• Habilidad Didáctica: Destacó por desglosar ideas complejas en conceptos simples y accesibles, ganándose el apodo de “maestro de la simplicidad”.
• Legado Educativo: Sus clases en Caltech fueron recopiladas en los populares libros The Feynman Lectures on Physics.
• Reconocimiento: Recibió la medalla Oersted por sus destacadas contribuciones a la enseñanza de la física.
• Premio Nobel: Además de enseñar, obtuvo el Premio Nobel de Física en 1965 por sus contribuciones a la electrodinámica cuántica (QED). “

• Contribuciones científicas: Además de la QED, realizó aportes fundamentales en la física de partículas (modelo partón) y la superfluidez del helio líquido.
• El “Gran Explicador”: Fue un divulgador excepcional. Sus conferencias se recopilaron en The Feynman Lectures on Physics, un referente educativo.
• La Técnica Feynman: Desarrolló un método de aprendizaje basado en simplificar conceptos hasta poder explicarlos como a un niño, eliminando la jerga técnica.
• Personalidad Iconoclasta: Conocido por su humor y curiosidad, tocaba el bongo, abría cajas fuertes y exploraba temas fuera de la física.
• Proyectos destacados: Trabajó en el Proyecto Manhattan durante la Segunda Guerra Mundial y formó parte de la Comisión Rogers que investigó el accidente del transbordador espacial Challenger.
• Libros populares: Sus anécdotas se recogen en el libro ¿Está usted de broma, Sr. Feynman?. “

De vez en cuando, sin que podamos saber el por qué, aparece una persona que tiene el don de ver las cosas con más profundidad que la ven todos los demás, y Richard Feynman es fue una de esas personas.  poseía una capacidad única para profundizar en los fenómenos naturales, combinando un rigor matemático extremo con una profunda intuición física. Veía más allá de las fórmulas, entendiendo la belleza oculta de las estructuras atómicas y la naturaleza contraintuitiva de la mecánica cuántica. 

Gracias a personajes (hombres y mujeres), que destacaron en física y en matemáticas, podemos ver el mundo que nos rodea con una cercanía más certera de lo que la Naturaleza es.

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“En Cosmología, las condiciones “iniciales” raramente son absolutamente iniciales, pues nadie sabe como calcular el estado de la materia y el espacio-tiempo antes del Tiempo de Planck, que culminó alrededor de 10^-43 de segundo Después del Comienzo del Tiempo.”

 

Por si sientes curiosidad sobre lo que es el Tiempo de Planck, en cifras equivale a:

5.39124 x 10^-44 segundos, es decir, a:

0,000000000000000000000000000000000000000000539124 segundos.

Este número es el mínimo tiempo en el que puede ocurrir algo, digamos, con sentido. Los científicos para lograr conocer las estructuras del Universo a su escala más grande, deben retroceder en el Tiempo. centrando sus teorías en el momento en que todo comenzó. Esa barrera se conoce como el Tiempo de Planck.

Aquí hago una observación importante: El Tiempo de Planck es un muro insalvable para los grandes telescopios como el James West. Estos telescopios han tratado de captar el Big Bang, y, lo único que han logrado es captar estrellas y galaxias situadas (que vivieron) hace 13.500 millones de años. Más allá no han podido llegar debido a que, los telescopios, captan la luz de esos objetos que viajan hacia nosotros desde aquella lejanía, y, a partir del Tiempo de Planck, el Universo era opaco y oscuro, no había luz, los fotones estaban confinados y, hasta que no se liberaron y el Universo se hizo transparente, los telescopios no pudieron captar las imágenes de estrellas, galaxias y otros objetos. Así que, tenemos crudo saber si, realmente, se produjo el Big Bang.

Seguimos:

Es verdaderamente encomiable la pertinaz insistencia del ser humano por saber, y, en el ámbito de la Astronomía, desde los más remotos “tiempos” que podamos recordar o de los que tenemos alguna razón, nuestra especie ha estado interesada en saber, el origen de los objetos celestes, los mecanismos que rigen sus movimientos y las fuerzas que están presentes.

Claro que, nosotros, los Humanos, llevamos aquí el tiempo de un parpadeo del ojo si lo comparamos con el Tiempo del Universo. Sin embargo, nos hemos valido de todos los medios posibles para llegar al entendimiento de las cosas, incluso sabemos del pasado a través del descubrimiento de la vida media de los elementos y mediante algo que denominamos datación, como la del Carbono 14, podemos saber de la edad de muchos objetos que, de otra manera, sería imposible averiguar. La vida de los elementos es muy útil y, al mismo tiempo, nos habla de que todo en el Universo tiene un Tiempo Marcado. Por ejemplo, la vida media del Uranio 238 sabemos que es de 4.000 millones de años, y, la del Rubidio tiene la matusalénica vida media de 47.000 millones de años, varias veces la edad que ahora tiene el Universo.

