distingir la diferència entre òrbita i orbital. Una òrbita és la trajectòria que descriuen els cossos que es mouen en moviment circular uniforme, mentre que un orbital és un nivell d'energia ocupat per un o varis electrons, els quals al seu torn descriuen òrbites al voltant del nucli.

Absorció i emissió d’energia i salts quàntics
Quan un electró ubicat en un estat estacionari absorbeix energia puja de nivell energètic. Això és un pas d’un estat estacionari a un altre, i s’anomena salt quàntic. El salt quàntic pot ser en dues direccions: cap a nivells majors o nivells menors. Quan s’absorbeix energia, s’ascendeix a nivells majors, en canvi, quan s’emet, es baixa al nivell d’energia inferior, fins que en el primer estat estacionari no es pot perdre energia.
Per a no contradir el principi de la conservació de l’energia, quan un electró perd energia emet un fotó o varis fotons en funció dels sals quàntics que ha experimentat.
Un àtom excitat que experimenta un salt quàntic i redueix el nivell energètic és capaç d’emetre dos fotons. Com que aquests dos fotons provenen del mateix àtom, ambdós comparteixen característiques com la polarització o la longitud d’ona. Aquests fotons s’anomenen bessons, degut a les semblances que comparteixen.

Material educatiu: La història de l'àtom

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Tue, 10 Apr 2012 05:08:00 +0000

En aquesta entrada us presentem un document/presentació sobre la història de l'àtom. En la presentació, apareix un resum esquemàtic sobre els origens de les teories atòmiques, i la divisió de l'àtom. Com que està pensat per a un públic infantil/adolescent, no s'ha aprofundit gaire en les diferències entre les partícules de l'àtom, ni s'ha parlat dels diferents models atòmics.

Hem penjat aquest document sense "copyright". Simplement demanem que es faci ús divulgador d'aquest arxiu, ja que aquest és el propòsit amb el qual l'hem penjat a la web.

El funcionament de la presentació és força semblant al dels Power Points.

La història de l'àtom on Prezi

El nucli atòmic de Rutherford

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sat, 07 Apr 2012 08:16:00 +0000

J.J.Thomson va introduir en l’àtom químic una càrrega negativa, l’electró, a finals del segle XIX, gràcies al seu treball amb els raigs catòdics. Com que l’àtom conegut era neutre, la càrrega (o càrregues) negativa havia d’estar contrastada per una càrrega positiva. Thomson va suposar que els seus electrons es trobaven immersos en una massa positiva, tal i com va il·lustrar en el seu model atòmic. No obstant, una dècada més tard, Ernest Rutherford, físic neozelandès, va demostrar la inviabilitat del model de Thomson gràcies a un experiment que ha passat a la història, i que trobem en qualsevol llibre de física de batxillerat.

L'experiment de Rutherford

Hans Geiger i Ernest Marsden, dos dels deixebles de Rutherford, estaven mesurant en el laboratori Cavendish de Cambridge com afectava la presència d’una làmina d’or fina la trajectòria de varies partícules alfa. El seu objectiu era mesurar els angles de desviació de les partícules, els quals quedaven registrats en pantalles de sulfur de zinc, i determinar l'estructura de l'àtom. El seu mestre els va demanar que detectessin aquells casos en què les partícules alfa, que emanaven d’una font radioactiva, rebotaven al xocar contra la làmina d’or. Van detectar que tan sols 1 partícula de cada 8.000 tornava a la font que emetia la radiació alfa; la resta a penes s’alteraven al xocar amb els àtoms d’or. Això significava que, per motius desconcertants, un 0,01% de les partícules alfa es van estavellar contra una part de l’àtom capaç de retornar-les cap a la font. Aquest component de l’àtom químic havia de tenir unes característiques que es deduïen a partir dels resultats obtinguts en l’experiment. Havia de ser massiu, ja que era capaç de fer rebotar les partícules alfa amb força, i petit, posat que tan sols 1 de cada 8.000 xocaven amb ell. Com que ja es coneixien els electrons, que eren negatius, el més probable era que Rutherford hagués topat amb la part positiva de l’àtom, i així ho va suposar. Així doncs, es tractava de quelcom dens i positiu, que formava part de tots els àtoms químics. Si els àtoms de la làmina d'or fossin tal i com els va descriure Thomson, gairebé totes les partícules alfa haurien rebotat, ja que haurien xocat contra quelcom milers de vegades més gran (el component positiu de l'àtom de J.J.Thomson ocupa el 100% del volum d'aquest).

Dos anys més tard...

L’experiment amb la làmina d’or va ser l’any 1909. A principis de l’any 1911, Ernest Rutherford va publicar un article en què declarava l’existència del nucli atòmic. Aquest component de l’àtom era molt petit; aproximadament una milionèsima part del volum total. Era massiu; molt més que els electrons; i positiu; ja que repel·lia les partícules alfa, que tenen càrrega positiva.

El nucli de Rutherford era la segona subdivisió de l’àtom, que anys enrere es considerava indivisible. Aquesta subdivisió era molt més massiva que l’anterior, els electrons. Per ser exactes, un protó és 1836 vegades més massiu que un electró. A més, estava formada per dues partícules, els protons i els neutrons –aquests darrers es van descobrir a finals de l’any 1932. Els neutrons, al seu torn, són 1,00137 més pesants que els seus companys de nucli.

El model atòmic de Rutherford

En entrades anteriors ja vam veure com, a partir dels seus experiments, Rutherford va descriure l’àtom. Tot i això, el podem recordar:
Els electrons es disposen en òrbites al voltant del nucli. Els electrons tenen càrregues negatives, i el nucli és positiu. La part descoberta per Rutherford tan sols representa una ínfima porció de l’àtom, la resta és espai buit. Si l'àtom tingués el volum d'un estadi de futbol, el nucli seria una moneda. El descobriment de Rutherford va permetre comprendre l’estructura de l’àtom, i va aplanar el camí a la revolució nuclear encapçalada pel treball d'Einstein.

Anells d'Einstein

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Wed, 04 Apr 2012 08:05:00 +0000

En astronomia, un anell d’Einstein és un fenomen òptic que consisteix en la pertorbació dels rajos de llum emesos per una font lumínica. Aquesta pertorbació és provocada per la presència d’un cos massiu situat entre l’emissor lluminós i el receptor. Aquest cos massiu ha de comptar amb un camp gravitatori suficientment potent com per poder desviar l’avanç dels rajos de llum; pot ser un planeta, una estrella, una galàxia, un cúmul de galàxies, un forat negre, etc.

Els anells d’Einstein són una de les conseqüències de la teoria de la relativitat general, publicada pel físic alemany Albert Einstein l’any 1915.

Alineació exacta

Per a poder observar un d’aquests anells és imprescindible que hi hagi una alineació exacta entre l’emissor, el receptor i el cos que desvia la llum, també anomenat lent gravitacional. Si no fos així, i aquests tres no estiguessin alineats, seria parcial, i no es podria apreciar la forma d’anell. Fins al moment, s’han observat centenars d’anells d’Einstein, i cap d’aquests ha sigut un anell total, tots parcials. Els astrònoms adverteixen que, degut a la complexitat d’aconseguir una alineació exacta, és força complicat que algun dia arribem a observar un anell total. Tot i això, molts consideren un privilegi poder observar aquests fenòmens cosmològics, ja que el propi Albert Einstein va senyalar l’any 1936 que mai es podria observar un anell d’aquests.

