jueves, 14 de agosto de 2014



Glosario de Astronomia
     
Aberración de la luz estelar       Absorción, líneas de               Aceleración      Acelerador de partículas   ADN        Agujero de gusano        Agujeros negros      Andrómeda, Galaxia de     Angstrom        Anión      Anisotropía           Año-Luz           Antiátomo           Antimateria         Antrópico, principio            Asimetría            Asintótica, libertad       Asteroide          Astrofísica          Astronomía invisible Astronómica, unidad         Átomo                 Azar

Barión      Big Bang      Big Crunch         Binaria, estrella    Bolas de pegamento Bosones

Caltech     Campo      Carbono, reacción de        Causación, Causalidad                               Cefeida variable          Centauros A           CERN       Cero absoluto                        Chandrasekhar, límite de            Ciclo             Ciencia        Colapso gravitacional               Color          Cometas          Condición inicial           Condición límite   Confinamiento Conservación, Leyes de             Constantes fundamentales                                             Contracción de Lorentz (y de Fitzgerald)           Corrimiento al rojo                                 Cósmica, densidad de la materia. (Densidad crítica)         Cósmicos, rayos                  Cosmología           Cosmología constante       Coulomb, barrera     Creacionismo  Cromodinámica cuántica         Cuanto          Cuerdas, teoría de                                                Cuerpo negro, curva del              Cúmulo de estrellas

Darwinismo o darvinismo    Datación por carbono. (Datación por radio carbono)   DCT        Deceleración, parámetro de           Degeneración                                                   Densidad crítica. (densidad de materia)            Desacoplamiento                               Desintegración beta            Deuterio        Dilatación del tiempo                                            Dirac, cosmología de          Dirac, ecuación de

EDC        Einstein, Albert           Electrodébil, teoría        Electrodinámica                       Electrodinámica cuántica          Electromagnética, fuerza         Electrón                           Electrón-voltio        Electronuclear, fuerza        Emisión, líneas de       Emisividad    Enana blanca          Enana marrón           Enana roja       Encanto            Energía Entropía        Escape, velocidad de            Espacio         Espacio cuántico                        Espectro          Espín            Estado estable       Estándar, modelo                                       Estelar, evolución         Estocástico, enfriamiento         Estrella       Evolución   Exclusión, principio de       Expansión del universo

Fase, transición de            Fermi            Fermión        Feynman, diagrama de                       Física              Fisión nuclear            Fon           Fondo, radiación de         Fonón                Fósiles            Fotón          Foucault, péndulo de         Fraunhofer, líneas de                    Fuerza            Fuerza electromagnética            Fuerza gravitacional                                         Fuerza nuclear débil            Fuerza nuclear fuerte           Fusión nuclear

Galaxia          Gamma, rayos        Gauge en la red o simplemente Gauge, teoría               Gauss         Gluones              Gravitón         GTU

Hadrones       Hawking, proceso de       Heaviside-Lorentz, unidades de                   Heliocéntrica       Hertzsprung-Russell, diagrama    Higgs, bosón de / Higgs, campo de Hilbert, espacio de        Hiperdimensional         Hipótesis       Hubble, constante de

Indeterminación, principio de               Inercia             Ingravidez         Interacción Invarianza        Isótopos            Isotropía

Julio          Juno            Jupiterianos

Kaluza-Klein, teoría de             Kaón

Láser      Leptones        Ley           Línea de universo           Liofilización                                 Lisura, problema de la          Local, Grupo

Mach, principio de        Magnetón           Masa            Máser          Materia oscura Materia oscura caliente. (Y fría).         Materialismo      Mecánica    Mecánica cuántica Megapársec      Mesones         MeV           Microondas         Microondas de fondo Minkowski, espacio de (continuo espacio-tiempo)        Molécula    Momento angular Monopolo magnético        Muón

Neutrinos        Neutrón           Neutrones, estrella de            Newton                               Newton, ley de gravitación de         Nodo            Notación binaria          Nova                 Núcleo              Nucleones            Nucleosíntesis, nucleogénesis

Omega          Onda, función          Onda-partícula, dualidad          Ondas                             Oort, nube de; constante de            Órbita

Paradoja de los gemelos         Paralaje           Pársec          Partícula alfa                           Partícula beta          Partícula elemental             Partícula lambda                                        Partícula omega menos          Partícula psi           Partícula sigma    Partícula tau      Partícula virtual          Pión           Planck, constante de           Planck, Era de                      Planck, longitud de          Planck, masa de         Planck, tiempo de                                    Planck, unidades de          Plasma          Pluralidad de mundos       Protoestrella Protogalaxia         Protón         Púlsar

Quark           Quasars

Radiación cósmica de fondo          Radiación, teoría cuántica de la        Radiactividad Radiométrica, datación           Rayos X         Relatividad, teoría de la          Relativista Renormalización          Richter, escala de

Salto cuántico           Schrödinger, ecuación de          Serie principal           SETI   Simetría               Singularidad             Sólidos platónicos       Sombra, materia en la Subatómica, partícula            Suma de historias       Supercuerdas, teoría de  Supersimetría

Tensor métrico        Teoría            Tiempo           Tiempo de vuelta al pasado     Topología           Tritio              Túnel cuántico

Unidad astronómica         Unidad de masa atómica       Unidad fundamental   Unidades c.g.s.           Unidades del SI          Unificada, teoría                                              Universo; universo abierto, cerrado, plano, curvo              Uranio

Vacío         Vacío theta            Valor cuadrático medio      Van Allen, cinturones de   Van del Waals, fuerza de             Velocidad de escape      Velocidad de la luz Velocidad del sonido       Velocidad orbital       Velocidad relativista      Vida media

Weinberg-Salam, modelo de

Yang-Mills, teoría de

Zeeman, efecto            Zoo, hipótesis del


Aberración de la luz estelar
Desplazamiento de la situación aparente de las estrellas en el cielo debido al movimiento de la Tierra.

Absorción, líneas de
Líneas oscuras de un espectro producidas cuando la luz u otra radiación electromagnética proveniente de una fuente distante pasa por una nube gaseosa o un objeto similar más cercano del observador. Como las líneas de emisión, las líneas de absorción revelan la composición química y la velocidad del material que las produce.

Aceleración
Aumento de velocidad en el tiempo. (dv/dt =d2s/df2)

Acelerador de partículas
Máquina para acelerar las partículas subatómicas a altas velocidades, haciéndolas chocar luego con un blanco estacionario o con otro haz de partículas que se desplaza en la dirección opuesta. (En el segundo caso, la máquina recibe el nombre de colisionador). A velocidades cercanas a la de la luz, la masa de la partícula aumenta diez veces, lo que eleva enormemente la energía liberada en el impacto (E=mc2). La explosión resultante provoca la producción de partículas exóticas, que son analizadas en su conducta cuando atraviesan un detector de partículas y así se ha ido descubriendo los componentes de la materia.
Actualmente, los mejores y más potentes aceleradores de partículas, están en los EEUU y en Europa, Fermilab y CERN. Estos potentes aceleradores alcanzan energías enormes y, sin embargo, no son suficientes como para detectar la partícula de Higgs que se cree que es la que proporciona masa a todas las demás partículas. Tampoco puede alcanzar otras metas ya necesarias, como el comprobar la veracidad de la teoría M, por ejemplo.

