El saber sí ocupa lugar… ¡Y Tiempo!

EDC

Electrodinámica cuántica. Teoría cuántica de la fuerza electromagnética, que se considera transportada por cuantos llamados fotones.

Einstein, Albert

(1.879-1.955) Físico teórico alemán nacionalizado suizo y norteamericano. Sus teorías de la relatividad ayudaron a perfilar la ciencia del siglo XX y tuvieron profundas implicaciones en la astronomía.

La teoría especial de la relatividad (publicada en 1.904) surgió de los fracasos de detectar el éter por el experimento de Michelson-Morley, y se basó en los trabajos del físico holandés Hendrik Antón Lorente (1.853-1.928) y del físico irlandés George Francis Fitzgerald (1.851-1.901), además de la teoría de Maxwell sobre la luz.

Establece la relación E=mc² entre masa y energía, que fue la clave para comprender la generación de energía en las estrellas.

La teoría general de la relatividad, vislumbrada en 1.907, anunciada en 1.915, y, publicada en 1.916, que incluye la gravitación, es de gran importancia en los sistemas de muy grandes escalas y tuvo un enorme y rápido impacto en la cosmología que, a partir de esta teoría, se convirtió en una verdadera ciencia.

La astronomía ha aportado evidencias observacionales para apoyar estas teorías. Desde entonces Einstein no produjo ningún trabajo más de relevancia y se dedicó a la búsqueda infructuosa de una teoría del Todo que unificara en una sola ecuación a todas las fuerzas del universo, la materia y el tiempo. La tarea le llevó los últimos 30 años de su vida y no lo consiguió por la sencilla razón de que, en aquel tiempo, las matemáticas necesarias no se habían inventado (funciones modulares y la topología de la nueva teoría de supercuerdas que, en realidad, ha seguido sus pasos).

No se puede cerrar este apunte sin mencionar el trabajo de enorme importancia que Einstein realizó en relación al movimiento browniano del movimiento continuo y aleatorio de partículas sólidas microscópicas suspendidas en un fluido, en su caso en un gas.

Tampoco se puede olvidar aquí el trabajo que le valió el Nobel sobre el efecto fotoeléctrico. El conocido como coeficiente de Einstein, teoría cuántica de la radiación: A = 8πhv³ B/c³, el desplazamiento de Einstein; la ecuación de Einstein, el universo de Einstein-de Sitter, condensación Bose-Einstein, estadística Bose-Einstein, etc, etc.

Electrodébil, teoría

Teoría que demuestra la existencia de una relación entre la fuerza electromagnética y la fuerza nuclear débil. Indica que las altas energías que caracterizaron al universo primitivo, el electromagnetismo y la fuerza débil actuaban como una sola fuerza electrodébil. También conocida como teoría de Weinberg-Salam que, de manera independiente la postularon.

Electrodinámica

Estudio de la conducta de la fuerza electromagnética en movimiento.

Electrodinámica cuántica

Teoría cuántica de la fuerza electromagnética, que se considera transportada por cuantos llamados fotones (EDC).

Electromagnética, fuerza

Una de las cuatro fuerzas fundamentales del universo que, siendo diferentes, tienen en común que pueden ocurrir entre los cuerpos, incluso cuándo éstos no estén en contacto físico.

Aunque una unificación de los cuatro tipos de fuerzas o interacciones en un modelo o teoría ha sido muy deseado por los físicos, ésto todavía no se ha logrado, aunque se han hecho progresos en la unificación de las fuerzas electromagnéticas y débiles.

La interacción electromagnética es la responsable de las fuerzas que controlan la estructura atómica, reacciones químicas y todos los fenómenos electromagnéticos. Puede explicar las fuerzas entre partículas cargadas, pero al contrario de las interacciones gravitacionales, son tanto atractivas como repulsivas. Las cargas iguales se rechazan y los desiguales se atraen (positivo+negativo se atraen; positivo+positivo y negativo+negativo, se rechazan).

Algunas partículas neutras se desintegran por interacciones electromagnéticas. La interacción se puede interpretar tanto como un campo clásico de fuerza (Coulomb, ley) como por el intercambio de unos fotones virtuales. Igual que las interacciones gravitatorias, el hecho de que las interacciones electromagnéticas sean de largo alcance significa que tienen una teoría clásica bien definida dada por las ecuaciones de Maxwell. La teoría cuántica de las interacciones electromagnéticas se describe con la electrodinámica cuántica, que es una forma sencilla de teoría gauge.