Els anells d’Einstein explicats segons la relativitat general

Hem vist que per que un anell d’Einstein es produeixi cal una font lumínica, una lent gravitacional, un receptor (els nostres telescopis) i una mínima alineació. No obstant, és tan o més important l’existència del teixit espai-temps, ja que gràcies a la seva curvatura –recordem que aquest és deformable- els rajos de llum també es corben. El teixit espai-temps es deforma gràcies a la presència d’un camp gravitatori significant, com el provocat per un planeta massiu, una estrella o una o varies galàxies. La deformació que provoca el camp gravitatori d’una lent gravitacional fa que els rajos de llum que s’hi acosten no tracin una trajectòria recta, sinó que es corbin al voltant de la lent fins a arribar al receptor.

En la imatge del marge veiem la disposició de l’emissor (llum provinent de galàxies llunyanes), el receptor (la Terra) i la lent gravitacional (un cúmul de galàxies no tan llunyanes).

Eddington, 1919

En aquest blog ja hem vist que l’expedició de Sir Arthur Eddington al sud d’Àfrica l’any 1919 va suposar la primera comprovació de la teoria de la relativitat general. L’eclipsi observat per l’astrònom britànic va demostrar que la llum de les estrelles llunyanes era deformada per la presència del Sol. Això significava que el camp gravitatori del Sol distorsionava la trajectòria de la llum provinent d’estrelles llunyanes, la qual cosa implicava l’existència del teixit espai-temps i que la teoria d’Einstein era correcta. Així doncs, el que van observar va ser un “tipus”d’anell d’Einstein, considerat feble, ja que la distorsió provocada era mínima. És per això que els anells d’Einstein van ser la primera conseqüència de la relativitat general demostrada.

Aplicació en la cerca de forats negres

Per a un astrònom, trobar-se amb un anell d’Einstein suposa indagar en la naturalesa de la lent gravitacional, ja que això pot conduir a trobar forats negres, posat que si la distorsió és forta, és possible que la lent gravitacional sigui un forat negre, ja que el camp gravitatori que aquest genera és molt gran. La llum que passi al voltant d’un forat negre (sense precipitar-se en el seu interior) sofrirà una gran desviació, a causa de la important influència gravitatòria.

Anells d’Einstein trobats pel telescopi Hubble

El telescopi espacial Hubble, posat en òrbita l’any 1990, ha dedicat part de la seva tasca a fotografiar anells d’Einstein. Aquest enllaç condueix a la fotografia d’un anell publicada en la pàgina web oficial del satèl·lit. Però probablement el descobriment més significant del telescopi envers aquests fenòmens es va produir al gener del 2008, quan el Hubble va fotografiar un anell d’Einstein doble. Mai s’havia observat aquest fenomen òptic, i segons la web oficial: “el patró de doble anell és conseqüència d’una flexió complexa de la llum provinent de dues galàxies llunyanes causada per la presència d’una galàxia en primer pla". Aquesta és la fotografia:

Els raigs catòdics i l'experiment de Thomson

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sun, 01 Apr 2012 08:00:00 +0000

Els raigs catòdics són corrents d'electrons lliures que, entre d'altes, exciten la fluorescència d'algunes substàncies. Van ser descoberts a mitjans de segle XIX, però la seva naturalesa no es va comprendre fins a finals del mateix segle. L'estudi dels raigs catòdics dut a terme pel físic J.J. Thomson va suposar el descobriment de l'electró.

Hipòtesis sobre la naturalesa dels raigs catòdics

El descobriment dels raigs catòdics a finals de la dècada de 1850 va meravellar els científics de l'època. Es va introduir un gas (aire, hidrogen, diòxid de carboni, etc.) a baixa pressió en un tub de vidre en el qual s’hi havia fet el buit. Prèviament, s’havien col·locat un parell d’elèctrodes (càtode i ànode) en l’interior de l’estructura tubular, que estaven connectats a una bateria externa. Quan s’aplicaven grans voltatges elèctrics al gas, es produïen unes resplendors, l’aspecte i grandària dels quals variaven a mesura que disminuïa la pressió. Quan la pressió del gas era força baixa, aquesta brillantor es transformava en un raig, que anava del càtode al ànode, la qual cosa significava que aquest raig posseïa càrrega elèctrica negativa, ja que l’ànode és positiu.

Aquests raigs misteriosos es van anomenar “raigs catòdics”, i el descobriment s’atribueix al físic alemany Julius Plücker.

Fins a 1895 es coneixien moltes propietats d’aquests raigs: es propagaven en línia recta, eren desviats per camps magnètics, travessaven làmines primes metàl·liques, etc. No obstant, aquestes característiques conegudes no responien la pregunta:

Què eren els raigs catòdics?

Varis científics van presentar diferents hipòtesis per a respondre la pregunta. Alguns creien que es tractava d’una forma de matèria composta per molècules del gas present en el tub que havien adquirit càrrega de l’electricitat, altres consideraven que es tractava d’un tipus de matèria insòlita que mai s’havia aconseguit aïllar en un laboratori, i, de fet, aquest darrer pensament era el més pròxim a la realitat.

Experiments previs al de Thomson

Al voltant del 1895 varis científics creien que els rajos catòdics eren feixos de partícules. Un d’ells va ser el físic britànic Joseph John Thomson, recordat per la història com el descobridor de l’electró. Tot i això, va haver dos experimentadors que van aplanar el camí de Thomson al aproximar-se molt a la resposta; van ser Emil Weichert i Walter Kaufmann. Emil Weichert, científic prussià, va cloure el seu treball amb els raigs catòdics concloent que no es tracta dels àtoms químics coneguts, ja que la massa d’aquestes partícules és entre 2.000 i 4.000 vegades menor a la de l’àtom d’hidrogen, el més lleuger de tots. Weichert es va aproximar bastant amb aquesta afirmació, ja que era conscient que es tractava d’un tipus de partícula nou, però no va aconseguir trobar l’electró. Walter Kaufmann, científic alemany, va descobrir que la naturalesa d’aquesta partícula misteriosa era independent a la naturalesa del gas tancat en el tub; ja fos aire, hidrogen, diòxid de carboni,... el resultat dels seus càlculs era el mateix, però tampoc va aconseguir aïllar l’electró.