ADN
Ácido desoxirribonucleico, la macromolécula que transporta la información genética requerida para formar los seres vivos en la Tierra.

Agujero de gusano
Agujero o túnel hipotético en el espacio-tiempo. Las teorías cosmológicas estándar se basan en la hipótesis de que el espacio-tiempo es suave y simplemente conexo. Para dar una analogía tridimensional, el espacio-tiempo se asume que es como una esfera. En cosmología cuántica se piensa que, a escalas del orden de 10 m, el espacio tiempo tiene una estructura muy complicada y múltiplemente conexa, en la que "túneles" constituyen atajos entre puntos aparentemente muy distantes, incluso, entre galaxias.
En principio, agujeros de gusano suficientemente grandes podrían permitir viajar entre partes distantes del universo a más velocidad que la de la luz y, en alguna circunstancia, viajar en el tiempo. Las matemáticas de Einstein de la relatividad general no lo desmienten ni lo impiden.
Aunque de momento estos objetos espaciales son sólo especulaciones, y aunque reputados físicos como Kip S. Thorne lo han utilizado de manera muy seria en sus artículos y teorías, nadie los ha visto aún. Serían los contrario del agujero negro, o sea, un agujero blanco.

Agujeros negros
Son el resultado final de la muerte de una estrella supermasiva.
El objeto resultante tiene un campo gravitatorio tan intenso que su velocidad de escape supera la de la luz. Por ello, ningún objeto macroscópico que entra en el agujero negro puede escapar de él. En términos de la relatividad general, se dice que el espacio que rodea a un agujero negro alcanza una curvatura infinita y se convierte en una singularidad donde deja de existir el espacio y el tiempo. Alrededor del agujero negro (de la singularidad), hay una zona de seguridad que, no debe ser traspasada, se llama horizonte de sucesos. Cualquier objeto o materia que traspase el horizonte de sucesos, es tragado, literalmente, por el agujero negro, cuya inmensa densidad genera tal fuerza de gravedad que queda atrapada la luz y puede atraer a una estrella vecina para llevarla hacia la singularidad, cada vez más densa.

Andrómeda, Galaxia de
Situada a 2'2 millones de años-luz de La Tierra. Está ligada gravitacionalmente a la Vía Láctea con la que comparte familia (el Grupo Local). Tiene unos 200 mil millones de estrellas y, en lugar de alejarse, se acerca a nosotros.

Angstrom
De símbolo Å. Unidad de longitud igual a 10-10 metros. Fue antiguamente usada para medir longitudes de onda y distancias intermoleculares, pero ahora ha sido reemplazada por el nanómetro (1Å = 0'1 nanómetros).
La unidad es nombrada así en honor del pionero sueco de la espectroscopia, A. J. Angstrom (1.814-1.874).

Anión
Ión cargado negativamente, es decir, un ion que es atraído hacia el ánodo de la electrolisis (comparar con catión).

Anisotropía
La característica de depender de la dirección.
La luz que llega con igual intensidad desde todas las direcciones (la luz del Sol, la de una bombilla en una habitación) es isotrópica.
El haz de un foco que sigue a la bailarina en el escenario, es anisotrópico. La radiación cósmica de fondo es generalmente isotrópica, o lo que es lo mismo, su intensidad es la misma en todas las partes del cielo, pero se han detectado pequeñas anisotropías que, se piensa, reflejan el movimiento propio de la Tierra relativo al marco del universo como un todo.

Año-Luz
Unidad de distancia utilizada en astronomía; la distancia recorrida por la luz en el vacío durante un año.
Es igual a 9'4659x1015 metros o 5'8787x1012 millas. El resultado es el de 299.792'458 Km/segundo y averiguar los segundos que tiene un año para multiplicarlo por esta última cantidad, así sabremos la distancia que recorre la luz en un año.

Antiátomo
Átomo en el que todas las partículas de los átomos ordinarios son reemplazadas por sus antipartículas, es decir, electrones por positrones, protones por antiprotones y neutrones por antineutrones. Un antiátomo no puede coexistir con un átomo ordinario, ya que, el átomo y el antiátomo al contacto, se aniquilarían mutuamente con la producción de energía en forma de fotones de alta energía.


Antimateria
Materia formada por partículas con igual masa y espín que las de materia ordinaria, pero con carga opuesta. Se ha producido experimentalmente antimateria, pero es difícil encontrarla en la naturaleza. Por qué esto es así es una pregunta que debe responder el estudio del universo primitivo, en el que, según parece, había más electrones que positrones, protones que antiprotones y neutrones que antineutrones, de tal manera que, una vez destruida toda la materia y antimateria igual en número, el sobrante es la materia que forma el universo (dejando aparte la materia oscura que no sabemos -aún- lo que es).

Antrópico, principio
Doctrina según la cual el valor de ciertas constantes fundamentales de la naturaleza puede explicarse demostrando que, si fuese diferente, el universo no podría contener vida. Si la intensidad de la fuerza nuclear fuerte fuera un poco diferente, por ejemplo, las estrellas no podrían brillar y la vida tal como la conocemos sería imposible.

Asimetría
Una violación de la simetría.

Asintótica, libertad
Consecuencia de ciertas teorías gauge, en partícular la cromodinámica cuántica, de que las fuerzas entre partículas como los quarks se hacen más débiles a distancias más cortas (es decir, a altas energías) y se anulan a medida que la distancia entre las partículas tiende a cero. Sólo las teorías gauge no abelianas con simetrías gauge no rotas pueden tener libertad asintótica. Por el contrario, la electrodinámica cuántica predice que la interacción entre partículas disminuye como resultado del apartallamiento dieléctrico; la libertad asintótica para los quarks implica que ocurre un antiapantallamiento. Físicamente, la libertad asintótica postula que el estado de vacío para los gluones es un medio que tiene paramagnetismo de color; es decir, el vacío antiapantalla las cargas de color.
Así que, en cromodinámica cuántica, los quarks están continuados con los gluones, en forma tal que, si están cerca los unos de los otros, la fuerza nuclear fuerte disminuye (libertad asintótica), pero si tratan de separarse, la fuerza nuclear fuerte aumenta (confinamiento de los quarks), ya que, los gluones, esa especie de pegamento que los retiene, actúa como un muelle de acero. Si lo estiramos (separación de los quarks) se produce más resistencia, si lo dejamos en su estado natural, no hay resistencia, así funciona la fuerza nuclear fuerte, es la única fuerza de la naturaleza que crece con la distancia.
Los quarks están confinados en una región con radio R de valor R≈hc/Λ≈10-13 cm.

