Historia de la física en Argentina

La Argentina tiene una larga historia en física que comenzó en la Universidad de La Plata en 1909 con la llegada de Emil Bose.

 Esta universidad fue el mayor centro de estudios de física en la Argentina hasta la década de 1950. Entonces, las universidades de Buenos Aires y de Córdoba crearon departamentos de física. Al mismo tiempo se crearon los centros de investigación de la Comisión Nacional de Energía Atómica en Bariloche y Buenos Aires. Ahora hay departamentos en varias universidades del país.

La Argentina ha producido muchos de los excelentes físicos dispersos por el mundo y es, en este sentido, única entre los países sudamericanos. Dichos físicos han hecho importantes contribuciones a la física de partículas, física de la materia condensada, en especial a la superconductividad, a la estructura nuclear y a otros campos.

Nuestro país relativamente pequeño en términos demográficos y tiene problemas financieros permanentes. Las consecuencias para la comunidad física son profundas. Por ejemplo, la inestabilidad no permite que las instituciones de investigación recluten a sus miembros internacionalmente, como hacen países más prósperos. Ello significa que deben reclutar solo entre sus propios graduados y, como hay pocas instituciones, tienden a hacerse endogámicas. Advertimos que no hace mucho la Universidad de Buenos Aires había reclutado un excelente conjunto de profesores, pero casi todos se habían formado en ella y no había ningún extranjero. El reclutamiento de sus propios egresados fue una constante en las instituciones visitadas.

A pesar de todas estas deficiencias, hay puntos fuertes en la física argentina. El Centro Atómico Bariloche tiene fama internacional en física de materia condensada. Hay, además, muy buenos grupos teóricos en física de partículas en varias instituciones. Como se dijo, la Universidad de Buenos Aires ha incorporado a un excelente conjunto de investigadores jóvenes que podría causar una marca en el futuro. En Bariloche se está comenzando a trabajar en nanociencias y, aunque se trate en este momento de una palabra clave para captar financiación, hay verdaderas oportunidades de combinar dispositivos usuales en física de la materia condensada con las funciones de las moléculas biológicas, de modo que se pueden inventar tipos completamente nuevos de dispositivos y sistemas. Sería una jugada fuerte para la Argentina construir sobre las fortalezas en materia condensada que hay en Bariloche para desarrollar esta nueva área multidisciplinaria.

Hay mucha participación de físicos de varias instituciones en el proyecto Auger sobre rayos cósmicos de alta energía. Este experimento fue diseñado para estudiar una de las mayores incógnitas de la física moderna: por qué existen rayos cósmicos con energías mayores que unos 1020eV. Se trata de una colaboración internacional en la que la Argentina es reconocida y está en posición de sacar ventaja de los datos que generará el experimento. El proyecto aprovecha la ubicación única de la Argentina en el hemisferio sur. Otras áreas en las que el país tendría ventajas únicas sería en los estudios efectuados en tierra sobre el ozono estratosférico, como complemento de las observaciones hechas desde el espacio del agujero de ozono antártico, y en los diagnósticos basados en la física de los restos fósiles únicos que posee. Estos fósiles han atraído atención internacional desde los tiempos de Darwin. Descubrimientos recientes han demostrado que los dinosaurios fosilizados de la Patagonia son los más importantes del mundo, y existen recursos igualmente impresionantes de períodos geológicos más recientes. Los físicos tienen mucho que ofrecer con métodos como la datación isotópica y termoluminiscente. Si explota estas ventajas geográficas, la Argentina ganará amplio reconocimiento de la comunidad científica internacional.

Finalmente creemos que el país no financia la investigación científica solo por el desafío intelectual que representa, sino porque espera que la ciencia le permita competir mejor económicamente. Nos impresionó favorablemente el grupo de óptica de la FCEyN (UBA) y el hecho de que tiene fuertes vínculos con varias empresas. Creemos que el futuro de las instituciones como el Centro Atómico Bariloche depende de ese tipo de asociaciones y de sus consecuencias en la industria. Esto no quiere decir que todos los investigadores de un centro deban vincularse con la industria, sino que debe existir un espectro de actividades que vayan de la ciencia básica a las aplicaciones. Es importante que las instituciones faciliten a los investigadores el patentamiento de sus inventos, y que les permitan beneficiarse de ellos para estimularlos a buscar aplicaciones. En muchos países se han creado nuevos procedimientos que permiten que los científicos reciban recompensa por sus patentes. Esto ha provocado una enorme respuesta en la forma de nuevas compañías creadas alrededor de las instituciones científicas.