L'experiment de Thomson

Josep John Thomson, premi Nobel de física, havia arribat a les mateixes conclusions que Weichert i Kaufmann quan, l’any 1897, va dur a terme l’experiment que el convertiria en un dels homes més importants de la ciència experimental. Pensava que eren rajos corpusculars, i sabia que la naturalesa dels corpuscles era independent a la del gas tancat en el tub. Amb tot això, va aconseguir fer un pas més que Weichert i Kaufmann en la cerca de la resposta, al trobar el valor de la quantitat de la càrrega i la massa inercial. En una llarga sèrie d’experiments, Thomson va obtenir el valor de dividir la quantitat de càrrega i la massa inercial, que era de 2,0x10^11 coulombs (els coulombs són la unitat de la càrrega elèctrica en el Sistema Internacional). Això va suposar el descobriment de l’electró. El terme “electró” va ser encunyat anys abans pel físic irlandès G. Johnstone Stoney, qui havia teoritzat sobre la possible existència de partícules negatives.

Subdivisió de la matèria

El descobriment de l’electró significava que els àtoms eren divisibles, ja que, com a mínim, estaven compostos per aquest partícula (posteriorment es va descobrir el protó i el neutró). Fins a l’experiment de Thomson, es creia que els àtoms eren indivisibles. De fet, el terme àtom significa en grec “sense parts”. Thomson va afirmar que aquesta subdivisió de la matèria, és a dir, l’electró, és un ingredient de tota la matèria i part de la substància amb què estan fets els elements químics. A través d’aquesta afirmació, Thomson va elaborar el seu model atòmic, que ja vam veure en una entrada anterior, però que, esquemàticament, podem recordar com és:

L’àtom està format per una massa positiva (color carn) que inclou els electrons, que són partícules negatives (color blau fosc).

Una de les principals aplicacions dels raigs catòdics és la generació d’imatges en els televisors antics. Gràcies a aquests, es van assolir millor resolució en les imatges i una major velocitat d’exploració.

1 Les resplendors són les que podem observar en els tubs de neó.

L'origen de l'antimatèria i la seva cerca

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Thu, 29 Mar 2012 07:30:00 +0000

En aquesta publicació veurem com els físics teòrics del moment intenten explicar l’existència d’antimatèria en el nostre univers a través de la teoria del Big Bang, i com la busquen a través de l'univers.

Asimetria prèvia

Actualment es creu que en el moment del Big Bang hi havia tanta suma de matèria com d’antimatèria. Aquest fet s’anomena simetria, ja que ambdues eren presents en la mateixa quantitat. No obstant, un desequilibri va provocar que el total de matèria fos superior al d’antimatèria, la qual cosa va provocar una asimetria, degut que les quantitats eren diferents. El contacte que en algun moment es va produir entre els cúmuls va aniquilar tota l’antimatèria, i va deixar, a causa de la desigualtat, una petita quantitat de matèria. Aquest ínfim residu esdevindria, gràcies al Big Bang, en el que actualment és el nostre univers. Si no hi hagués hagut aquesta desigualtat, s’hauria produït una anihilació del cent per cent i els nostres àtoms no haguessin sigut possibles. Aquesta hipòtesi va ser proposada per primer cop pel físic rus Andréi Sájarov, amb la qual va deixar oberta la possibilitat que petites quantitats d’antimatèria es donin de forma natural.

En busca d’antimatèria

Trobar antimatèria de forma natural en el nostre univers evitaria la costosa tasca d’haver-ne de generar en els acceleradors de partícules. És per això que hi ha programes espacials vigents que cerquen fonts d’antimatèria explotables, com el PAMELA, que es dedica a buscar bosses d’aquesta cobejada font d’energia. De fet, s’han trobat fonts d’antimatèria en la Via Làctia però aquestes s’ubiquen a prop del centre de la galàxia, a més de 50 milions d’anys llum. Tot i això, les cerques d’antimatèria en el nostre univers han donat poc resultats. Si algun dia una d’elles obté el seu objectiu, serà sens dubte la portada de molts diaris.

També podríem obtenir antimatèria a través d’un meteorit que estigués flotant en l’exterior, però seria tremendament complicat extreure’n el material desitjat.

Rastres a seguir

Els científics, a l’hora de rastrejar bosses d’antimatèria, s’orienten per l’existència de rajos gamma d’alta energia provinents, en teoria, de la col·lisió entre poques quantitats de matèria i antimatèria. Quan es troben un electró i un antielectró, i s’aniquilen, produeixen rajos gamma d’1 milió d’electró volts. Aquests rajos gamma conduirien a petites collites d’antimatèria disponibles per a utilitzar com a font d’energia. Els físics experimentals han desenvolupat un mecanisme amb el qual emmagatzemar petites quantitats en la Terra. Aquest sistema està format per un capsula amb un parell d’electroimants en el cul i el revers de la tapa. Estan encarats els pols iguals, és a dir, o nord amb nord o sud amb sud. La repulsió creada per aquests potents electroimants genera en el centre de la càpsula un camp on pot orbitar l’antimatèria sense que entri amb contacte amb les parets d’aquesta, la qual cosa seria una desgràcia.

L'antimatèria font d'energia del futur

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Mon, 26 Mar 2012 10:28:00 +0000

L’àtom que hom estudia a classe de física està format per un nucli compost per protons, neutrons i electrons. En el model de Bohr, els protons tenen càrrega elèctrica positiva, els neutrons són neutres i els electrons, ubicats en la capa exterior de l’atòm, negatius. El fet que tots els àtoms tinguin electrons en l’escorça, i que aquests siguin negatius, evita el col·lapse atòmic, és a dir, una verdadera desgràcia, ja que gràcies a la repulsió entre els àtoms que formen un cos tenim els sòlids, els líquids i els gasos. Què passaria si un àtom amb electrons negatius es trobés amb un d’electrons positius? Com que les càrregues oposades s’atreuen, ambdós àtoms s’aniquilarien mútuament, deixant d’estela una gran quantitat d’energia deduïda a partir de la famosa equació d’Einstein. Aquesta energia podria ser utilitzada per a alimentar coets, acceleradors de partícules i, fins i tot, abastir ciutats senceres. D’aquesta manera es podria prescindir de l’energia nuclear, la tèrmica i totes aquelles considerades no renovables i principals causants del canvi climàtic. Així doncs, a partir de colisions controlades entre àtoms amb carregues oposades s'obtindria una quantitat enorme d'energia disponible. Ara ens preguntem: és possible aquest escenari per a un futur no molt llunyà? Sí, gràcies a l'antimatèria.

L’antimatèria, l’antiàtom i una gran font d'energia.

L’antimatèria difereix tan sols de la matèria ordinària en un aspecte: la càrrega elèctrica. Així doncs, un antiprotó és un protó amb càrrega negativa, un antielectró, també anomenat positró, té càrrega positiva, i un neutró, com que té càrrega neutra (és nul·la) és la seva pròpia antipartícula. L’existència d’antipartícules origina antiàtoms. Un antiàtom d’oxigen està format per vuit neutrons, vuit positrons i vuit antiprotons. El contacte entre un àtom d’oxigen i un antiàtom d’oxigen esdevindria en l’escena anteriorment plantejada. Ambdós àtoms es destruirien i provocarien una alliberació d’energia en forma de radiació gamma igual al producte de la seva massa per la velocitat de la llum al quadrat. Amb quantitats majors d’antimatèria es podria crear una bomba que convertís en energia el 100% de la seva massa, a diferència de com fan les bombes nuclears, que tenen una eficiència de l’1%. Aquestes bombes tindrien un poder destructiu inimaginari.