Asteroide
(Planetas menores; planetoides).
Pequeños cuerpos que giran alrededor del Sol entre las órbitas de Marte y Júpiter en una zona alejada entre 1'7 y 4'0 unidades astronómicas del Sol (cinturón de asteroides). El tamaño de estos objetos varía desde el más grande, Ceres (con un diámetro de 933 km), a los objetos con menos de 1 km de diámetro. Se estima que hay alrededor de 10 cuerpos con diámetro mayor de 250 km y unos 120 cuerpos con diámetros por encima de 130 km.
Aunque son millones, su masa total es apenas una pequeña fracción de la Tierra, aunque no por ello dejan de ser preocupantes en el sentido del peligro que pueda suponer para nuestro planeta la colisión con uno de estos pedruscos enormes del espacio estelar. La desaparición de los dinosaurios podría ser una prueba de los efectos devastadores de una colisión de este calibre.

Astrofísica
Ciencia que estudia la física y la química de objetos extraterrestres. La alianza de la física y la astronomía, que comenzó con la creación de la espectroscopia, permitió investigar lo que son los objetos celestes, y no solo donde están.
Esta ciencia nos permite saber la composición de elementos que tiene un objeto estelar situado a miles de años-luz de la tierra y, de momento, se confirma que el material existente en el universo entero es igual en todas partes.
El universo primitivo era un plasma, cuando se enfrió se convirtió en hidrógeno y algo de helio (los dos elementos más simples) y más tarde, cuando se formaron las primeras estrellas y galaxias, se pudo fabricar en los hornos termonucleares de las estrellas, el resto de elementos más complejos y pesados, tales como litio, carbono, oxígeno, nitrógeno, todos los gases nobles como argón, kriptón, neón, etc., el hierro, mercurio... uranio y se completó la tabla periódica de elementos naturales que están, de una u otra forma dispersos por el universo.
Nosotros mismos, la especie humana, estamos hechos de un material que sólo se puede producir en las estrellas, así qué, sin lugar a ninguna duda, el material que nos formó se fabricó hace miles de millones de años en estrellas situadas a miles o cientos de miles de años-luz de nuestro Sistema Solar. ¡Qué insignificante somos comparados con la enormidad del universo!

Astronomía invisible
Estudio de objetos celestes observados mediante la detección de su radiación o longitudes de onda diferentes de las de la luz visible.
Mediante este método se ha detectado, por ejemplo, una fuente emisora de rayos X, Cygnus X-I, que consiste en una estrella supergigante que rota alrededor de un pequeño compañero invisible con una masa unas diez veces mayor que la del Sol y, por tanto, por encima del límite de Chandrasekhar y que todos los expertos le conceden su voto para que, en realidad sea un agujero negro situado en el corazón de nuestra Galaxia a 30.000 años-luz de la Tierra.

Astronómica, unidad
Distancia media de la Tierra al Sol, igual a 149.600 millones de Km, ó 499'012 segundos-luz, ó 8'316 minutos-luz. Cuando se utiliza para medir distancias entre galaxias, se redondea en 150 millones de Km.

Átomo
La parte más pequeña que puede existir de un elemento. Los átomos constan de un pequeño núcleo muy denso de protones y neutrones rodeado de electrones situados por capas o niveles y moviéndose. El número de electrones es igual al de protones y, siendo la carga de estas positivas y la carga de aquellas negativa pero equivalentes, el resultado final del total de la carga es cero y procura la estabilidad entre cargas opuestas pero iguales.
La estructura electrónica de un átomo se refiere a la forma en la que los electrones están dispuestos alrededor del núcleo y, en particular, a los niveles de energía que ocupan. Cada electrón puede ser caracterizado por un conjunto de cuatro números cuánticos: el número cuántico principal, el orbital, el magnético y el número cuántico de espín.
De acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, dos electrones en un átomo no pueden tener el mismo conjunto de números cuánticos. Los números cuánticos definen el estado cuántico del electrón y explican como son las estructuras electrónicas de los átomos.
En el núcleo reside casi por completo la masa del átomo que está compuesta, como se ha dicho, por protones y neutrones que, a su vez, están hechos por quarks.
Se puede dar el caso de que, en ocasiones, se encuentren átomos exóticos en el que un electrón ha sido reemplazado por otra partícula cargada negativamente, como un muón o mesón. En este caso, la partícula negativamente cargada finalmente colisiona con el núcleo con la emisión de fotones de rayos X. Igualmente, puede suceder que sea el núcleo de un átomo el que sea reemplazado por un mesón positivamente cargado. Ese átomo exótico tiene que ser creado artificialmente y es inestable.

Azar
Característica un régimen en el que no se puede hacer predicciones exactas, sino sólo en términos de probabilidades. En la física clásica se pensaba que el azar sólo regía donde la ignorancia limitaba nuestra comprensión de un mecanismo subyacente de causación estricta. Pero en la interpretación de Copenhague de la mecánica cuántica, se describe el azar como inherente a todas las observaciones de la naturaleza.

Barión
Hadrón con espín semientero. Los nucleones son una subclase de bariones. De acuerdo con la teoría actualmente aceptada, los bariones están constituidos por tres quarks unidos por gluones.
Los bariones poseen un número cuántico, el número bariónico, que es +1 para bariones y -1 para antibariones, 1/3 para quarks, -1/3 para antiquarks y 0 para las demás partículas, como electrones, neutrinos y fotones. El número bariónico siempre parece conservarse experimentalmente, pero las teorías de gran unificación postulan interacciones a muy alta energía que permiten que no se conserve. Se cree que la no conservación del número bariónico a las altas energías características del universo primitivo puede ser una explicación de la simetría entre materia y antimateria en el universo.
Toda la materia que podemos ver y detectar en el universo, como los planetas, estrellas o galaxias, es bariónica.