Uranio y Rubidio

¿Cuánto vive un protón?

“Durante mucho tiempo se ha considerado como una partícula estable, pero los recientes desarrollos de modelos de la Gran Unificación, han sugerido que podría decaer con una semi-vida de aproximadamente 10³² años. Se están realizando experimentos para ver si se pueden detectar tales decaimientos. El decaimiento del protón violaría la conservación del número bariónico y, al hacerlo, sería el único proceso conocido en la naturaleza que lo hace.”

 

“Cuando se dice que un protón está formado por dos quarks up y uno down, se quiere decir que su apariencia neta o su conjunto neto de números cuánticos, coinciden con esa imagen. La naturaleza del confinamiento de quarks sugiere que los quarks están rodeados por una nube de gluones, y dentro del diminuto volumen de los protones, se pueden producir otros pares quark-antiquark y luego aniquilarse sin cambiar la apariencia externa neta del protón.”

El decaimiento del protón sería a un pión neutro y positrón

“Una de las consecuencias de las teorías de la Gran Unificación, es que el protón decaería con una semi-vida por encima del orden de 10³² años. Una semi-vida tan larga es muy difícil de medir, pero se está llevando a cabo un experimento en una mina profunda en las minas de hierro de Soudan.

         Partículas y Mínima vida sugerida x 10³² años

Como podremos ver, los protones libres en la naturaleza parece que tienen una larga vida asegurada.

Bueno, lo que sí hemos podido constar es que, en nuestro Universo, nosotros somos casi los que tenemos una vida más corta, Existen los insectos de la familia de los efemerópteros, comúnmente conocidos como efímeras. Y la verdad es que el nombre les viene al pelo, porque esta especie no tarda ni 24 horas en morir. Su etapa larval (cuando se denominan ninfas), sin embargo, puede llegar a durar varios años.  Las moscas domésticas generalmente viven de 15 a 25 días, pero pueden sobrevivir hasta 2 meses en condiciones óptimas. 

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      NGC 2392 es una nebulosa planetaria en la constelación de Géminis

En la imagen de arriba contemplamos la Nebulosa del Esquimal o del Payaso, NGC 2392, que forma un conjunto vistoso. Por su curiosa apariencia, que recuerda a la cara de una persona rodeada por una capucha, recibe también los nombres de Nebulosa Esquimal. Se encuentra, según autores, a unos 3000 o/ 5000 años-luz de la Tierra.

La edad de NGC 2392 se estima en unos 10.000 años, y está compuesta por dos lóbulos elípticos de materia saliendo de la estrella moribunda. Desde nuestra perspectiva, unos de los lóbulos está delante del otro.

Se cree que la forma de la nebulosa se debe a un anillo de material denso alrededor del ecuador de la estrella expulsado durante la fase de gigante roja. Este material denso es arrastrado a una velocidad de 115.000 km/h., impidiendo que el viento estelar, que posee una velocidad mucho mayor, empuje la materia a lo largo del ecuador. Por el contrario, este viento de gran velocidad (1,5 millones de km/h) barre material por encima y debajo de la estrella, formando burbujas alargadas. Estas burbujas, de 1 año luz de longitud y la mitad de anchura, tienen filamentos de materia más densa. No obstante, las líneas que van de dentro a afuera en el anillo exterior (en la capucha) no tienen todavía explicación, si bien su origen puede deberse a la colisión entre gases de baja y alta velocidad.

La Nebulosa del Esquimal fue descubierta por William Herschel  el 17 de enero de 1787.

                                                               La Nebulosa Reloj de Arena

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado,  expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas  en los últimos momentos de sus vidas.

Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia en astronomía,  debido a que desempeñan un papel crucial en la evolución química de las Galaxias,  devolviendo al medio interestelar metales pesados  y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (como Carbono, Nitrógeno, oxígeno, Calcio… y otros).  En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química.

La Nebulosa Ojo de Gato.  Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por el tomada por el Hubble.

La gama y diseños de Nebulosas Planetarias es de muy amplio abanico y, en esa familia de Nubulosas podemos admirar y asombrarnos con algunas que, como la famosa Ojo de Gato (arriba), nos muestra una sinfonía de arquitectónica superpuesta que ni la mente del más avispado arquitecto habría podido soñar.