L’existència de l’antimatèria és conseqüència de l’equació E=mc^2. Paul Dirac, físic britànic del segle passat, a l’adaptar l’equació d’ones d’Schrödinger per a electrons amb alta velocitat, va comprendre que E=-mc^2 era, teòricament, tan vàlida com l’equació original de la relativitat d’Einstein, simplement implicava l’existència d’energia negativa. Aquest enunciat de voltants dels anys 20 va ser acompanyat, pocs anys més tard, pel descobriment de l’antielectró, i al 1955, pel descobriment de l’antiprotó. A partir d’aquell moment es va considerar sèriament la possibilitat d’alimentar ciutats senceres amb grams d’antimatèria. No obstant, generar tals quantitats d’antimatèria arruïnaria totes les nacions del món. Tal i com afirma Michio Kaku en el seu llibre Física de l'impossible, “un gram d’antimatèria costaria uns 62,5 billons de dòlars”. Això es deu a la increïble quantitat d’energia que precisaria un accelerador de partícules per a generar tals quantitats d’antimatèria.

L'antigravetat

Pot l’existència de l’antimatèria originar antigravetat? La resposta que ofereix la ciència actualment és: no.

Es creu que la gravetat es deu a unes partícules anomenades gravitons. Aquesta partícula hipotètica seria la transmissora de la interacció gravitatòria. Tal i com els neutrons, els gravitons no tenen càrrega elèctrica, per la qual cosa un gravitó és al mateix torn un antigravitó. Així doncs, segons la física quàntica actual, l’antigravetat funcionaria exactament igual que la gravetat que ens atrau cap al centre de la Terra. És per això que la imatge de pomes que surten disparades del terra cap a l’aire és, segons els criteris actuals, inconcebible.

Per saber-ne més...

http://en.wikipedia.org/wiki/File:Antimatter_Explosions_2.ogv

En aquest enllaç trobareu un vídeo en el qual, en anglès, s'explica com els científics detecten bosses d'antimatèria en l'espai exterior.

Matemàtiques a la vista!

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Mon, 16 Jan 2012 17:46:00 +0000

Recerca en acció, un dels portals de la Fundació Institució Catalana de Suport a la Recerca, ha iniciat un projecte anomenat "Matemàtiques a la vista", on, tal i com asegura el seu eslògan, simulen la realitat per tal d'entendre-la. En la pàgina trobereu un bon grapat d'exemples de models matemàtics que es fan servir en l'actualitat per estudiar fenòmens ben diversos, des del funcionament d'un equip de futbol fins a l'evolució d'un ecosistema.

Des d'aquest blog us animem no tan sols a entrar en l'enllaç que us hem proporcionat, sinó també a donar un tomb per Recerca en acció, on descobrireu la investigació que es fa a Catalunya en totes les disciplines, tant pel que fa als resultats com als mètodes i eines emprats, de manera amena, gràfica i participativa (com ens fa saber la seva pàgina).

Documental: -Einstein i Eddington

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Mon, 09 Jan 2012 10:21:00 +0000

A continuació us oferim una pel·lícula de la BBC anomenada "Einstein & Eddington". Va ser emesa per primer cop a finals de l'any 2008, i està protagonitzada pel britànic Andy Serkis en el paper d'Albert Einstein, i pel també britànic David Tennant en el paper de Sir Arthur Eddington.

La història se centra en els treballs d'Albert Einstein i Sir Arthur Eddington, el primer d'ells, el d'un físic teòric preguntant-se de quina manera deu funcionar l'univers, i el segon, el d'un reputat astrònom observant el cel en busca de respostes, i com ambdós treballs conclouen amb la demostració de la teoria de la relativitat general. En la pel·lícula, també veiem la relació d'Einstein amb els seus fills, amb Mileva (la seva esposa), i amb Elsa, la seva cosina que esdevé la seva muller.

La pel·lícula està en versió original subtitulada al castellà.

(No hi ha intenció de fer una reproducció indeguda de la pel·lícula, tan sols volem oferir-la com a material educatiu)

Primera part

Segona part

Tercera part

Ones gravitacionals

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Fri, 06 Jan 2012 11:22:00 +0000

En l’anterior entrada vam veure com l’expedició encapçalada pel físic britànic Sir Arthur Eddington, l’any 1919, va permetre demostrar una de les conseqüències de la teoria d’Einstein; que la llum es distorsiona en passar per un camp gravitatori. La pertorbació d’aquells rajos de llum provinents d’estrelles llunyanes, i observades en un eclipsi solar, va ser la primera evidència de què la interpretació que Einstein havia fet de la gravetat fou fins al moment la més encertada.

Més efectes predits per la teoria d’Einstein han sigut observats durant el interval de temps que separa els anys 20 de l’actualitat: per exemple, la dilatació gravitacional del temps, que determina que un rellotge situat en un camp gravitatori intens marca el pas del temps de manera més lenta que no pas un rellotge exactament igual, però ubicat en una regió on a penes noti la presència d’un camp gravitatori, o l’efecte Shapiro, segons el qual diferents senyals que travessen un camp gravitatori intens necessiten major temps per a traspassar-lo. Ambdós casos, n’en podríem exposar més, han sigut demostrats, i d’aquesta manera han corroborat la relativitat general, fent cada cop més complicats els intents de desbancar el treball d’Einstein, cosa que als anys 20 fou intentada amb afany. Tot i això, encara queden algunes de les prediccions que el físic alemany va anunciar per a demostrar. A continuació veurem una d’elles: les ones gravitacionals.

Propagant-se a través del teixit espai-temps

Les ones gravitacionals són una conseqüència directa de la teoria de la relativitat general. La naturalesa d’aquestes és força similar a la de les ones electromagnètiques (com la llum), ja que ambdues tenen la capacitat de propagar-se en el buit a la mateixa velocitat (aproximadament 300.000 km/s).

Per a Newton, aquests efectes relativistes no haurien tingut cabuda en el seu treball, ja que aquest creia que la gravetat es propagava a una velocitat infinita, és a dir, instantània, per la qual cosa contemplar-la com a una ona que circula per l’espai hauria sigut innecessari. En canvi, per sort, per a Einstein no va ser així. Tenint en compte que després dels seus treballs ja havia establert una velocitat finita a la gravetat, pel físic alemany fou necessari considerar l’existència d’aquestes pertorbacions del teixit espai-temps. El concepte d’ona gravitacional que Einstein ens deixà no difereix gaire del de les ones que nosaltres puguem ocasionar llançant una pedra en un estanc (tot i que l’analogia no sigui correcta). Si canviem l’aigua pel teixit de l’Univers, i la pedra, és a dir, l’origen de les ones, per un efecte cosmològic a gran escala (com la formació d’un forat negre, o l’explosió d’una supernova), ja tindrem la idea mental necessària per a comprendre aquesta conseqüència de la teoria general de la relativitat.