Big Bang
Teoría cosmológica en la que toda la materia y energía del universo se originó a partir de un estado de enorme densidad y temperatura que explotó en un momento finito en el pasado hace unos 15 mil millones de años. Esta teoría explica de forma satisfactoria la expansión del universo, la radiación de fondo de microondas observada, característica de la radiación de cuerpo negro a una temperatura de 3 K y la abundancia observada de helio en el universo, formado por los primeros 100 segundos después de la explosión a partir del deuterio a una temperatura de 10.000.000.000 K. Ahora es considerada generalmente como más satisfactoria que la teoría de estado estacionario de un universo quieto e inamovible. La teoría del Big Bang fue desarrollada por primera vez en 1.927 por A. G. E. Lamaitre (1.894-1.966) y retomada y revisada en 1.946 por George Camow (1.904-1.968). Han sido propuestas varias variantes de ella.
La teoría de la relatividad general predice la existencia de una singularidad en el comienzo, cuando la temperatura y la densidad eran infinitas. La mayoría de los cosmólogos interpretan esta singularidad como una indicación de que la relatividad general deja de ser válida en el universo muy primitivo, y que el comienzo mismo debe ser estudiado utilizando una teoría cosmológica cuántica.
Con el conocimiento actual de la física de partículas de altas energías, podemos hacer avanzar el reloj, hacia atrás y a través de las eras leptónica y la hadrónica hasta una millonésima de segundo después del Big Bang cuando la temperatura era de 1013 K. Utilizando una teoría más especulativa los cosmólogos han intentado llevar el modelo hasta 10-35 segundos después de la singularidad, cuando la temperatura estaba en 1028 K.
En el instante del Big Bang comenzó la expansión del universo y en ese mismo momento nació el espacio-tiempo. En un principio la simetría lo dominaba todo y reinaba una sola fuerza unificada. Más tarde, a medida que el universo se enfriaba, la simetría se rompió y surgió la materia y las 4 fuerzas fundamentales que rigen hoy. La opacidad desapareció y todo fue transparencia, surgieron los fotones que transportaron la luz a todos los rincones del cosmos. Doscientos mil años más tarde surgieron las primeras estrellas, se formaron las galaxias y, partir de la materia inerte, nosotros, la especie humana que, hoy, tan pretenciosa, quiere explicar como ocurrió todo.

Big Crunch
Estado final de un universo de Friedman cerrado (es decir, uno cuya densidad excede a la densidad crítica). Dicho universo se expande desde el Big Bang inicial, alcanza un radio máximo, y luego colapsa hacia un Big Crunch, donde la densidad de materia se vuelve infinita. Después del Big Crunch denería haber otra fase de expansión y colapso, dando lugar al universo oscilante, o lo que es lo mismo: el Big Bang finaliza en Big Crunch que forma una singularidad que vuelve a formar un Big Bang y vuelta a empezar.

Binaria, estrella
Sistema estelar doble, en el que las dos estrellas están unidas por su mutua fuerza gravitatoria.

Bolas de pegamento
Partículas teóricas formadas exclusivamente por gluones. Pruebas de sondeo de la existencia de bolas-pegamento se han hallado en experimentos de acelerador a mediados de los años ochenta.
Para mejor comprensión del lector diré que gluón es una partícula que tiene por única misión retener confinados a los quarks dentro del núcleo, formando protones y neutrones. La palabra glue, en inglés significa pegamento, de ahí el nombre del gluón (más información en la fuerza nuclear fuerte).

Bosones
Partículas elementales de espín entero que no obedecen al principio de exclusión de Pauli. Entre ellas se cuentan los fotones y las partículas W+, W- y Z0 portadoras de las fuerzas electromagnéticas y electrodébil, respectivamente.
Al tener espin entero, obedecen a la estadística Bose-Einstein que obedece a las reglas de la mecánica cuántica.
El gravitón, cuanto de energía intercambiado en la interacción gravitacional, también es un bosón. No ha sido aún observada y se le supone carga nula.

Caltech
El California Institute of Technology, de Pasadena.


Campo
Dominio o entorno en el cual la acción real o potencial de una fuerza puede ser descrita matemáticamente en cada punto del espacio con una exactitud cercana a la perfección.

Carbono, reacción de
Importante proceso de fusión nuclear que se produce en las estrellas. Lo inicia el carbono 12 y después de interacciones con núcleos de nitrógeno, hidrógeno, oxígeno y otros elementos, reaparece al final.
Este es el fenómeno que hace posible que las estrellas estén brillando en los cielos.

Causación, Causalidad
Doctrina según la cual toda nueva situación debe haber sido el resultado de un estado anterior. La causación está subyacente en la hipótesis atómica original de los griegos y era común en la física clásica. Ha sido socavada por la mecánica cuántica y, de todos modos, nunca se ha probado que sea esencial para la visión científica del mundo.
En realidad, causalidad no quiere significar otra cosa sino que, todo lo que ocurra, será causa de lo que antes ocurrió: si estudio apruebo, si trabajo gano una paga, si corro más gano la carrera, si me baño estoy limpio, etc.

Cefeida variable
Una estrella variable pulsante cuya periocidad (esto es, el tiempo que su brillo tarde en variar) está directamente relacionada con su magnitud absoluta. Esta correlación entre el brillo y el período hace útiles las cefeidas para medir distancias intergalácticas.
Uno de los grupos importantes de gigantes o supergigantes amarillas variables pulsantes es llamadas así por su prototipo, Delta Cephei. Este término general y aplicado comúnmente a más de un tipo estelar, en particular a los cefeadas clásicas antes mencionadas Delta Cephei, y a los menos numerosas estrellas conocidas como W Virginia.
En su tamaño máximo, los cefeidas son típicamente un 7-15% mayores que en su tamaño mínimo.

Centauros A
Intensa radiofuente o fuente de rayos X situada en la constelación Centauros, identificada con la galaxia elíptica gigante de una magnitud 7 NGC 5128. Centauros A es una radio galaxia clásica con dos pares de lóbulos radioemisores, el mayor de los cuales extendiéndose hasta a 1'5 millones de a.l. y con un chorro que unos 10.000 a.l. de longitud. Estando situada a 15 millones de a.luz, se trata de la radiogalaxia más cercana al Sol. Aunque la galaxia madre se identifica como elíptica, tiene una banda de polvo poco característica cruzándola, que se cree es el resultado de la unión de una galaxia elíptica en otra espiral.
Está situada entre el Grupo Local y el centro del supercúmulo de Virgo.

CERN
Centro Europeo para la Investigación Nuclear. Tiene un acelerador de partículas, el Super Protón Synchotron (SPS), que es un túnel de 7 km situado bajo tierra que permite acelerar protones a 400 GeV, y el Largue Electrón Positron Collider (LEP), en el que son hechos colisionar haces de electrones y haces de positrones (materia con antimateria) a 50 GeV. Situada en Ginebra, Suiza.

Cero absoluto
Cero de la temperatura termodinámica (0º Kelvin) y la menor temperatura teóricamente alcanzable. Es la temperatura a la cual la energía cinética de los átomos y moléculas es mínima. Es equivalente a -273'15ºC ó -459'67ºF.

Chandrasekhar, límite de
Masa máxima de una estrella que no puede colapsarse bajo su propia gravedad por la presión de degeneración tanto de los electrones (en una enana blanca) como de neutrones (en una estrella de neutrones).
Para las enanas blancas la masa estimada de Chandrasekhar es del orden de 1'4 veces la masa del Sol. Para las estrellas de neutrones el valor es peor conocido debido a las incertidumbres en la ecuación de estados de la materia neutrónica, pero se toma generalmente en el rango de 1'5 a 3 veces la masa del Sol (y con casi toda seguridad no más de 5).
Sobrepasando estos límites, la estrella que agote su combustible nuclear de fusión y colapse, será para convertirse en agujero negro.