Esta interacción es unas 10⁴⁰ veces más potente que la gravitacional, unas 10¹⁰ veces mayor que la interacción débil y, unas 10² veces menor que la interacción nuclear fuerte, la más potente de todas.

Nos alumbra y calienta la casa, hace andar al ordenador y al móvil, las máquinas y un sin fin de artilugios. Nuestro cerebro también.

Electrón

Partícula elemental, clasificada como leptón, con una masa en reposo (símbolo m_e) de 9’1093897 (54)x10^-31 Kg y una carga negativa de 1’60217733 (49)x10¹⁹ Coulombios.

Los electrones están presentes en todos los átomos en agrupamientos llamados capas alrededor del núcleo; cuando son arrancados del átomo se llaman electrones libres. La antipartícula del electrón es el positrón.

El electrón fue descubierto en 1.897 por el físico británico Joseph John Thomson (1.856-1.940). El problema de la estructura (si la hay) del electrón no está resuelto. Si el electrón se considera como una carga puntual, su autoenergía es infinita y surgen dificultades de la ecuación de Lorentz-Dirac.

Es posible dar al electrón un tamaño no nulo con radio r₀, llamado el radio clásico del electrón, dado por r₀ = e²/(mc²) = 2’82×10^-13 cm, donde e y m son la carga y la masa respectivamente, del electrón y c es la velocidad de la luz.

Este modelo también tiene problemas, como la necesidad de postular las tensiones de Poincaré. Ahora se cree que los problemas asociados con el electrón deben ser analizados utilizando electrodinámica cuántica en vez de electrodinámica clásica.

El electrón es tan importante en nuestro universo y para nosotros mismos que, si su carga o su masa fueran diferentes, seguramente sería imposible la existencia de la vida tal como la conocemos hoy.

Electrón-voltio

Medida de energía cuya notación es eV, igual a 1’6×10^-12 ergios, o 1’602×10^-19 julios.

Esta unidad de energía es igual al trabajo realizado sobre un electrón en su movimiento a través de una diferencia de potencial de 1 voltio.

Electronuclear, fuerza

Única fuerza fundamental que se piensa que actuó en el universo muy primitivo y que reunía los atributos posteriormente divididos entre la fuerza electromagnética y las fuerzas nucleares débil y fuerte.

Emisión, líneas de

Líneas brillantes producidas en un espectro por una fuente luminosa, como una estrella o una nebulosa brillante que marcan una longitud de onda particular de radiación producida por átomos calientes o excitados. Las líneas de emisión pueden aparecer superpuestas a un espectro de absorción normal, causado por el gas caliente que rodea a una estrella, o pueden aparecer solas, como en el espectro de una nebulosa excitado por la radiación de una estrella cercana. Las líneas permiten determinar la composición del gas emisor.

Emisividad

De símbolo ε. Medida de la capacidad de un objeto para emitir radiación electromagnética comparándola con la de un cuerpo negro a igual temperatura. El cuerpo negro es un emisor perfecto, tiene emisividad 1, mientras que un reflector perfecto la tiene 0.

Enana blanca

Pequeña y densa estrella que es el resultado de la evolución de todas las estrellas excepto de las más masivas. Se piensa que las enanas blancas se forman en el colapso de los núcleos estelares una vez que la combustión nuclear ha cesado, quedando expuestos cuando las partes exteriores de la estrella son expulsados en forma de nebulosas planetarias, polvo estelar que servirá para constituir estrellas de II ó III generación.

El núcleo de la estrella se contrae bajo su propia gravedad hasta que, habiendo alcanzado un tamaño similar al de la Tierra, se ha vuelto tan densa (5×10⁸ Kg/m³) que evita su propio colapso por la presión de degeneración de los electrones.

Las enanas blancas se forman con altas temperaturas superficiales (por encima de 10.000 K) debido al calor atrapado en ellas, y liberado por combustiones nucleares previas y por contracción gravitacional.

Gradualmente se enfrían, volviéndose más débiles y rojas. Las enanas blancas pueden constituir el 30% de las estrellas de la vecindad del Sol, aunque debido a sus bajas luminosidades (típicamente 10^{-3 a 10-4} veces la del Sol) pasan inadvertidas.