Blog sobre los grandes astrónomos argentinos:

https://sites.google.com/site/grandesfisicosargentinos/home

Glosario

Materia oscura:Toda forma de materia que no emite ningún tipo de radiación electromagnética (luz visible,rayos infrarrojos, ondas de radio, etc) que podamos detectar,y cuya presencia debe inferirse por mediciones dinámicas.Esto es, solo la gravitación de esta materia no visible nos da indicio de existencia. Hay pruebas observaciones de la existencia de materia oscura en las galaxias y cúmulos galácticos, posiblemente en forma de restos de estrellas masivas, de estrellas frustradas que nunca iniciaron la combustión nuclear en forma de objetos de tipo de planetas con masas como la de Júpiter. Se estima que la materia oscura es responsable de una parte sustancial de la masa del universo, mayor incluso que la materia visible. Los físicos que estudian las partículas elementales a muy altas energías han propuesto numerosos candidatos para la materia oscura, a veces llamados WIMPs.

Positrones: Es la antipartícula del electrón

Neutrinos: Partícula elemental de la familia de los leptones (fino, liviano, del griego “leptos”). Partícula eléctricamente neutra, muy liviana (hasta hace poco tiempo se pensaba que no tenía masa) y muy débilmente interactuante (sujeta sólo a la interacción nuclear débil).

Fotones: Cuanto o corpúsculo de luz, es una unidad discreta de energía del campo electromagnético. El fotón es la “partícula” sin masa que transmite la interaccion electromagnetica. Su energía es proporcional a la frecuencia de la radiación. El valor de espín del fotón es 1 (es un bosón) y el es su misma antipartícula.

Bariones: Partículas subatómicas que interactúan a través de la interacción nuclear fuerte, compuestas por tres quarks. Su nombre proviene del griego “barys” que significa pesado. El neutrón y el protón son ejemplos de bariones

Quasares o Cuásares: Los objetos extragalácticos más luminosos (y lejanos) del universo. Su nombre proviene de la contracción de Quasi Stellar Radio Sources (Q.S.R.S), acrónimo que en inglés suena como “quasars” y que significa fuentes (de radio) altamente energéticas de apariencia estelar. Se piensa que son poderosos núcleos de galaxias activas.

Colisión: El término colisión se utiliza para hacer referencia a una situación en la cual dos o más objetos chocan de manera violenta por encontrarse en el mismo camino. La colisión es un fenómeno físico que implica que si dos elementos son arrojados a una velocidad x en un mismo espacio, los mismos colisionaran o chocarán de manera violenta porque no puede darse que ambos ocupen el mismo espacio al mismo tiempo.

Electrones: El electrón es una partícula subatómica con una carga eléctrica elemental negativa. Un electrón no tiene componentes o subestructura conocidos, en otras palabras, generalmente se define como una partícula elemental

Mesones: En física de partículas, un mesón es un bosón que responde a la interacción nuclear fuerte, esto es, un hadrón con un espín entero.En el Modelo estándar, los mesones son partículas compuestas en un estado quark-antiquark. Se cree que todos los mesones conocidos consisten en un par quark-antiquark (los así llamados quarks de valencia) más un "mar" de pares quark-antiquark y gluones virtuales

Campos Magnéticos: Un campo magnético es una descripción matemática de la influencia magnética de las corrientes eléctricas y de los materiales magnéticos. El campo magnético en cualquier punto está especificado por dos valores, la dirección y la magnitud; de tal forma que es un campo vectorial

Prosaica: Vulgar

Amalgama: Aleación de mercurio con otro metal. Para formarla, basta a veces poner en contacto metal y mercurio; en otras se reduce el metal en el mercurio. Algunos metales, hierro, níquel, manganeso, no forman amalgamas

Blog sobre estrella

http://astronomiaquintounica.blogspot.com.ar/

Cosmología

Cosmología y sus concepciones actuales

En el s. XX la Cosmología está marcada por dos grandes avances: la teoría de la relatividad de Einstein, y la teoría inflacionaria. La relatividad unifica el espacio, el tiempo y la gravedad, y cambia la visión del tejido del Universo. La teoría inflacionaria plantea que el espacio se expandió rapidisimamente después del Big Bang.