Ciclo
Conjunto de cambios en un sistema regularmente repetido en el que todos sus parámetros vuelven a su valor original una vez en cada conjunto de cambios. La duración de un ciclo es llamada el período, y el ritmo de repetición del ciclo, llamado la frecuencia, es medido en hertzios.

Ciencia
Estudio sistemático de la naturaleza basado en la suposición de que el universo está regido por principios inteligibles y que, por lo tanto, es posible predecir su conducta, sometiendo los datos de la observación a un análisis lógico y, en ocasiones, estadístico.

Colapso gravitacional
Fenómeno predicho por la teoría de la relatividad general en el que la materia comprimida más allá de una densidad crítica se colapsa como consecuencia de la atracción gravitacional hasta que aparece una singularidad puntual (ver agujero negro). La singularidad resultante del colapso gravitacional puede ser interpretada como una indicación de que se ha llegado al límite de la teoría de la relatividad general y de la necesidad de construir una gravedad cuántica. La hipótesis de la censura cósmica sugiere que el punto final del colapso gravitacional debe ser un agujero negro, pues las singularidades están siempre ocultas en astrofísica, pues suministra una evidencia indirecta de la existencia de los agujeros negros.
También, dependiendo de la masa de la estrella, cuando finalmente agotan su combustible nuclear de fusión (hidrógeno, helio, oxígeno, carbono, etc) y la gravedad no encuentra oposición para realizar su trabajo, las estrellas colapsan bajo su propio peso, no siempre hasta agujeros negros, como nuestro Sol un día en el futuro, podrán colapsar a estrellas enanas blancas o estrellas de neutrones y las supermasivas, estas sí, serán agujeros negros.

Color
Propiedad de los quarks que expresa su conducta bajo la fuerza fuerte. Es análogo al concepto de carga en el electromagnetismo, salvo que en éste hay dos cargas eléctricas (positiva y negativa), mientras que la fuerza intensa tiene tres cargas de color: rojo, verde y azul. El término es arbitrario y no guarda relación alguna con el color en el sentido habitual, lo mismo que el sabor de los quarks, el mal determina la conducta de la fuerza débil en los quarks, no tiene nada que ver con el gusto.
El verdadero color es el que está referido a la sensación producida por la luz de diferentes longitudes de onda cuando inciden en el ojo humano. A pesar de que el espectro visible cubre un rango continuamente variable de colores desde el rojo hasta el violeta, es habitualmente dividido en siete colores (el espectro visible) con los siguientes rangos habituales de onda:
Rojo                740 - 620 nm
Naranja 620 - 585 nm
Amarillo 585 - 575 nm
Verde             575 - 500 nm
Azul       500 - 445 nm
Añil         445 - 425 nm
Violeta 425 - 390 nm
Una mezcla de todos estos colores encontrados en la luz del día produce luz blanca; otros colores producidos cambiando las proporciones u omitiendo componentes.
Una luz coloreada tiene tres atributos: su tono, dependiendo de su longitud de onda; su saturación, dependiendo del grado en el que se aleja de la luz blanca, y su luminosidad.
El rojo, el verde y el azul son los tres colores primarios que, mezclados en la debida proporción nos proporcionarán el resto de los colores.

Cometas
Miembros secundarios del Sistema Solar que, según se cree, son montones de suciedad e hielo que son residuos de la formación del sistema solar. Se cree que hay millones de cometas en la Nube de Oort, una región esférica con un radio de treinta mil a cien mil unidades astronómicas con centro en el Sol. Los cometas que llegan de la Nube de Oort son calentados por el Sol y desarrollan colas brillantes que los hacen visibles en los cielos de la Tierra.

Condición inicial
1. En física, el estado de un sistema en el momento en que comienza una interacción, por ejemplo, el acercamiento de dos electrones que están por iniciar una interacción electromagnética.
2. En cosonología, una cantidad que se inserta en ecuaciones cosmogónicas que describen el universo primitivo.

Condición límite
Restricción a los límites de aplicabilidad de una ecuación. Entre los ejemplos se cuentan la definición de "sistema cerrado" en la termodinámica, y el escenario en el que se destruye la función de onda (Ψ) en la mecánica cuántica. Toda ecuación de la física puede reducirse en principio a dos fundamentos: las condiciones iniciales y las condiciones límites.

Confinamiento
Leyes que identifican una magnitud, como la energía, que permanece inmutable a lo largo de toda una transformación. Se piensa que todas las leyes de conservación involucran simetrías.
Esta ley nos dice que la magnitud total de una cierta propiedad física de un sistema, como la masa, energía o carga se mantiene invariante incluso cuando hay intercambio de esa propiedad entre los componentes del sistema.

Conservación, Leyes de
Leyes que identifican una magnitud, como la energía, que permanece inmutable a lo largo de toda una transformación. Se piensa que todas las leyes de conservación involucran simetría.
Esta ley nos dice que la magnitud total de una cierta propiedad física de un sistema, como la masa, energía o carga, se mantienen invariante incluso cuando hay intercambio de esa propiedad entro los componentes del sistema.

Constantes fundamentales
Aquellos parámetros que no cambian a lo largo del universo. La carga de un electrón, la velocidad de la luz en el espacio vacío, la constante de Planck, la constante gravitacional, la constante eléctrica y la constante magnética, la constante de estructura fina. Se piensa que son todas ellas ejemplos de constantes de los que se pueden denominar fundamentales.
Las que tenemos clasificadas son:
CONSTANTE
Símbolo
Valor en Unidades del SI
Aceleración en caída libre
g
9'80665 ms-2
Carga del electrón
e
1'60217733 (49)x10-19 C
Constante de Avogadro
LINA
6'0221367 (36)x1023 mol-1
Constante de Faraday
F
1'380658 (12)x10-23 JK-1
Constante de gases
R
9'6485309 (29)x104 Cmol-1
Constante de Loschmidt
NL
8'314510 (70) JK-1mol-1
Constante de Planck
h
6'6260755 (40)x10-34 Js
Constante de Stefan-Boltzmann
σ
5'67051 (19)x10-8 Wm-2k-4
Constante eléctrica
e0
8'854187817x10-12 Fm-1
Constante gravitacional
G
6'67259 (85)x10-4 m3Kg-1s-2
Constante magnética
μ0
4πx10-7 Hm-1
Masa en reposo del electrón
Me
9'1093897 (54)x10-31 Kg
Masa en reposo del protón
Mp
1'6749286 (10)x10-27 Kg
Masa en reposo del neutrón
Mn
1'6726231 (10)x10-27 Kg
Velocidad de la luz
c
2'99792458x108 ms-1


Contracción de Lorentz (y de Fitzgerald)
Disminución en la longitud observada de un objeto a lo largo del eje de su movimiento, percibida por un observador externo que no comparte su velocidad.
Fue propuesta independientemente por H. A. Lorente (1.853-1.928) y G. E. Fitzgerald (1.851-1.900) en 1.892 para explicar el resultado negativo del experimento de Michelson-Morley. A la contracción se le dio un marco teórico en la teoría especial de la relatividad de Einstein. En esta teoría, un objeto de longitud l0 en reposo en un sistema de referencia parecerá, para un observador en otro sistema de referencia que se mueve con velocidad relativa v con respecto al primero, tener longitud Contracción de Lorentz, donde c es la velocidad de la luz. La hipótesis original atribuída esta contracción a una contracción real que acompaña al movimiento absoluto del cuerpo. La contracción es en cualquier caso despreciable a no ser que v (velocidad) sea del orden de c (velocidad de la luz).