Les ones provocades en l’estanc, tal i com les gravitacionals, es propaguen a una velocitat finita. Si col·loquem una objecte en la superfície de l’aigua prèviament a tirar la pedra (com per exemple una tros de suro), i el situem a una distància no gaire separada del punt on caurà la pedra, aquest objecte experimentarà una oscil·lació a causa de les ones de l’aigua que passen per sota de la seva superfície. El interval de temps que separi la formació de les ones amb la pertorbació de l’objecte serà proporcional a la distància en què ambdós punts es trobin separats (i òbviament a la velocitat de propagació de les ones).

Amb això volem fer veure que si a dos anys llum de la Terra llancem una pedra, és a dir, succeeix un fenomen cosmològic considerable, les ones gravitacionals provinents d’aquest esdeveniment trigaran dos anys a arribar-nos.

No obstant això, ja hem advertit que l’analogia entre les ones aquàtiques i les gravitacionals no és del tot correcta, tot i que ens permet fer-nos una idea del què són.

Primer, les ones de l’estanc són, al cap i a la fi, les pròpies partícules de l’aigua que es mouen conjuntament i que originen una distorsió de la superfície d’aquesta, tal i com el públic d’un partit de futbol fa en les graderies, mentre que les ones gravitacionals són d’una naturalesa totalment diferent. I segon, les velocitats de propagació de les dues ones difereixen en gran quantitat, posat que les gravitacionals circulen per l’Univers a ni més ni menys que a la velocitat de la llum.

En la recerca de les ones gravitacionals

Al principi hem classificat aquestes conseqüències de la teoria d’Einstein dins del grup de “no demostrades”. Això es deu principalment a la complexitat de la detecció d’aquestes. Es creu que les ones gravitacionals són força febles i que, per tant, costen d’observar. A més, com que fenòmens tal i com l’explosió d’una supernova o la col·lisió de dues estrelles neutròniques no succeeixen ni cada dia ni a una distància coneguda, les oportunitats de divisar-les en l’espai són força petites.

No obstant les adversitats, actualment existeixen diversos observatoris destinats a la detecció d’ones gravitacionals, com el GEO 600, situat a Alemanya i Regnen Unit; el LIGO, ubicat als Estats Units; o el TAMA 300, al Japó. Si els seus treballs conclouen complint l’objecti que es proposen, tan sols serà qüestió d’escriure un capítol més en els èxits de la teoria d’Einstein.

Com la gravetat afecta la llum i la demostració de la teoria d'Einstein

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Mon, 02 Jan 2012 10:26:00 +0000

A principis del segle passat, Albert Einstein va revolucionar totalment el concepte “gravetat”, que els intel·lectuals havien adquirit de les mans de Sir Isaac Newton, personatge que en el seu moment també innovà en interpretar aquella força misteriosa que mantenia la Terra en òrbita amb el Sol. Aquest panorama de canvi el va provocar el físic alemany al tractar la gravetat, no pas com una força, sinó com una distorsió de la geometria de l’Univers. Així doncs, la transició de la interpretació de la gravetat va experimentar un “desplaçament” que es va iniciar en temps de Newton, i que va finalitzar ens els dominis de la subtil intel·ligència d’Einstein.

Quan parlem de la geometria de l’Univers ho fem, ni més ni menys, del teixit espai-temps, aquell en el qual s’hi relacionen dos conceptes que abans de la teoria d’Einstein eren totalment impossibles de ser aparellats. Anunciar que els camps gravitatoris del nostre cosmos vénen determinats per la deformació d’una misteriosa tela que deforma tot l’univers, i a més, poder-ho demostrar, lògicament va catapultar a la fama a aquell que ho havia publicat, és a dir, Albert Einstein.

En aquesta pàgina ja hem parlat de deformacions del teixit espai-temps, motiu pel qual no ens hauria de resultar estrany evocar-nos en les teories d’Einstein i intentar entendre-les (Pots utilitzar el cercador del blog per moure’t entre les diferents entrades del tema). També hem vist com Einstein agafa el llegat del matemàtic alemany Georg Riemann (qui ens diu que no sempre els angles interiors d’un triangle sumen 180º o que el diàmetre d’una circumferència pot no ser 3,14 pel radi) per il·lustrar en les seves matemàtiques com la deformació de l’espai provoca l’aparent aparició d’una força misteriosa.

Els habitants del món pla

Fem un incís per recordar com la distorsió de la geometria provoca l’aparició d’una força de característiques semblants a la de la gravetat.

En un full de paper dibuixem dos o tres ninots. Suposem per un moment que aquests simples dibuixos esquemàtics cobren vida, de manera que, per a ells, el seu món és un full de paper bidimensional, totalment pla, i el cel el formen les mirades dels curiosos del nostre Univers que s’hi aproximen. Ells, els ninots, tan sols es poden moure en les dues dimensions dreta-esquerra, amunt-avall, de manera que els hi és impossible aixecar-se del full. Si dobleguem el paper en el qual viuen, els ninots, quan intentin caminar en línia recta, descobriran una nova sensació (una força) que els fa oscil·lar a dreta-esquerra, i de la qual no se’n poden escapar. Per a ells, una força estranya els impedeix anar rectes, i constaten que són constantment empentats per una força que, en determinats sectors, i de manera incomprensible, és més intensa que en altres. Nosaltres, en canvi, constatem que la deformació del full és la que provoca l’aparició d’aquesta “misteriosa força”. Així doncs, no cal anar més lluny, no cal buscar una font on s’origini aquesta força, ja que aquesta és, al cap i a la fi, la deformació del seu espai.

Desitgem amb aquesta breu descripció haver aclarit com, bàsicament, la deformació de la geometria d’un Univers provoca l’aparició d’una força.

Demostració experimental de la teoria d’Einstein

La teoria de la relativitat general d’Einstein va cobrar fama internacional gràcies, principalment, a dues demostracions. La primera, i és la que a continuació desenvoluparem, fa referència a la curvatura dels rajos de llum per la presència d’un intens camp gravitatori, i la segona està relacionada amb una estranya desviació de l’òrbita de Mercuri, cosa que intentarem explicar en futures publicacions.

Eclipsi solar de 1919

Després de varies confrontacions intel·lectuals internes de la ment d’Einstein respecte el seu treball, aquest va culminar una de les obres mestres de la física l’any 1915; la teoria de la relativitat general, que es postularia com a correcta interpretació de la gravetat gràcies a un seguit d’observacions.

Newton va anunciar que la gravetat, tal i com provoca canvis en les trajectòries dels cossos, havia de pertorbar també la trajectòria de la llum. No obstant, degut a la tecnologia que es posseïa en el segle XVII, la hipòtesi del físic britànic no va poder ser comprovada. Einstein, segles més tard, tornaria a agafar la hipòtesi de Newton com a eina per a demostrar la seva teoria. Ell estava segur que si s’observaven amb atenció els rajos provinents de grups d’estrelles quan aquests eren pertorbats pel Sol i quan no ho eren, es detectaria un canvi en la trajectòria d’aquests, a causa, segons Einstein, de la pertorbació que imposava la presència del Sol.