Una enana blanca es una pequeña y densa estrella que es el resultado final de la evolución de todas las estrellas (por el ejemplo el Sol), excepto las muy masivas. Según todos los estudios y observaciones, cálculos, modelos de simulación, etc., estas estrellas se forman cuando, al final de la vida de las estrellas medianas, agotan el combustible de fusión nuclear, se produce el colapso de sus núcleos estelares, y quedan expuestas, cuando las partes exteriores de la estrella son expulsadas al espacio interestelar formar una Nebulosa Planetaria. En el centro de la Nebulosa, queda desnudo un puntito blanco que es, la estrella enana blanca.

El Núcleo se contrae bajo su propia gravedad hasta que, habiendo alcanzado un tamaño similar al de la Tierra , se ha vuelto tan densa (5 x 10 ^8 Kg/m3) que sólo evita su propio colapso por la presión de degeneración de los electrones (los electrones son fermiones que estando sometidos al Principio de exclusión de Pauli, no pueden ocupar ninguno de ellos el mismo lugar de otro al tener el mismo número cuántico y, siendo así, cuando se juntan demasiado, se degeneran y comienzan una frenética carrera que, en su intensidad, incluso frenar la implosión de una estrella -como es el caso de las enanas blancas).

Las enanas blancas se forman con muy altas temperaturas superficiales (por encima de los 10 000 K) debido al calor atrapados en ellas, y liberado por combustiones nucleares previas y por la intensa atracción gravitacional que sólo se ve frenada por la degeneración de los electrones que, finalmente, la estabilizan como estrella enana blanca.

                             

tipo de estrellas, con el paso del tiempo, se enfrían gradualmente, volviéndose más débiles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30 por ciento de las estrellas de la vecindad solar, aunque debido a sus bajas luminosidades de 10 ^-3 – 10 ^-4 veces la del Sol, pasan desapercibidas. La máxima máxima posible de una enana blanca es de 1,44 masas solares, el límite de Shandrasekhar. Un objeto de masa mayor se contraería aún más y se convertiría en una estrella de neutrones o, de tener mucha masa, en un agujero negro.

Las enanas blancas son estrellas calientes y pequeñas, generalmente del tamaño de la Tierra, por lo que su luminosidad es muy baja. Se cree que las enanas blancas son los residuos presentes en el centro de las nebulosas planetarias. Dicho de otra manera, las enanas blancas son el núcleo de las estrellas de baja masa que quedan después de que la envoltura se ha convertido en una nebulosa planetaria.

El núcleo de una enana blanca consiste de material de electrones degenerados. Sin la posibilidad de tener nuevas reacciones nucleares, y probablemente después de haber perdido sus capas externas debido al viento solar y la expulsión de una nebulosa planetaria, la enana blanca se contrae debido a la fuerza de gravedad. La contracción hace que la densidad en el núcleo aumente hasta que se den las condiciones necesarias para tener un material de electrones degenerados. Este material genera presión de degeneración, el cual contrarresta la contracción gravitacional.

                                                         Procyon B, una débil enana blanca.

Al ser estudiadas más a fondo las propiedades de las enanas blancas se encontró que al aumentar su masa, su radio disminuye. A partir de esto es que se encuentra que hay un límite superior la masa de una enana blanca, el cual se encuentra alrededor de 1.4 masas solares (MS). Si la masa es superior a 1.4 MS la presión de degeneración del núcleo no es suficiente detener la contracción gravitacional. Este se llama el límite de Chandrasekhar.

Debido a la existencia de este límite es que las estrellas de entre 1.4 MS y 11 MS deben perder masa para poder convertirse en enanas blancas. Ya explicamos que dos medios de pérdida de masa son los vientos estelares y la expulsión de nebulosas planetarias. Sin embargo, existen otras posiblidades que se puedan dar en este tipo de estrellas que son muy densas. Por ejemplo, si cerca de alguna de ellas reside otra estrella que esté lo bastante cerca, la enana blanca, poco a poco, puede ir robándole masa a la estrella compañera hasta que, llegado a un punto, ella misma se recicla y se convierte en una estrella de Neutrones.

Después de que una estrella se ha convertido en enana blanca, lo más probable es que su destino sea enfriarse y perder brillo. Debido a que las enanas blancas tienen una baja luminosidad, pierden energía lentamente, por lo que pueden permanecer en etapa en el orden de años. Una vez que se enfrían, se vuelven rocas que se quedan vagando por el Universo. Este es el triste destino de nuestro Sol.