Corrimiento al rojo
Desplazamiento de las líneas espectrales en la luz proveniente de las estrellas de las galaxias distantes, que se considera producido por la velocidad de alejamiento de las galaxias en un universo en expansión (ley de Hubble).

Cósmica, densidad de la materia. (Densidad crítica)
Densidad de materia que se obtendría si toda la materia contenida en las galaxias fuera distribuida uniformemente a lo largo de todo el universo. Aunque las estrellas y los planetas tienen densidades mayores que la densidad del agua (alrededor 1 gr/cm3), la densidad media cosmológica es extremadamente baja (menos de 10-29 gr/cm3, o 10-5 átomos/cm3), ya que el universo está formado casi exclusivamente por espacio virtualmente vacío entre galaxias. La densidad media de materia determina si el universo continuará expandiéndose o no.
La llamada densidad crítica es la densidad media de materia requerida para que la gravedad detenga la expansión del universo. Un universo con una densidad muy baja se expandirá por siempre, mientras que uno con una densidad muy alta colapsará finalmente. Un universo con exactamente la densidad crítica, alrededor de 10-29 gr/cm3, es descrito por el modelo Einstein-de Sitter, que se encuentra en la línea divisoria de estos dos extremos.
La densidad media de materia que puede ser observada directamente en nuestro universo representa sólo el 20% del valor crítico. Puede haber, sin embargo, una gran cantidad de materia oscura que elevaría la densidad hasta el valor crítico. Las teorías de universo inflacionario predicen que la densidad presente debería ser muy próxima a la densidad crítica; estas teorías requieren la existencia de materia oscura que, hoy por hoy, es el misterio más grande de la astrofísica.

Cósmicos, rayos
Partículas subatómicas, principalmente protones, que atraviesan velozmente el espacio y chocan con la Tierra. El hecho de que sean masivas sumado a sus altas velocidades, hace que contengan considerable energía: de 108 a más de 1022 eV (electrón-voltios).
El 90% de los rayos cósmicos son protones (núcleos de hidrógeno) y partículas alfa (núcleos de helio) la mayor parte del resto. Los núcleos más pesados son muy raros. También están presentes un pequeño número de electrones, positrones, antiprotones y neutrinos y rayos gamma.
Los rayos cósmicos fueron detectados por primera vez durante el vuelo de un globo en 1.912 por V. F. Hess, y el término fue acuñado en 1.925 por el físico norteamericano Robert Andrews Millikan (1.868-1.953).

Cosmología
1.Ciencia que se ocupa de estudiar la estructura y la composición del universo como un todo. Combina la astronomía, la astrofísica y la física de partículas y una variedad de enfoques matemáticos que incluyen la geometría y la topología.
2.Teoría cósmica particular.

Cosmología constante
Un término empleado a veces en cosmología pasa expresar una fuerza de "repulsión" o "repulsión cósmica", como la energía liberada por el falso vacío que los modelos del universo inflacionario consideran que potenció exponencialmente la expansión del universo. Que exista tal repulsión cósmica o que haya desempeñado alguna vez un papel en la historia cósmica es un problema aún no resuelto, como ocurre con la constante cosmológica de Einstein.

Coulomb, barrera
Zona electromagnética de resistencia que rodea a los protones (o a otras partículas eléctricamente cargadas) y que tiende a repeler a otros protones (o a otras partículas) de igual carga.
El fenómeno esta referido a la Ley de Coulomb, campo de Coulomb, difusión de Coulomb que rodea a un núcleo atómico que publicó por primera vez en 1.785 Charles de Coulomb. La ley es ahora escrita usualmente F = Q1Q2/4πЄd2.

Creacionismo
Creencia de que el universo fue creado por Dios en un pasado reciente, como implican las interpretaciones literales de la cronología bíblica, y que las especies de la Tierra, todos los seres vivos, no surgieron de la evolución darwiniana, sino que todas fueron creadas al mismo tiempo.
Hoy día tal afirmación no puede ser tomada en serio. La ciencia demuestra su inconsistencia y hasta los mismos teólogos de la Iglesia dicen que tales referencias son metáforas para el mejor entendimiento de la gente sencilla. Una excusa muy pobre justificar lo imposible.

Cromodinámica cuántica
La teoría cuántica de la fuerza nuclear fuerte, que considera transmitida por cuantos llamados gluones. El nombre deriva de la designación de un número cuántico llamado color para designar el funcionamiento de los quarks en respuesta a la fuerza fuerte.
Es una teoría gauge que describe las interacciones fuertes en términos de quarks y antiquarks y del intercambio de gluones no masivos entre ellos. La cromodinámica cuántica es similar a la electrodinámica cuántica (QED), siendo el color análogo de la carga eléctrica y el gluón análogo al fotón.
El grupo gauge de QCD es no abeliano y la teoría es mucho más complicada que la electrodinámica cuántica; la simetría gauge en QCD no es una simetría rota.
QCD tiene la importante propiedad de la libertad asintótica: la propiedad de que a muy altas energías (y, por tanto, cortas distancias) las interacciones entre quarks tienden a cero a medida que las distancias entre ellos tienden a cero. Debido a la libertad asintótica, la teoría de perturbaciones puede ser usada para calcular los aspectos de alta energía de las interacciones fuertes, como las descritas por el modelo de partones.
Teoría de gran avance de la mecánica cuántica.



Cuanto
Cantidad mínima en que ciertas propiedades de un sistema, como la energía o el momento angular, pueden cambiar. Dichas propiedades no pueden, por tanto, variar continuamente, sino en múltiples enteros del cuanto relevante.
Este concepto constituye la base de la teoría cuántica y se debe a Max Planck. En ondas y campos, el cuanto puede ser considerado como una excitación, dando lugar a una interpretación en términos de partículas de la onda o el campo.
Por tanto, el cuanto del campo electromagnético es el fotón y el gravitón es el cuanto del campo gravitacional. De manera resumida y sencilla podríamos decir que un cuanto es la unidad básica de energía.