Hoy, el estudio de la Cosmología se centra en la Física de Partículas. El principal instrumento de la Cosmología actual no son los telescopios, sino los grandes aceleradores de partículas. Buscan partículas que ayuden a resolver misterios como la composición de la materia oscura, qué pasó en los primeros momentos del Universo, o si existen otras dimensiones que no vemos.La Cosmología se ocupa científicamente de aspectos como la composición del Universo, su estructura, forma, origen, evolución y destino final. Para ello, se sirve de la observación astronómica y el conocimiento científico. Otras ciencias como la Astronomía, la Física y las Matemáticas son de gran utilidad para la Cosmología. Los avances tecnológicos son fundamentales en el desarrollo de la Cosmología moderna.

Teoría del Big Bang

El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

Modelo Inflacionario

Según la teoría del Big Bang, la expansión del universo pierde velocidad, mientras que la teoría inflacionaria lo acelera e induce el distanciamiento, cada vez más rápido, de unos objetos de otros. Esta velocidad de separación llega a ser superior a la velocidad de la luz, sin violar la teoría de la relatividad, que prohíbe que cualquier cuerpo de masa finita se mueva más rápido que la luz. Lo que sucede es que el espacio alrededor de los objetos se expande más rápido que la luz, mientras los cuerpos permanecen en reposo en relación con él.

A esta extraordinaria velocidad de expansión inicial se le atribuye la uniformidad del universo visible, las partes que lo constituían estaban tan cerca unas de otras, que tenían una densidad y temperatura comunes.

El gran colisionador de hadrones LHC

El Gran Colisionador de Hadrones (LHC, por sus siglas en inglés) es el mayor acelerador de partículas del mundo. En este experimento, los físicos del Laboratorio Europeo de Física de Partículas (CERN) hacen chocar entre sí partículas subatómicas (principalmente protones, uno de los constituyentes del núcleo del átomo) en puntos seleccionados donde se ubican grandes detectores (ATLAS, CMS, LHCb y ALICE). Estos registran las partículas resultantes de las colisiones para estudiar los elementos que componen la materia de la que está hecha el Universo, incluidos nosotros mismos, y sus interacciones.

Situado en la frontera franco-suiza cerca de Ginebra, el LHC es un anillo de 27 kilómetros de circunferencia ubicado a 100 metros bajo tierra. Es una de las máquinas más complejas construida nunca: sus 9.300 imanes superconductores, fundamentales para hacer girar los haces de partículas a velocidades cercanas a las de la luz, deben refrigerarse a una temperatura inferior a la del espacio exterior (-270 grados centígrados, cerca del cero absoluto); el interior del anillo es el lugar más vacío del Sistema Solar (10-13atmósferas) para evitar que las partículas colisionan con moléculas de gas; y cuando las partículas colisionan entre sí se generan temperaturas 100.000 veces más calientes que el interior del Sol.

Tras su inauguración en 2008, el LHC comenzó su actual periodo de funcionamiento a finales de 2009. A finales de marzo de 2010 alcanzó los 7 teraelectronvoltios (TeV) de energía de colisión entre partículas, la mayor registrada en un experimento de este tipo. En 2013-2014, el LHC se encuentra sometido a tareas de mantenimiento y actualización durante su primera parada técnica larga. A partir de 2015 volverán a producirse colisiones en su interior, alcanzando gradualmente la energía para la que está diseñado, 14 TeV.