La detección de enanas blancas es difícil, ya que son objetos con un brillo muy débil. Por otro lado, hay ciertas diferencias en las enanas blancas según su masa. Las enanas blancas menos masivas sólo alcanzan a quemar hidrógeno en helio. Es decir, el núcleo de la estrella nunca se comprime lo suficiente como alcanzar la temperatura necesaria para quemar helio en carbono. Las enanas blancas más masivas sí llevan a cabo reacciones nucleares de elementos más pesados, es decir, en su núcleo podemos encontrar carbono y oxígeno.

Allá por el año 1908, siendo Chandrasekhar un avanzado estudiante de física, vivía en Madrás, en la Bahía de Bengala (En cuyo Puerto trabajó Ramanujan), y, estando en  aquella ciudad el célebre científico Arnold Sommerfeld, le pidió audiciencia y se pudo entrevistar con él que, le vino a decir que la física que estudiaba estaba pasada, que se estaban estudiando nuevos caminos de la física y, sobre todo, uno a cuya teoría se la llamaba mecánica cuántica que podía explicar el comportamiento de lo muy pequeño.

Cuando se despidieron Sommerfeld dio a Chandrasekhar la prueba de imprenta de un artículo técnico que acaba de escribir. Contenía una derivación de las leyes mecano-cuánticas que gobiernan grandes conjuntos de electrones comprimidos en volúmenes pequeños, por ejemplo ( este caso) en una estrella enana blanca.

A partir de aquel artículo, Chandrasekhar buscó más información y estudió estos fenómenos estelares que desembocaban en enanas blancas. Este tipo de estrella habían descuibiertas por las astrónomos a través de sus telescopios. Lo misterioso de las enanas blancas era su densidad extraordinariamente alta de la materia en su interior, una densidad muchísimo mayor que la de cualquier otra cosa que los seres humanos hubieran encontrado antes. Chandrasekhar no tenía forma de saberlo cuando abrió un libro de Eddintong que versaba sobre la materia, pero la lucha por desvelar el misterio de alta densidad le obligaría finalmente a él y a Eddintong a afrontar la posibilidad de que las estrellas masivas, cuando mueren, pudieran contraerse para formar agujeros negros.

                               

De las enanas blancas más conocidas y cercanas, tenemos a Sirio B. Sirio A y Sirio B son la sexta y la séptima estrellas en orden de proximidad a la Tierra, a 8,6 años-luz de distancia, y Sirio es la estrella más brillante en nuestro cielo. Sirio B orbita en torno a Sirio de la misma manera que lo hace la Tierra alrededor del Sol, pero Sirio B tarde 50 años en completar una órbita a Sirio y la Tierra 1 año al Sol.

Eddintong describía como habían estimado los astrónomos, a partir de observaciones con telescopios, la masa y la circunferencia de Sirio B. La masa era de 0,85 veces la masa del Sol; la circunferencia media 118.000 km. Esto significaba que la densidad media de Sirio B era de 61.000 gramos por centímetro cúbico, es decir 61.000 veces mayor que la densidad del agua. “Este argumento se conoce ya hace algunos años -nos decía Eddintong-” Sin embargo, la mayoría de los astrónomos de aquel tiempo, no se tomaban en serio tal densidad, Sin embargo, si hubieran conocido la verdad que conocemos: (Una masa de 1,05 soles, una circunferencia de 31.000 km y una densidad de 4 millones de gramos por cm3), la habrían considerado aún más absurda.

Arriba la famosa Nebulosa planetaria ojo de Gato que, en su centro luce una estrella enana blanca de energéticas radiaciones en el ultravioleta y que, a medida que se vaya enfriando, serán de rayos C y radio que, dentro de unos 100 millones de años vieja y fria, será más rojiza y se habrá convertido en un cadáver estelar.

Aquellos trabajos de Chandraskar y Eddintong desembocaron en un profundo conocimiento de las estrellas de neutrones y, se llego a saber el por qué conseguían el equilibrio que las estabilizaba a través de la salvación que, finalmente encontraban, en la mecánica cuántica, cuando los electrones degenerados por causa del Principio de exclusión de Pauli, no dejaban que la fuerza gravitatoria continuara el proceso de contracción de la estrella y así, quedaba estabilizada como estrella de neutrones.

De la misma manera, se repetía el proceso estrellas más masivas que, no pudiendo ser frenadas en su implosión gravitatoria por la degeneración de los electrones, sí que podia frenarse la Gravedad, mediante la degeneración de los Neutrones. Cuando esa estrella más masiva se contraía más y más, el Principio de exclusión de Pauli que impide que los fermiones estén juntos, comenzaba su trabajo e impedía que los neutrones (que son fermiones), se juntaran más, entonces, como antes los electrones, se degeneraban y comenzaban a moverse con velocidades relativistas y, tan hecho, impedía, por sí mismo que la Gravedad consiguiera comprimir más la masa de la estrella que, de manera, quedaba convertida, finalmente, en una Estrella de Neutrones.