Cuerdas, teoría de
Teoría según la cual las partículas subatómicas dejan de ser puntuales y tienen extensión a lo largo de un eje, y sus propiedades están determinadas por el ordenadamiento y la vibración de las cuerdas que se presentan en forma de línea o lazo (una cuerda cerrada). Los estados de una partícula pueden ser producidos por ondas estacionarias a lo largo de esta cuerda. La combinación de la teoría de cuerdas, la súpersimetría y la súper gravedad, y la cuerda heterótica, ha dado lugar a la teoría de supercuerdas y, a su vez, todas ellas han desembocado en la teoría M de Edgard Witten que las engloba a todas como partes de un todo.
Esta teoría desarrollada e inspirada a partir de la teoría de cinco dimensiones (Teoría de Kaluza-Klein), es la esperanza de la física para que de una vez por todas se pueda exponer una teoría del Todo que incluya tanto a la mecánica cuántica como a la gravedad, hasta ahora imposible.
La teoría de supercuerdas sólo se puede explicar en 10 y 26 dimensiones, donde encuentra los espacios suficientes para incluir todos los elementos que teorías anteriores han rechazado y, parece que, será posible finalizar una teoría cuántica de la gravedad, el sueño perseguido por los mejores físicos, entre ellos Einstein.

Cuerpo negro, curva del
Cuerpo hipotético que absorbe toda la radiación que incide sobre él. Tiene por tanto, una absortancia y una emisividad de 1.
Mientras que un auténtico cuerpo negro es un concepto imaginario, un pequeño agujero en la pared de un recinto a temperatura uniforme es la mejor aproximación que se puede tener de él en la práctica.
La radiación de cuerpo negro es la radiación electromagnética emitida por un cuerpo negro. Se extiende sobre todo el rango de longitudes de onda y la distribución de energía sobre este rango tiene una forma característica con un máximo de una cierta longitud de onda, desplazándose a longitudes de onda más cortas al aumentar la temperatura (ver Ley de Stefan y Desplazamiento de Wien, ley de).

Cúmulo de estrellas
Conjunto de estrellas unidas por la gravitación, más pequeños y menos masivos que las galaxias. Los cúmulos "globulares" son más abundantes; son viejos y pueden contener de cientos de miles de millones de estrellas; se les encuentra dentro y lejos del Disco Galáctico.
Se extienden sobre un radio de unos pocos megapársecs (también existen pequeños grupos de galaxias, como nuestro Grupo Local de sólo unas 30 galaxias.)

Darwinismo o darvinismo
Teoría de que las especies surgen mediante la selección natural de mutaciones al azar que mejor se adapta a las condiciones cambiantes en una Tierra en general uniformista.

Datación por carbono. (Datación por radio carbono)
Método para estimar los hallazgos arqueológicos de origen biológico. Como resultado de la radiación cósmica, una pequeña parte de los núcleos de nitrógeno atmosférico están siendo continuamente transformados por bombardeo de neutrones en núcleos radiactivos de carbono-14.
Nitrógeno -> Carbono
Algunos de estos átomos de radiocarbono se introducen en árboles vivos y otras plantas en forma de dióxido de carbono, como resultado de la fotosíntesis. Cuando el árbol es cortado, la fotosíntesis se detiene y la relación entre átomos de radiocarbono y carbono estable comienza a disminuir al desintegrarse el radiocarbono. La razón 14C/12C del espécimen puede ser medida, permitiendo calcular el tiempo que ha transcurrido desde que el árbol fue cortado.
Se ha demostrado que el método da resultados consistentes para especímenes de hasta 40.000 años de antigüedad, aunque su precisión depende de algunas hipótesis sobre la intensidad de la radiación cósmica en el pasado. Esta técnica fue desarrollada por Willard F. Libby (1.908-1.980).
También se puede datar por marcas de fisión (edad del vidrio y minerales), datación por potasio-argón (para ciertas rocas), datación por rubidio-estroncio (para especímenes geológicos), datación por termo luminiscencia, datación por uranio-plomo (datación de ciertas rocas que se fundamenta en la desintegración del radioisótopo de uranio-238 a plomo-206 -vida media 4'5x109años-), datación química (fosfatos de huesos enterrados que son sustituidos lentamente por iones de flúor del agua subterránea. La medida del flúor nos dará una edad para los huesos enterrados).
Otros métodos más precisos se basan en que los aminoácidos en los organismos vivos son isómeros óptimamente levógiros.

DCT
Forma abreviada empleada en "Breve historia del Universo" que se expone al principio de este trabajo, para expresar o significar "Después del comienzo del tiempo", en referencia al instante posterior al Big Bang cuándo empezó a expandirse el universo, creando el espacio y también el tiempo.

Deceleración, parámetro de
Magnitud que indica el ritmo al que está disminuyendo la expansión del universo, debido al efecto de freno de la atracción gravitacional de las galaxias, las unas sobre las otras.
Es una función de la densidad de la materia cósmica y en función del grado de esta densidad crítica, el universo continuará expandiéndose para siempre o por el contrario, se producirá el Big Crunch, mediante el cual, todas las galaxias se pararán por la fuerza de gravedad y comenzarán el recorrido contrario, hasta que de nuevo, se junte toda la materia del universo en una enorme bola de fuego, contrayéndose hasta alcanzar una densidad y energía infinitas, una singularidad, y, de nuevo, otro Big Bang y el ciclo comienza de nuevo.

Degeneración
Estado de la materia producido cuando las partículas atómicas tienen el mayor empaquetamiento físicamente posible, con densidades de varios miles de toneladas por centímetro cúbico. Las partículas que están muy juntas no pueden tener la misma energía, debido al principio de exclusión de Pauli y, como resultado, las partículas se repelen entre sí. Esto provoca una presión de degeneración que, al contrario que la presión térmica, depende sólo de la densidad y no de la temperatura.
Es la principal responsable de la resistencia al colapso gravitacional de las enanas blancas (degeneración de electrones) y de las estrellas de neutrones (degeneración de neutrones).
También existe materia degenerada en el núcleo de las estrellas poco masivas que han agotado su hidrógeno, en las enanas marrones y en las regiones centrales de los planetas gigantes.

Densidad crítica. (densidad de materia)
Densidad media de materia requerida para que la gravedad detenga la expansión del universo (deceleración). Un universo con una densidad muy baja se expandirá para siempre, mientras que uno con una densidad muy alta colapsará finalmente. Un universo con exactamente la densidad crítica, alrededor de 10-29 g/cm3, es descrito por el modelo Einstein-de Sitter, que está en el termino medio de los dos anteriores, o sea, el universo abierto, el universo cerrado y el universo plano.
No se conoce de manera exacta la densidad crítica del universo, la misteriosa materia oscura, lo impide. La materia que forma todas las galaxias del universo con la diversidad de objetos que contienen, están formadas por materia bariónica: quarks, protones, neutrones y electrones, ésto es, hadrones y leptones que sólo suponen una pequeña parte de la materia necesaria para que las galaxias se muevan a las velocidades observadas, por lo que, se deduce la existencia de otra clase de materia (la materia oscura) que hay que buscar.

