Tarea de investigación

Experimento de Chadwick:

En 1920, Rutherford sospechó que debería existir una clase nueva de partícula en el núcleo, casi tan pesada como el protón, pero sin carga eléctrica, que llamó neutrón.
Y entonces Rutherford encontró realmente algunos neutrones, ¿verdad?


No, pero su asistente James Chadwick lo hizo en 1932.
Los neutrones aparecieron también en otro experimento relacionado con partículas alfa. Esta vez, se había disparado a átomos de berilio; el berilio emitió una extraña clase de radiación neutral.

Algunas personas sugirieron que se trataba de fotones con alta energía, como los rayos gamma, pero Chadwick demostró que eso no podría ser así. La radiación desconocida podía sacar protones de otros átomos; eso significaba que debía ser una partícula relativamente pesada, no un fotón sin masa.

Usando la velocidad de los protones expulsados y las leyes de la conservación de energía y momento, Chadwick calculó la masa de la partícula desconocida. Era solamente un poco más pesada que el protón. El no tuvo duda de que se trataba de los neutrones de Rutherford.

Isótopos:

Los isótopos, (del griego: ἴσος, isos = mismo; τόπος, tópos = lugar) son todos los tipos de átomos de un mismo elemento, que se encuentran en el mismo sitio de la tabla periódica pero tiene diferente número másico (A). Los átomos que son isótopos entre sí son los que tienen igual número atómico (número de protones en el núcleo) pero diferente número másico (suma del número de neutrones y el de protones en el núcleo). Por lo tanto difieren en el número de neutrones. La mayoría de los elementos químicos poseen más de un isótopo. Solamente 21 elementos (ejemplos: berilio, sodio) poseen un solo isótopo natural.

Decaimiento beta:

La desintegración beta, emisión beta o decaimiento beta es un proceso mediante el cual un nucleido inestable emite una partícula beta para optimizar la relación N/Z (neutrones/protones) del núcleo. La partícula beta puede ser un electrón, escribiéndose β–, o un positrón, β+. En la emisión beta, varían el número de protones y el de neutrones del núcleo resultante, mientras que la suma de ambos (el número másico) permanece constante.
La diferencia fundamental entre un electrón o positrón y la partícula beta correspondiente es su origen nuclear: no se trata de un electrón ordinario arrancado de un orbital atómico.
Una reacción alternativa que hace que un núcleo con exceso de protones se vuelva más estable es la captura electrónica.

Paradoja de los gemelos

En la formulación más habitual de la paradoja, debida a Paul Langevi, se toma como protagonistas a dos gemelos (de ahí el nombre); el primero de ellos hace un largo viaje a una estrella en una nave espacial a velocidades cercanas a la velocidad de la luz; el otro gemelo se queda en la Tierra. A la vuelta, el gemelo viajero es más joven que el gemelo terrestre.

De acuerdo con la teoría especial de la relatividad, y según su predicción de la dilatación del tiempo, el gemelo que se queda en la Tierra envejecerá más que el gemelo que viaja por el espacio a gran velocidad (más adelante se prueba esto mediante cálculo) porque el tiempo propio del gemelo de la nave espacial va más lento que el tiempo del que permanece en la Tierra y, por tanto, el de la Tierra envejece más rápido que su hermano.

Pero la paradoja surge cuando se hace la siguiente observación: visto desde la perspectiva del gemelo que va dentro de la nave, el que se está alejando, en realidad, es el gemelo en la Tierra (de acuerdo con la Invariancia galileana) y, por tanto, cabría esperar que, de acuerdo con los cálculos de este gemelo, su hermano en la Tierra fuese quien tendría que envejecer menos por moverse respecto de él a velocidades cercanas a la de la luz. Esto es, el gemelo de la nave es quien tendría que envejecer más rápido.

The Universe (History Channel): Stellar Evolution

¿Qué es una Supernova?

Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enan blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.

La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años.
Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas.

Tarea de problemas de FEM. (pág. 617-618)

Funcionamiento del distribuidor de un automóvil

este manda la chispa de encendido para cada bujía haciendo que detone la gas en la camara de combustion de cada piston especificamente en el distribuidor marca el punto en donde explota la gasolina de modo que en un carro que esta a tiempo ( punto optimo para la explocion del gas) , hay chispa cuando el piston esta en su punto mas alto ( cerca de la bujia) logrando un mejor desempeño en potencia y consumo de gas. Esta adelantado cuando la chispa se produce cuando el piston aun no llega al punto mas alto, lo que produce un esfuero adicional puesto que la explocion dificulta la llegada del piston hasta arriba. Esta atrasado cuando la explosion es cuando el piston ya viene de bajada del punto alto. Hay gente que le gusta un poco atrasado de modo que la explosion sea cuando el piston empieza a bajar de modo que tienes una mayor potencia pero tambien un mayor consuma de gasolina.