Per a observar aquesta pertorbació era necessari obtenir fotografies d’un conjunt d’estrelles en la nit, quan les trajectòries dels rajos de llum no fossin afectats pel Sol, i pel dia, quan la posició del Sol pertorbés la trajectòria de la llum. Com que de dia la llum del Sol encegaria la llum de les estrelles en qüestió, era imprescindible realitzar la medició diürna durant un eclipsi de Sol, quan la Lluna s’ubiqués davant del Sol i permetés observar la llum de les estrelles estudiades.

El 29 de maig de 1919, Sir Arthur Eddington, astrofísic anglès, va portar a terme les mesures a les quals Einstein n’esperava el resultat aprofitant un eclipsi solar. Malgrat algunes imprecisions, la teoria d’Einstein fou confirmada.

Després d’això, les portades dels diaris es van omplir amb titulars com :”Nova teoria de la gravetat” o “La teoria de Newton és errònia”, provocant la instantània fama mundial del nostre estimat Albert Einstein.

Caiguda lliure dels cossos

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sun, 13 Nov 2011 19:32:00 +0000

Diu la llegenda que, un dia de finals de segle XVI, Galileu Galilei va pujar a la part més alta de la torre inclinada de Pisa, que en aquella època presentava una inclinació menor a l’actual, per a demostrar un fet que ell fermament defensava. El físic, matemàtic i filòsof italià opinava que l’acceleració de caiguda d’un cos no depèn de la massa d’aquest, sinó de la fricció a la qual el cos és sotmès en el moment de la caiguda.

Diuen que Galileu va llençar un seguit de cossos des de la part més alta de la torre inclinada que presentaven diferents masses, però de la mateixa forma. Per sorpresa dels assistents, els cossos xocaven a la vegada contra el terra, o el que és el mateix, anaven a la mateixa velocitat.

Tan sols aplicable en el buit

Si en el buit deixem caure una ploma i una bola de billar des del mateix punt, ambdós cossos cauen a la mateixa velocitat. Especifiquem “en el buit” ja que sinó, és a dir, si fos en l’aire, actuarien les forces de fricció de les molècules de l’aire contra els cossos, les quals delimitarien les velocitats de caiguda de la ploma i de la bola de billar, fent que aquesta segona impactés abans contra el terra, i la ploma segons més tard. En el buit, i això és el què defineix la caiguda lliure, tan solos hi actua la força de la gravetat.

En el següent vídeo es deixen caure una moneda i una ploma, primer en l’aire i després en el buit.

Això demostra que la velocitat amb la que un cos cau en el buit no depèn de la seva massa, sinó de la força amb que la terra, en el nostre cas, l’atreu, que és una constant anomenada G (9,82m/s2).

Galileu coneixia perfectament com la fricció delimita la velocitat d’un cos. L’experimentador italià va jugar amb una sèrie d’inclinacions que presentaven diferents friccions, en funció de la naturalesa de la superfície de cada pla inclinat. Quan més rugosa era, abans s’aturava el cos que deixés caure. De manera que va idealitzar el concepte d’un pla inclinat ideal, aquell que presenta una superfície totalment llisa, i on tan sols és necessari donar una empenta a una pilota per a què aquesta no tingui motiu per cessar de moure's, transcrivint un moviment rectilini uniforme (evidentment, Galileu va idealitzar aquest pla totalment llis en el buit).

Galileu també va constatar que existeix una relació entre el temps i el desplaçament en la caiguda. Va observar que al deixar caure un cos, al cap d’1 segon s’havia desplaçat 1 interval d’espai determinat, que passava a ser 4 cops major al segon 2, i que en el 3 era de 9, en el 4 de 16, etc, és a dir, que l’espai incrementava el quadrat del temps. 1 segon, 1 metre; 2 segons, 4 metres; 3 segons, 9 metres (1^2,2^2,3^2, etc.).

La demostració de Galileu va desbancar el pensament d’Aristòtil envers la caiguda lliure, que fins llavors persistia, i que defensava que la velocitat experimentada per cada cos en caiguda lliure era proporcional al seu pes. De fet, el filòsof grec, es va basar en el què observava en els cossos deixats anar en l’aire, mentre que Galileu va visualitzar un espai on tan sols hi té lloc la força de la gravetat, excloent les de fricció, és a dir, el buit.

Llei de Hooke

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Tue, 08 Nov 2011 06:38:00 +0000

Tots aquells que realitzen la temerària activitat urbana d’orígens britànics anomenada “salt de pont” (puenting, en castellà) estan en deute amb Robert Hooke (1635-1703), qui a mitjans de segle XVII va publicar la llei de Hooke, famosa llei física aplicada als materials elàstics. Aquests intrèpids deuen les pujades d’adrenalina a aquest britànic degut a què, si no fos per la seva contribució, o bé no podrien practicar aquest esport extrem o bé no estarien vius per a experimentar-ho, posat que no hi hauria la manera de calcular el comportament de la corda respecte la distància al terra.

Al voltant de 1660 Robert Hooke va constatar que existeix una relació proporcional entre l’estirament d’un cos elàstic (com una molla) i la força aplicada, de manera que quanta més força apliquem a un objecte elàstic més s’expandirà i viceversa. Hooke va anomenar aquesta troballa com a “la llei de Hooke”, que se sintetitza en una fórmula molt simple, en la qual hi intervenen tres factors: la força, l’estirament i la constant d’elasticitat.

F=K•ΔX

Així de simple és l’expressió matemàtica que ens ve a dir que si volem conèixer la força aplicada a un cos elàstic que s’està estirant, tan sols hem de multiplicar el increment de l’allargament (x) per la constant d’elasticitat (K).

Constant d’elasticitat

La constant d’elasticitat és una constant característica de cadascun dels cossos elàstics, de manera que dues molles no idèntiques, per exemple, no han de per què tenir la mateixa constant, donat que ve determinada en funció de la naturalesa de cada cos elàstic. Això significa que dues molles amb diferent constant d’elasticitat al aplicar-les la mateixa força experimentaran un allargament diferent.

És molt senzill calcular la constant d’elasticitat d’una molla, ja que no requereix material més complexe que una molla, un punt de suport, un regle i diversos pesos de pes determinat.

Com calcular la constant d'elasticitat d'una molla
Primer s’ha de mesurar la longitud de la molla abans de què nosaltres li apliquem qualsevol força (la qual cosa ens proporcionarà l’estirament inicial). Podem prosseguir afegint-li un pes de 0,5 newtons (50 g) i anotant l’estirament experimentat per la molla. Continuem afegint-li un altre pes de 50 g, de manera que amb doble de pes la molla s’haurà estirat el doble, tal i com s’estirà el triple si li afegim una altre pes de 50 g, i així successivament.

Alerta!!

Poden haver incoherències en els resultats. Suposem que hem afegit 0,1 newtons i anotem el resultat de l'estirament, i al afegir 0,2 newtons esperem que s’hagi estirat el doble, i no és així. Doncs bé, Hooke ja va enunciar que existeixen uns límits anomenats límits d’elasticitats. La llei de Hooke és vàlida sempre que no es traspassin aquests límits d’elasticitats (també variables en funció de les molles). Pot ser que la força aplicada sigui insuficient com per a què la llei de Hooke sigui vàlida, com també pot ser que la força sigui tan gran que al desaparèixer, la molla no torni a la forma inicial (perdent el principi d’elasticitat).