Es un circuito cerrado por la tecnología actual. Hacer un recorrido lineal requeriría varias veces los 27Km. que tiene el circuito cerrado, resultaría muy caro y sería inestable. En un acelerador de circuito cerrado se puede dar más empuje a las partículas sin tener que extender la longitud de su recorrido. El límite es la capacidad de hacer girar una partícula cargada a la que se entregó mucha energía. Se necesitan campos magnéticos muy intensos y los que usa el LHC son los más altos alcanzados con la tecnología actual. Una razón más prosaica es que el túnel ya existía desde hace años, y se construyó el mejor acelerador compatible con lo que ya estaba.

No se advierte que pueda haber peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán. El universo hace constantemente lo que hará el acelerador y no se han visto consecuencias catastróficas. Los rayos cósmicos que llegan a la Tierra y chocan con la materia de la atmósfera superior traen energías mayores, en algunos casos enormemente mayores. La diferencia es que en el acelerador se puede controlar el experimento y analizar con detalle lo producido.

Teoría de cuerdas

Postula que los ingredientes más básicos de la naturaleza no son partículas sin dimensión matemática, sino diminutos filamentos unidimensionales llamados cuerdas. La teoría de cuerdas amalgama las teorías de la relatividad general de einstein con la mecánica cuántica.

Las cuerdas cósmicas son finas líneas de material primordial con una densidad de energía extraordinaria, que se desplazan a velocidades relativistas y curvan el espacio que las rodea a su paso. Son capaces de generar concentraciones de materias para la formación de grandes estructuras astrofísicas, perturbas estas estructuras generando velocidades de deriva, hasta curvar rayos de luz procedentes de cuásares o galaxias distantes.

Estrellas

Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas "gastan" sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.

Sistema Estelar

Es un término general empleado por el Imperio para clasificar los distintos tipos de sistemas planetarios y estelares que conforman la Galaxia. Cada sistema está formado por, al menos, una estrella y el material estelar que orbite a su alrededor (planetas, asteroides,cometas, etcétera).

Agrupaciones estelares:

Se han encontrado concentraciones o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles a ojo desnudo, telescopicamente o a través de fotografías. El grado de concentración de estrellas es variable y sirve para distinguirlo entre sí.

Se considera que las componentes de estrellas doble y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros.

en los cúmulos estelares aparece visible de manera muy simple el proceso de evolución de las estrellas

Son grupos de estrellas caracterizados por:

• Pertenecer a la misma región del espacio

Todas las estrellas se hallan a la misma

distancia

• Tener la misma composición química

• Tener la misma edad (?)

• No tener la misma masa

Tipos de Agrupaciones Estelares:

Los cúmulos globulares son grandes, tanto en volumen como en número de estrellas, pudiendo llegar a tener cientos de miles de estrellas relativamente juntas entre sí. Algunos poseen tantas estrellas en su parte central (su forma aproximada es esférica) que parecen bolas luminosas cuyas estrellas en su núcleo parecen formar una sola masa compacta.

Los cúmulos abiertos sólo tienen algunos pocos cientos de estrellas y sus separaciones son más espaciadas que en los globulares. No presentan morfología esférica y es fácil distinguir sus estrellas individuales.

Existen diferencias algo más sutiles entre estos dos tipos de agrupaciones estelares. Los cúmulos abiertos contienen generalmente mucho gas y polvo interestelar, mientras que en los cúmulos globulares hay ausencia de gas y polvo. Las estrellas más brillantes de los cúmulos globulares son rojas, grandes y frías, y en los cúmulos abiertos suelen ser azules, pequeñas y calientes. Ampliaremos acerca de estas nociones más abajo, principalmente con la ayuda de los diagramas Hertzsprung Russell.

Como calcular la temperatura superficial de las estrellas:

Mediante la aplicación de las leyes de la radiación es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta última: la de Wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas La ley de Wien presenta problemas debido al pequeño intervalo de longitudes de onda en el que es posible medir la energía que nos llega de los astros. La ley de Stefan-Boltzmann solo es posible emplearla cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. Tal vez sea la ley de Planck el método más utilizado para determinar temperaturas mediante los índice de color.

Masa de las estrellas

Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.

La gran mayoría de las estrellas tienen masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100 veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.