La masa máxima posible de una enana blanca es de 1’44 masas solares, el límite de Chandrasekhar. Un objeto de masa mayor se contraería aún más y se convertiría en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

Enana marrón

Objeto que, debido a pequeña masa (menos de 0’08 masas solares), nunca se hace suficientemente caliente como para comenzar la fusión del hidrógeno en su núcleo; en consecuencia, no se considera una estrella, sino un objeto subestelar. Tienen luminosidad muy baja y son difíciles de detectar. Se ha pensado incluso que podrían ser componentes de la materia oscura galáctica. La primera enana marrón clasificada al ser identificada con certeza fue una compañera de la cercana enana roja Gliese 229, fotografiada por el telescopio espacial Hubble en 1.995. Un objeto por debajo de las 0’01 masas solares (alrededor de 10 veces la masa de Júpiter) se considera que es un planeta.

Enana roja

Fría y débil estrella poco masiva que se encuentra en el extremo inferior de la secuencia principal. Las enanas rojas tienen masas y diámetros menores que la mitad del Sol. Son rojas por sus bajas temperaturas superficiales, menores que 4.000 K, y son de tipo espectral K ó M.

Las enanas rojas son el tipo más común de estrellas y también la de vida más larga, con vidas medias potenciales mayores que la edad actual del universo (13.500.000.000 de años). Debido a su baja luminosidad, no mayor que un 10% de la del Sol, son poco llamativas. La estrella de Barnard y Próxima Centauri son ejemplos cercanos. Muchas enanas rojas son estrellas fulgurantes, una forma de variable eruptiva que sufre fulguraciones bruscas e impredecibles con un tiempo de aumento de segundos y un tiempo de atenuación de minutos.

Encanto

Uno de los miembros de la familia de los quarks, descubiertos en 1.974.

Energía

Medida de la capacidad de un sistema para trabajar. Igual que el trabajo, es medida en julios. La energía es clasificada por conveniencia en dos formas:

1. La energía potencial es la energía almacenada en un cuerpo o sistema como consecuencia de su posición, forma o estado (ésta incluye la energía gravitacional, la energía eléctrica, energía nuclear o energía química); la energía cinética es la energía del movimiento y es usualmente definida como el trabajo que será realizado sobre un cuerpo que posee esa energía cuando es llevado al reposo.

Para un cuerpo de masa m con una velocidad v, la energía cinética es mv²/2 (clásica) ó (m-m₀)c² (relativista). La energía cinética de rotación de un cuerpo con una velocidad angular ω es Iω²/2, donde I es el momento de inercia.

La energía interna de un cuerpo es la suma de la energía potencial y la energía cinética de sus átomos y moléculas componentes.

Las variantes implicadas son muchas y se puede hablar de:

2. Energía de la red, energía de las mareas, energía de las olas, energía de ligadura, de punto cero, en reposo, eólica, geotérmica, hidroeléctrica, interna, libre (G=H-TS), nuclear, potencial, radiante, solar, etc, etc.

Entropía

De símbolo S. Medida de la no disponibilidad de energía de un sistema para producir trabajo; en un sistema cerrado, un aumento en la entropía está acompañado por un descenso en la energía disponible.

Cuando un sistema desarrolla un cambio reversible, la entropía (S) cambia en una cantidad igual a la energía transferida al sistema en forma de calor (Q) dividida por la temperatura termodinámica a la cual tiene lugar el proceso (T), es decir, ΔS = Q/T. Sin embargo, todos los procesos reales son en un cierto grado cambios irreversibles y en cualquier sistema cerrado un cambio irreversible siempre está acompañado por un aumento de la entropía.

En un sentido más amplio y menos técnico, la entropía puede ser interpretada como una medida del desorden, mayor es el desorden cuanto mayor sea la entropía.

Como cualquier cambio real en un sistema cerrado tiende a una mayor entropía, y por tanto a un mayor desorden, se deduce que si la entropía del universo está aumentando, la energía disponible está decreciendo (muerte térmica del universo), siempre que se considere al universo como un sistema cerrado. Este aumento en la entropía del universo es una manera de formular el segundo principio de la termodinámica. R. Clausius (1.822-1.888) estableció la ley de la termodinámica de dos formas, una de ellas era que “la entropía de un sistema cerrado aumenta con el tiempo”.

Un ejemplo que entenderemos todos: cada persona es un sistema cerrado. Con el paso del tiempo aumenta la entropía, crece el desorden y pierde energía. El proceso marcha en una sola dirección y es irreversible.