                                 

 Al formarse la estrella de neutrones la estrella se colapsa hasta formar una esfera perfecta con un radio de tan solo unos 10 kilómetros. En este punto la presión neutrónica de Fermi resultante compensa la fuerza gravitatoria y estabiliza la estrella de neutrones. Apenas una cucharilla del material que conforma una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 10 ^12 kilogramos.

Los modelos de estrellas de neutrones que se han logrado construir utilizando las leyes físicas presentan varias capas. Las estrella de neutrones presentarían una corteza de hierro muy liso de, aproximadamente, un metro de espesor. Debajo de corteza, prácticamente todo el material está compuesto por núcleos y partículas atómicas fuertemente comprimidos formando un “cristal” sólido de materia nucleica.

Son objetos extremadamente pequeños u densos que surgen cuando estrellas masivas sufren una explosión supernova del II, el núculeo se colapsa bajo su propia gravedad y puede llegar hasta una densidad de 10 ^17 Kg/m3. Los electrones y los protones que están muy juntos se fusionan y forman neutrones. El resultado final consiste solo en neutrones, cuyo material, conforma la estrella del mismo . Con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de sólo 30 Km, y una densidad mucho mayor que la que habría en un terrón de azúcar con una masa igual a la de toda la humkanidad. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones, menor será su diámetro. Está compuesta por un interior de neutrones superfluidos (es decir, neutrones que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeado por más o menos una corteza sólida de 1 km de grosor compuesta de elementos como el hierro. Los púlsares son estrellas de neutrones magnetizadas en rotación. Las binarias de rayos X masivas también se piensan que contienen estrellas de neutrones.

                                                   

Todos aquellos argumentos sobre el comportamiento de las enanas blancas vinieron a desembocar en la paradoja de Edddintong que, en realidad, fue resuelta por el Joven Chandrasekhar en el año 1925 al leer un artículo de R.H. Fowler “Sobre la materia densa”. La solución residía en el fallo de las leyes de la física que utilizaba Eddintong. Dichas leyes debían ser reemplazadas por la nueva mecánica cuántica, que describía la presión en el interior de Sirio B y otras enanas blancas como debida no al calor sino a un fenómeno mecanocuántico : los movimientos degenerados de los electrones, también llamado degeneración electrónica.

La degeneración electrónica es algo muy parecido a la claustrofia humana. Cuando la materia es comprimida hasta una densidad 10.000 veces mayor que la de una roca, la nube de electrones en torno a cada uno de sus núcleos atómicos se hace 10.000 veces más condensada, Así, cada electrón queda confinado en una “celda” con un volumen 10.000 veces menor que el volumen en el que previamente podía moverse. Con tan poco espacio disponible, el electrón, como nos pasaría a cualquiera de nosotros, se siente incómodo, siente claustrofobia y comienza a agitarse de manera incontrolada, golpeando con enorme fuerza las paredes de las celdas adyacentes. Nada puede detenerlo, el electrón está obligado a ello por las leyes de la mecánica cuántica. Esto está producido por el Principio de exclusión de Pauli que impide que dos fermiones estén juntos, así que, fuerza es, la que finalmente posibilita que la estrella que se comprime más y más, quede finalmente, constituida estable como una enana blanca.

Emilio Silvera

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Algunas premoniciones que hicimos aquí hace algún tiempo ya, nos dicen en el Video que serán cumplidas en este año. Nos cuentan una serie de adelantos y cambios significativos como avances que hace unos 50 años, ni podíamos imaginar.

Claro que, aquí no pueden contarnos otras muchas cosas que también pasarán, es la parte que gira alrededor de ese Principio que llamamos Incertidumbre, son cosas del Azar, o, de la Causalidad.

De todas las maneras y por mucho que aquí nos puedan contar… ¡El Futuro siempre será Incierto!

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                         Hay mentes privilegiadas que pueden componer maravillas como esta

• Definición: Es una de las formas artísticas más centrales de la civilización, caracterizada por su capacidad de evocar emociones sin necesidad de palabras.
• Clasificación: Tradicionalmente, se engloba dentro de las siete disciplinas principales, destacando por su alto grado de abstracción y autonomía.
• Naturaleza: A diferencia de las artes plásticas (que ocupan espacio), la música es considerada una de las artes del tiempo, al igual que la literatura, desarrollándose en una duración temporal específica.
• Tipo de Arte: Se clasifica comúnmente como una de las artes escénicas o de la ejecución. 

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