Estructura interna de una estrella

En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

¿Cómo se analiza el interior de las estrellas?

En el interior de una estrella se producen ondas constantemente, muchas de las cuales llegan a la superficie haciéndola vibrar.

Ya tenemos pues un fenómeno físico -la propagación de ondas- que conecta el interior de una estrella con su superficie. Existe una rama de la Astrofísica llamada Sismología Estelar o Astrosismología, que estudia el interior estelar a partir del análisis de las ondas que se propagan por la estrella. Éstas, al contrario de las ondas sísmicas de la Tierra, no pierden su energía y están reflejándose continuamente dentro de la estrella.

El astro sismólogo detecta las variaciones de la intensidad luminosa proveniente de la estrella. Dichas variaciones son periódicas y obedecen a deformaciones de la superficie estelar inducidas por los modos naturales de oscilación de la estrella. Se trata de los modos propios de vibración, como los característicos de los instrumentos musicales. Cada modo de oscilación se corresponde con una variación de la luz única, lo que permite su identificación.

¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?

Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraer.

Estrellas Neutrones

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones.

Características y clasificación de las estrellas variables

Las estrellas variables se pueden clasificar en dos grandes grupos:

• Variables Extrínsecas
• Variables Intrínsicas

Variables extrínsecas:

Las estrellas extrínsecas, no se pueden considerar como verdaderas variables, ya que la variabilidad de la luz es producida por causas físicas externas, ajenas a la propia estrella.

Este grupo es formado principalmente por variables eclipsantes, que tienen las siguientes características. Estrellas binarias que periódicamente se eclipsan cambiando de luminosidad por ese motivo. Todas las estrellas pertenecientes a este grupo son binarias espectroscópicas, es decir, que la presencia de la estrella secundaria solo se puede descubrir mediante el análisis de su espectro. En los espectros de estas estrellas se observa cómo las líneas se desplazan hacia el azul y hacia el rojo con el mismo periodo que las variaciones luminosas. Esto es el "Efecto Doppler" según el cual las líneas espectrales de una estrella se desplazan hacia el azul si la fuente se acerca al observador y hacia el rojo si se aleja, y tanto mayor es el corrimiento cuanto mayor es la velocidad del movimiento. Gracias a esto se deduce que la estrella es binaria: puesto que el plano orbital está apenas inclinado con respecto a nuestra línea visual, vemos que cada estrella en su movimiento orbital se acerca y se aleja de nosotros, y también debido a esto las estrellas se eclipsan mutuamente, de manera que la luz que procedía antes de las dos estrellas, procede ahora solo de una. Esta es la explicación de la variación de luminosidad en este tipo de estrellas. Dada la regularidad del movimiento orbital, los mínimos en la curva de luz se suceden puntualmente. Estos mínimos se producen cuando la estrella principal, más luminosa y caliente, es ocultada por la secundaria, menos luminosa y más fría. Entre dos mínimos de luz puede haber un mínimo secundario menos pronunciado que se produce cuando la estrella más luminosa oculta a la menos luminosa. Si la órbita es circular este mínimo secundario se produce justo en medio de los dos mínimos principales, si es elíptica, se produce cerca de uno de estos. Al igual que ocurre en los eclipses de sol en la binarias eclipsantes existen eclipses totales, anulares y parciales. No es que se pueda observar directamente, pero si deducir de la forma de la curva de luz en los eclipses parciales los mínimos son bastante bruscos, mientras que en los eclipses totales y anulares son achatados. El prototipo de variables eclipsantes es b Persei (Algol),  Las podemos dividir en tres grandes grupos:

Eclipsantes tipo b Persei
Eclipsantes tipo b Lyrae
Eclipsantes tipo W Ursae maioris

Variables intrínsecas:

Las variables intrínsecas son aquellas en que sus variaciones de magnitud se deben a cambios en la estructura interna de la estrella cuyas formas de manifestación son muy diversas.

Dentro de las variables intrínsecas se pueden considerara dos grandes grupos:

	Variables  intrínsecas pulsantes
	Variables  intrínsecas eruptivas