Escape, velocidad de

Es la velocidad necesaria para que un cuerpo pueda escapar de otro al que deja atrás sin ser frenado por su fuerza gravitatoria. La velocidad de escape de la Tierra (que debe ser alcanzada, por ejemplo, por una nave espacial para viajar a otro planeta) es de 40.000 Km/h, ó 11’18 Km/s. La velocidad de escape del Sol es de 617’3 Km/s, Júpiter de 59’6 Km/s y un agujero negro tiene una velocidad de escape imposible de alcanzar y superior a 299.792’458 Km/s, es mayor que la velocidad de la luz.

Espacio

Tradicionalmente, el escenario tridimensional en el cual ocurren los sucesos, explicables mediante la geometría euclidiana. En relatividad, el espacio se describe también en términos de geometría no euclidianas, ya que Einstein utilizó la geometría de Riemann que describe los espacios curvos y distorsionados, una geometría nueva y tetradimensional que, a las tres coordenadas de espacio, añadió una cuarta dimensión de tiempo. A partir de la teoría general de la relatividad, Minkowski nos dijo que ni el espacio ni el tiempo podían estar separados; era un todo, el espacio-tiempo.

En física cuántica, el espacio puede ser elaborado conceptualmente a partir de diversas abstracciones, tales como el “espacio de carga”, o el “espacio de color” en el que los quarks pueden ser diagramados por conveniencia.

Espacio cuántico

Vacío que tiene el potencial de producir partículas virtuales surgidas expontáneamente de la “nada” y que desaparecen con la misma rapidez que surgieron.

En realidad, lo que llamamos espacio vacío, está repleto de cientos de miles de millones de infinitesimales objetos.

Espectro

Registro de la distribución de materia o energía (por ejemplo luz) por longitud de ondas. Se estudia el espectro para conocer la diversidad de la composición química y el movimiento de estrellas y galaxias.

Es el rango de energías electromagnéticas dispuestas en orden de longitud de onda o frecuencia a lo largo de todo el universo.

También lo llamamos así al referirnos a una banda coloreada producida cuando la luz visible atraviesa un espectroscopio.

Podríamos hablar aquí de espectro continuo, de absorción, de comparación, de emisión, de líneas, de potencia, de reflexión, de hidrógeno, el electromagnético, espectro relámpago, etc, etc. Sin embargo, el objetivo perseguido queda cubierto con la sencilla explicación del principio.

Espín

De símbolo s. Una molécula, átomo o núcleo en un nivel de energía determinado, o una partícula elemental, posee un espín particular, igual que tiene una carga o una masa particular.

De acuerdo con la teoría cuántica, está cuantizada y se restringe a múltiplos de h/2π, donde h es la constante de Planck.

El espín se caracteriza por un número cuántico S. Por ejemplo, para un electrón, S = ±½, queriendo decir que tiene un espín de +h/2π cuando está “girando” en una dirección y -h/2π cuando está “girando” en la otra.

Debido a su espín, las partículas tienen sus propios momentos magnéticos intrínsecos, y en un campo magnético los espínes de las partículas se alinean con la dirección del campo formando un determinado ángulo, procesando alrededor de esta dirección (resonancia magnética nuclear).

Cuando decimos espín nos estamos refiriendo al momento angular intrínseco, es parte del momento angular total de una partícula, átomo, núcleo, etc, distinto de su momento angular orbital.

Sin embargo, si oímos la palabra espín isotópico o isospín, nos estaremos refiriendo al número cuántico aplicado a los hadrones para distinguir entre miembros de un conjunto de partículas que difieren en sus propiedades electromagnéticas, pero que de otra forma son idénticos. Por ejemplo, si se ignora las interacciones electromagnéticas y débiles, el protón no puede distinguirse del neutrón en sus interacciones fuertes; es espín isotópico fue introducido para distinguirlos entre ellos. El uso de la palabra espín es solo por analogía con el momento angular, con el que el espín isotópico tiene sólo una semejanza formal.

Estado estable

Teoría de que el universo en expansión nunca estuvo en un estado de densidad apreciable mayor (es decir, que no hubo ningún Big Bang), y que la materia se crea constantemente del espacio vacío para mantener la densidad cósmica de la materia.

Este modelo de universo es poco creíble ya que contradice todos los datos comprobados en relación al Big Bang, va en contra de la entropía y del segundo principio de la termodinámica, etc.