Els objectes que obeeixen a la llei de Hooke, com la molla, es poden utilitzar per a mesurar forces. El dinamòmetre n’és un exemple. Està format per una molla col·locada en un tub graduat en newtons.

1. Els newtonsn són la unitat de força del sistema internacional (1 kg són 10 Newtons en la Terra).

Estrelles neutròniques i púlsars

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sat, 05 Nov 2011 17:44:00 +0000

A principis de segle passat es van descobrir les nanes blanques (una etapa estel·lar en la qual una estrella es troba molt comprimida i en un estat molt dens), fet que va resultar ser del tot extraordinari, ja que, coneixent com n’és de dèbil la força gravitatòria respecte les altres tres, semblava increïble que aquesta pogués reduir a un diàmetre força inferior al de la Terra a cossos com el Sol. No obstant, l’any 1932, el físic rus Lev Landau, premi Nobel de física, va preveure que encara es podia anar més enllà. Sabuda la constitució d’un àtom, Landau va enunciar que no es podia menysprear la idea d’una estrella encara molt més comprimida, producte de la precipitació dels electrons al nucli de l’àtom, anomenades estrelles neutròniques.

Estrelles neutròniques

Tal i com Lev Landau va proposar, les estrelles neutròniques són aquelles en què els electrons dels embolcalls de tots els seus àtoms s’han precipitat als corresponents nuclis, on s’hi ubiquen els protons, formant un enorme electró. Això es deu a les càrregues d’ambdues partícules, positiva per al protó i negativa per l’electró, que al aproximar-se generen una càrrega neutra (neutró).

Si una nana blanca presentava una densitat de més d’una tona per centímetre cúbic, les estrelles neutròniques tindrien una densitat de milions de tones per centímetre cúbic, donat a què són milers de vegades més petites (oscil·len entre un diàmetre de 15 a 20 km). Tot i això, les esperances de Lev Landau per a observar algun dia una estrella d’aquestes característiques eren nul·les, ja que ell mateix deia que era difícil d’acceptar. No obstant, dos anys més tard, els astrònoms Fritz Zwicky i Walter Baade van publicar un article en el qual expressaven que la idea de Landau podia correspondre al pas següent de les supernoves, és a dir, que les estrelles de neutrons fossin el resultat produït després de l’expulsió de gran part de la seva matèria.

Púlsars: els fars de l'univers

Quan l’any 1967 la jove llicenciada en física Jocelyn Bell Burnell va descobrir uns “bips” que presentaven una gran regularitat en una cinta enregistradora de radiacions electromagnètiques, acabava de descobrir els púlsars. Aquests “bips” eren uns impulsos que provenien de les profunditats de l’univers i que es produïen cada 1,337 segons. Aquesta particularitat va despertar el interès dels astrònoms del moment, que van començar a revisar cintes enregistradores electromagnètiques en busca de més “bips” regulars, i en van trobar. No obstant, cadascuna d’aquestes seqüències d’impulsos presentava diferents períodes de temps entre "bips", que podien ser 1,273 segons o 0,25 segons (per exemple).

Es van trobar molts més púlsars (fonts de ràdio polsants), però tan sols es detectaven via ràdio, no hi havia cap que es pogués observar per telescopi, de manera que en gran part es desconeixia la naturalesa d’aquests emissors de “bips” periòdics. Tot i això, van començar a sonar idees, i una que va cobrar gran consistència era la que deia que provenien de residus de supernoves, donat que en el punt on es va localitzar la supernova de Cranc se n’ubicava un. Encara més credibilitat va adquirir aquesta idea quan es va observar que dins de la nuvolosa ubicada en la zona de la supernova de Cranc s’hi trobava una petita estrella que emetia grans quantitats de llum.

Característiques dels púlsars

Avui dia sabem que els púlsars són petites estrelles que emeten una quantitat d’energia i llum enormes (fins a bilions de cops l’energia que emet el Sol), tot i que les seves dimensions oscil·len entre 10 i 20 km de diàmetre. Presenten una densitat enorme i, per sort, es troben a molta distància del planeta Terra. Encara ens queda per explicar la més singular de les característiqyes dels púlsars, i és que giren sobre el seu eix a velocitats vertiginoses: un púlsar ultraràpid pot arribar a donar més de 600 voltes sobre el seu eix en un segon.

La raó per la qual els púlsars giren a tant altes velocitats la trobem en la “conservació de la quantitat de moviment”. Un patinador que gira amb els braços estesos i que atansa els seus braços al cos augmenta la seva velocitat de gir, doncs una estrella que gira a una velocitat determinada sobre el seu eix i disminueix de volum també augmentarà la seva velocitat de gir, tenint en compte que el volum és milions de vegades més petit, ara, la velocitat de gir serà milions de vegades més gran.

¿Quina relació tenen aquestes característiques amb els “bips” que per primer cop va analitzar la Jocelyn Bell Burner?

Tot girant a aquestes increïbles velocitats, el púlsar produeix un camp magnètic molt intens que fa que el plasma que el rodeja origini remolins i un feix radioactiu, que si es troba ubicat cap a la Terra com un far, ens arriba en senyal de “bip”. Que dos “bips” consecutius es trobin separats per 1 segon o poques dècimes va en funció de la velocitat de gir característic de cada púlsar.

Així doncs, un púlsar és una estrella neutrònica que emet radiació de manera periòdica.

Naixement i funcionament d'una estrella

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Mon, 31 Oct 2011 15:25:00 +0000

La qüestió de com s’han format les estrelles ha tingut entretinguts a tota una sèrie d’astrònoms que han procurat oferir resposta des del moment en què es demostrà que no eren immutables, quelcom del qual no en fa gaire temps, doncs des de l’època d’Aristòtil, que creia en la immutabilitat de les estrelles, fins als segle XVI ningú se’n va preocupar.

El Sol és una estrella mitjana que actualment es troba en la meitat de la seva activitat productiva, ja que té 4.600 milions d’anys i s’espera que en visqui uns altres 5.000 milions. Durant tot aquest temps ha estat capaç d’alimentar al planeta Terra amb tan sols una mig milmilionèsima part de l’energia que emet. Així és, de l’energia que el Sol desprèn cap al cosmos, nosaltres tan sols en rebem un 0,0000000005%. Tot i això, encara un 25% d’aquesta xifra tan insignificant la reflecteix el nostre planeta altre cop cap a l’espai. No obstant, els científics calculen que el 75% d’aquesta mig milmilionèsima que ens arriba diariament és equivalent a unes deu mil vegades el consum energètic industrial del món en un sol dia (i recordem que el Sol tan sols és una estrella mitjana). - És lògic que tinguem curiositat per saber d’on prové tota aquesta energia!!-.