Estándar, modelo

Combinación de la cromodinámica cuántica, para describir interacciones fuertes; la teoría electrodébil, para una descripción unificada de la interacción electromagnética y las interacciones débiles; y la teoría general de la relatividad, para describir las interacciones gravitacionales clásicas.

Aunque el Modelo Estándar, en principio, da una descripción completa de todos los fenómenos conocidos, es considerada por muchos físicos como una teoría incompleta pues tiene, al menos, 19 parámetros o características arbitrarias.

El Modelo Estándar por tanto, aunque es una poderosa herramienta, en algunas preguntas que le formulamos no puede evitar en sus respuestas, los infinitos no renormalizables.

El Modelo Estándar explica las partículas que componen la materia: quarks, hadrones, leptones, mesones y las partículas mediadoras, los bosones intermediarios: fotón para el electromagnetismo, las partículas vectoriales W⁺, W^– y Z⁰ para la fuerza nuclear débil y el gravitón para la fuerza de gravedad.

Al no poder unificar las otras tres fuerzas con la gravedad, el modelo es incompleto y se necesita una teoría mejor; ¿la de cuerdas?

Estocástico, enfriamiento

Técnica de reunir en un haz una cierta cantidad de partículas subatómicas en un acelerador controlando sus vectores de dispersión y modificando el entorno magnético en el anillo de almacenamiento del acelerador para mantenerlas muy juntas, colocando imanes en los puntos estratégicos.

Fue usada por vez primera en el Fermilab, Laboratorio del Acelerador Nacional Fermi, situado en Batavia, Illinois, para almacenar partículas de antimateria, cuya formación es costosa y no deben derrocharse.

Estrella

Bola de gas luminosa que desde su formación a partir de nubes de gas y polvo comienza a fusionar, en su núcleo, el hidrógeno en helio. El término, por tanto, no sólo incluye estrellas como el Sol que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares para explotar en supernovas y convertirse, finalmente, en estrellas de neutrones o agujeros negros. Estas estrellas supermasivas son generalmente de vida más corta, ya que necesitan quemar más combustible nuclear que las estrellas medianas como nuestro Sol que, por este motivo viven mucho más y su final es convertirse en gigantes rojas para explotar como novas y convertirse en enanas blancas, formadas por combustible nuclear gastado.

La masa máxima de una estrella es de 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación. La masa mínima es de 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno o proceso de fusión nuclear necesario para que una estrella comience a brillar y emitir radiaciones termonucleares en forma de luz y calor; estos pequeños objetos son las estrellas marrones.

Las luminosidades de las estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes y menos para las enanas más débiles que, generalmente, son hasta menos de una milésima de la del Sol.

Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

Las estrellas brillan como resultado de la conversión de masa en energía por medio de las reacciones nucleares, siendo las más importantes las que involucran el hidrógeno. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierten en energía aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo a la famosa fórmula de Einstein, la ecuación E=mc², los siete gramos equivalen a una energía de 6’3×10¹⁴ Julios.

Las reacciones nucleares no sólo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que también producen elementos más pesados que el hidrógeno y el helio (el material primario del universo). Estos elementos pesados han sido distribuidos por todo el universo mediante explosiones de supernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos (solares) estelares, haciendo posible así que planetas como la Tierra, tengan un contenido muy rico en los diversos elementos que la conforman y que, según la tabla periódica de elementos, alcanzan el número de 92, desde el número 1, el hidrógeno, hasta el 92, el uranio.

Estos 92 elementos son los elementos naturales. Existen más elementos que son artificiales (los transuránicos) que, como el plutonio o el mismo einstenio, son derivados de los naturales.

Las estrellas pueden clasificarse de muchos maneras:

• mediante la etapa evolutiva
• presecuencia principal
• secuencia principal
• supergigante
• una enana blanca
• estrella de neutrones o agujeros negros
• de baja velocidad, estrella capullo, estrella con envoltura, estrella binaria, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja masa, de baja luminosidad, estrella de bario, de bariones, de campo, de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, de población I extrema, de población intermedia, estrella de la rama gigante asintótica, de litio, de manganeso, de metales pesados, de quarks, de silicio, de tecnecio, etc, etc, etc.

Otra clasificación es a partir de sus espectros que indica su temperatura superficial (clasificación de Morgan-Keenan). Otra clasificación es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad (evolución estelar).

Aunque las estrellas son los objetos más importantes del universo (sin ellas no estaríamos aquí), creo que, con la explicación aquí resumida puede ser suficiente para que el lector obtenga una idea amplia y fidedigna de lo que es una estrella.

Evolución

Proceso gradual por el que la actual diversidad de vida animal y vegetal se ha desarrollado a partir de organismos más primitivos, de los que se piensa que hicieron su aparición hace unos 3.000 millones de años.

Hasta mediados del siglo XVIII era general la creencia de que las especies habían sido creadas por Dios tal y como las conocemos. Lamarck fue el primero en publicar una teoría que explicaba cómo unas especies podían haber evolucionado en otras (Lamarquismo), pero hasta que se publicó en 1.859 El origen de las especies de Darwin, no se modificó seriamente la idea original de la creación especial y divina.

Al contrario que Lamarck, Darwin propuso un mecanismo factible para la evolución y se apoyó en la evidencia de los estudios sobre fósiles y en estudios de embriología y anatomía comparada.

La versión más moderna del darwinismo incorpora los descubrimientos genéticos y desde el momento de su aparición probablemente sea la teoría más aceptable de la evolución de las especies. Sin embargo es más controvertida y está aún por aclarar la relación y la evolución entre los grupos a un nivel mayor que el de especie.

Particularmente creo que las especies, todas las que han existido, tenían un determinado tiempo de duración antes de mutar y extinguirse como tal especie, dejando en su lugar otra especie más avanzada y con mejores condiciones físicas para la adaptación en la evolución del planeta en el que, no lo olvidemos, la entropía va realizando su trabajo con el paso del tiempo.

Cambios graduales que tienen lugar a nivel molecular en los organismos y durante un determinado periodo de tiempo es debido a una evolución bioquímica que produce modificaciones o mutaciones que provocan la aparición de nuevos genes y nuevas proteínas que estas codifican haciendo posible la transformación de unos seres en otros que estarán mejor acondicionado físicamente para continuar conforme exige la evolución misma del planeta que nos acoge.

Ruego que me perdone el lector, ya que cuando comienzo una explicación, mi intención primera es de ser breve, sin embargo, sin que me de cuenta y queriendo hacer un mejor trabajo, a veces me paso un poco.

En astronomía, la evolución es una teoría según la cual los átomos más complejos y diversificados se formaron desde los más simples, mediante la síntesis de núcleos atómicos pesados en el corazón de las estrellas.

Termino esta explicación recordando que los dinosaurios poblaron y reinaron en la Tierra durante 150 millones de años y desaparecieron hace ya unos 65 millones de años.

Nosotros, los humanos, la especie más peligrosa que ha poblado la Tierra, somos unos recién llegados; nos queda mucha evolución.

Exclusión, principio de

Principio de la mecánica cuántica, aplicable a fermiones pero no a bosones, en virtud del cual dos partículas idénticas en un sistema, como electrones en un átomo o quarks en un hadrón, no pueden poseer un conjunto idéntico de números cuánticos.

Fue formulado por primera vez por Wolfgang Pauli (1.900-1.958) en 1.925. El origen del principio de exclusión de Pauli se encuentra en el Teorema de espín-estadística de la teoría cuántica relativista.

Expansión del universo

Aumento constante en el tiempo de las distancias que separan las galaxias lejanas unas de otras. La expansión no se produce dentro de las galaxias individuales o los cúmulos de galaxias, que están unidos por la gravitación, pero se manifiesta al nivel de los supercúmulos.

A mí particularmente, siempre me llamó la atención el hecho de que, mientras las galaxias se alejan las unas de las otras, nuestra vecina, la galaxia Andrómeda, se esté acercando a nosotros, a la Vía Láctea. Parece que, en un futuro lejano, el destino de ambas galaxias es el de fusionarse en una enorme galaxia.

La hipótesis de expansión del universo, en realidad está basada en la evidencia del desplazamiento hacia el rojo, en virtud de la cual la distancia entre galaxias está continuamente creciendo. Si la luz de estas galaxias se desplaza al rojo, significa que se alejan, si lo hace hacia el azul, significa que se está acercando (el caso de Andrómeda).

La teoría original, propuesta en 1.929 por Edwin Hubble (1.889-1.953), asume que las galaxias se alejan como consecuencia de la gran explosión (Big Bang) de la cual se originó el universo.

Podríamos hablar aquí de expansión térmica, expansión de coeficiente, expansividad absoluta, aparente, cúbica, lineal, superficial, etc, con lo cual estaría cayendo de nuevo en aquello de lo que trato de huir, de lo muy complejo que produzca tedio en el lector.