Segurament aquestes xifres eren desconegudes en el moment en què els astrònoms van començar a plantejar-se la formació i origen d’una estrella, però tot i això ja s’havien adonat del seu immens potencial.

D’on prové l’energia d’una estrella?

Primers intents

El primer intent de resposta va ser del físic alemany Julius von Mayer, que creia que l’energia del Sol era alimentada pels constants meteorits que es precipitaven en la seva superfície. Ben aviat es va demostrar que aquesta teoria era insuficient.

Una altra solució va ser oferta pel també físic alemany Hermann von Helmholtz. Aquesta semblava més lògica, ja que deia que l’energia calorífica del Sol provenia de la seva pròpia contracció per l’efecte de la gravetat. No obstant, a través de càlculs, es va demostrar que si fos així fa 25 milions d’anys el Sol hauria hagut de tenir un volum tan gran que hauria sobrepassat l’òrbita del planeta Terra, fet que, evidentment, no va succeir.

Trobant la resposta en els àtoms

La resposta fou clara al voltant dels anys 30, moment en què ja s’havien desenvolupat les bases de l’energia nuclear. Els treballs de Sir Arthur Eddington ho mostraren:

L’energia d’una estrella prové del seu interior, lloc on es produeix la conversió d’hidrogen en heli per fusió nuclear.

Això significa que una estrella deu la seva existència a la transformació d'hidrogen en heli, procés en el qual s'aconsegueix l'energia suficient com per mantenir-la en funcionament.D’aquesta manera una estrella és capaç d’emetre energia i brillar durant milions d’anys (temps que varia en funció de la seva grandària) i de manera contínua.

Per a què dos àtoms d’hidrogen formin un d’heli es necessiten unes temperatures enormes (entre 10 i 20 milions de graus centígrads), ja que es necessiten vèncer les forces electromagnètiques de repulsió entre els nuclis d’hidrogen, qüestió que vam veure en l'entrada anterior.

Al conèixer d’on prové la immensa quantitat d’energia d’una estrella, anem a veure com es formen.

Naixement d’una estrella

Les estrelles neixen a partir de la condensació d’un núvol còsmic. Els núvols còsmics estan formats per hidrogen (un 79%), heli (un 20%) i un 1% restant format per partícules i gasos que formen l’anomenada “pols còsmica”.

Quan aquest núvol còsmic es condensa en una regió de l’espai, per l’efecte de la gravetat dóna lloc a una estrella. Al comprimir-se aquest núvol, les temperatures que presenta són tan elevades que s’hi dóna lloc la fusió nuclear, que a la vegada incrementa l’escalfament.

Després del seu naixement, la conversió d’hidrogen en heli (el seu combustible) ocuparà la major part de la seva vida, durada de la qual dependrà de les seves dimensions: una estrella com el Sol té una esperança de vida d’uns 10.000 milions d’anys, mentre que una que és 5 vegades la massa solar viurà 100 milions d’anys.

1 La fusió nuclear és el procés invers a la fissió nuclear, amb la qual funcionen actualment les centrals nuclears, i que consisteix en trencar un nucli atòmic.

L'electromagnetisme i la humil gravetat

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Wed, 26 Oct 2011 10:55:00 +0000

Quan un cos, per exemple una pilota, cau des de la part superior d’un edifici, posem de 10 metres, a la vorera de la carreta, ningú s’espera que el cos en qüestió travessi el terra i vagi a parar al nucli, que aporta una gran quantitat de massa al planeta Terra, i on trobaríem l’origen de l’atracció gravitatòria que aquesta exerceix sobre tots els cossos pròxims a la superfície. Què ha impedit que la pilota no es precipiti cap al centre de la Terra? Bé, de fet, ha estat així, la pilota s’ha precipitat cap a un nucli compost principalment per ferro i níquel (materials molt densos), però un simple tros de voravia ho ha evitat.

Si analitzem les forces que intervenen en l’escenari esmentat, ens trobem amb dues: una que atrau la pilota i que fa que aquesta es precipiti contra el terra, i una altra que evita que aquesta vagi a parar a l’origen terrestre de la primera força. Evidentment que una d’elles, la que fa que la pilota caigui, és la gravetat, donat que Newton va establir que aquesta era la causant de què les pomes caiguin al terra. La segona força que intervé potser costa més de desvetllar (sempre i quan no hagis llegit el títol de l’entrada). A diferència de la gravetat, és una força característica del microcosmos, per la qual cosa el seu nom pot resultar “sofisticat”. L’electromagnetisme impedeix que les pilotes arribin al centre de la Terra, de manera que benvingut sigui.

Càrregues que es repel·leixen

Ens resultarà més fàcil explicar aquest apartat si tornem al cas de la pilota. Per què la pilota no arriba fins al centre de la terra, ens preguntem. Doncs bé, la resposta és senzilla.

En la capa externa de l’àtom hi trobem els electrons, partícules amb càrrega negativa. No creiem que ningú s’oposi a la idea de què tant la pilota com la vorera contenen àtoms, si més no, ja des de primària s’ensenya que “tot està fet d’àtoms”. Què passa quan els àtoms de la pilota intenten travessar els àtoms de la voraria? Que es produeix una repulsió. Les escorces dels àtoms d’ambdós cossos tenen càrrega negativa, i, en electricitat, així també com en magnetisme, càrregues iguals es repel·leixen, de manera que la carretera crea una espècie d’escut que evita que la pilota entri en contacte amb la font gravitatòria.

La força gravitatòria de la Terra es veu superada per les interaccions electromagnètiques que provenen d’una voravia. Si un tros de carrer és capaç de superar tot un planeta Terra, significa això que la gravetat és menys potent que la força electromagnètica? Sí. De fet, l’electromagnetisme és milions de vegades major que la gravetat. Una poma cau d’un arbre perquè la Terra l’atrau, però per a evitar que aquesta es faci malbé, simplement posant la mà, ja aconseguim que aquesta no entri en contacte amb el terra, de manera que una mà ha superat un planeta, però tan sols perquè l’electromagnetisme és superior a la gravetat.

El llibre La partícula divina de Leonard Lederman i Dick Teresi ens brinda un exemple que ens serà molt útil per a comparar l’atracció de dues cossos quan hi intervé la gravetat i quan hi intervé l’electromagnetisme.

Tenim dues partícules. Quan hi intervé la força de la gravetat separem les dues partícules a una distància de dècimes de mil·límetre. Quant hauríem de separar les partícules per a què la força electromagnètica s’iguali a la gravitatòria? Resposta: 50 anys llum.

Documental: -Amenaces de l'espai

noreply@blogger.com (Va de ciència) — Sun, 23 Oct 2011 14:24:00 +0000

Els científics calculen que la desaparició del nostre planeta tindrà lloc d'aquí al voltant d'uns 5.000 milions d'anys, quan el Sol desapareixi com a estrella, i arrassi més enllà de la Terra. No obstant, amenaces constants provinents del hinòspit univers, podrien convertir aquests "5.000" milions en un període molt menor.

El documental que a continuació adjuntem il·lustra els pitjors enemics del planeta Terra i com els científics ofereixen mètodes de protecció per a prolongar la seva existència.