Desacoplamiento
Etapa temprana en la historia del universo cuando, de acuerdo con la teoría del Big Bang, las partículas de materia cesaron de interaccionar con la radiación. El desacople tuvo lugar en diferentes instantes, y por tanto, a distintas temperaturas, para cada tipo de partícula.
Los neutrinos, por ejemplo, se desacoplaron de la radiación de fondo a una temperatura de unos 1010 K (aproximadamente 1 s después del Big Bang), mientras que la materia ordinaria se desacopló a una tempreatura de unos pocos miles de grados K (transcurridos unos 200 ó 300.000 años).
Después de que la materia y la radiación se desacoplaran, el fondo de radiación se propagó libremente por el universo en expansión.

Desintegración beta
Desintegración radiactiva en la que un núcleo atómico se desintegra espontáneamente en un núcleo hijo, liberando dos partículas subatómicas. O bien un neutrón se transforma en un protón, liberando un electrón y un antineutrino, o bien un protón se transforma en un neutrón, liberando un positrón y un neutrino. El núcleo resultante tiene el mismo número másico que el núcleo original (es decir, el mismo número total de protones y neutrones), pero el número atómico difiere en una unidad. Los electrones o positrones emitidos se conocen como partículas beta.

Deuterio
Isótopo del hidrógeno, cuyo núcleo está compuesto por un protón y un neutrón. Se piensa que el deuterio se produjo en el Big Bang como un subproducto de las reacciones nucleares que producen helio. Ésto constituye una prueba potencialmente importante del modelo del Big Bang, ya que el deuterio no puede producirse con facilidad en las estrellas, y cualquier cantidad significativa de deuterio observada en la actualidad tendría presumiblemente origen primordial.

Dilatación del tiempo
Ralentización del tiempo que ocurre a velocidades próximas a la de la luz, predicha por la teoría especial de la relatividad de Einstein.
Un reloj que se mueve en relación a un observador parecerá retrasarse en el factor Dilatación del tiempo, donde v es la velocidad relativa y c la de la luz.
A velocidades ordinarias, como las que ocurren en la Tierra, el efecto no es apreciable, pero el retraso aumenta rápidamente a medida que v se aproxima a c.
No sólo los relojes se atrasan, sino que todos los procesos se ralentizan, de manera que un astronauta parecerá haber envejecido menos tras un viaje a altas velocidades que una persona que permaneció en la Tierra. El tiempo transcurre más despacio para el astronauta que, a esas velocidades relativistas, vive mucho más lentamente. Él no lo percibe, sin embargo, un observador que lo pudiera estar mirando, lo vería moverse como a cámara lenta en el cine.

Dirac, cosmología de
Teoría cosmológica construida bajo la hipótesis de los grandes números que relaciona las constantes fundamentales de la física subatómica con las propiedades a gran escala del universo, como su edad y densidad media. Es debida al físico-matemático inglés Paul Adrien Maurice Dirac (1.902-1.984).
La teoría de Dirac no está muy aceptada, aunque introdujo algunas ideas relacionadas con el principio antrópico.

Dirac, ecuación de
Descripción matemática del electrón, efectuada por Paul Dirac, basada en la mecánica cuántica y la relatividad especial donde predijo también, la existencia del positrón.

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 me) 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) = 2'82x10-13 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 1'6x10-12 ergios, o 1'602x10-19 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 (5x108 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?

Estelar, evolución
Formación de núcleos atómicos complejos a partir de núcleos más simples en las estrellas, y con el resultado de las sucesivas generaciones de estrellas y planetas contienen una variedad mayor de elementos químicos que sus predecesores.
En este punto no tengo más remedio que dejar una anotación breve sobre un hecho importantísimo: estamos constituidos de carbono, nitrógeno y otros elementos complejos que, un día muy lejano en el tiempo, se fabricó en las estrellas, seguramente situadas a miles de millones de años-luz de nuestro Sistema Solar. Aquellas estrellas fabricaron el material que fue arrojado al espacio mediante explosiones de supernovas para hacer posible que surgiera nuestro Sistema Solar, el planeta Tierra y... nosotros mismos que, a partir de la materia inerte, hemos evolucionado hasta tener la conciencia de ser.
Estamos hechos de polvo de estrellas.

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 6'3x1014 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.

Fase, transición de
Cambio abrupto en el estado de equilibrio de un sistema, producido por el enfriamiento del universo primitivo a medida que se enfrió.
Cambio de característica de un sistema. Algunos ejemplos de transiciones de fase son los cambios de sólido a líquido, líquido a gas y los cambios inversos. Las transiciones de fase pueden ocurrir al alterar variables como la temperatura y la presión.
Las transiciones de fase se pueden clasificar por su orden. Si hay un calor latente no nulo, la transición se dice que es de primer orden. Si el calor latente es cero, se dice que es transición de segundo orden.
El mejor ejemplo en nosotros es cuando una mujer se queda embarazada; la transición de fase es completa.

Fermi
Unidad de longitud utilizada antiguamente en física nuclear. Es igual a 10-15 metros. En unidades del SI es igual a un fentometro (fm). Se llama así en honor al físico italiano (nacionalizado estadounidense) Enrico Fermi (1.901-1.954).
A Fermi debemos la constante de acoplamiento, símbolo Gw, asociada a las interacciones débiles que dan lugar a la desintegración beta. Esta constante tiene el valor 1'435x10-36 Julios metro3.
También es conocido "el Nivel de Fermi"; energía en un sólido en el que el número medio de partículas por estado cuántico es ½, es decir, la mitad de los estados cuánticos están ocupados. Igualmente podríamos hablar de la estadística de Fermi-Dirac.
El Fermio, de símbolo Fm, es un elemento transuránico radiactivo y metálico perteneciente a los actínidos; n.a. 100, número másico del isótopo más estable, 257 (vida media, 10 días). Se conocen diez isótopos. El elemento fue identificado por primera vez por A. Ghiorso y su equipo en los restos de la primera explosión de una bomba de hidrógeno en 1.952. El nombre, como es lógico deducir, es en honor de Enrico Fermi.
El fermión, partícula elemental (o estado ligado de partículas elementales, por ejemplo, un núcleo atómico o un átomo) con espín semientero, es decir, una partícula que obedece la estadística Fermi-Dirac, también lleva su nombre en honor a Fermi.
Fue uno de los grandes de la física teórica y experimental y de él son aquellas simpáticas anécdotas que se cuentan:
Alguien preguntó a Fermi por el nombre de unas partículas. «si yo supiera el nombre de todas las partículas habría sido botánico», contestó.
En relación a unos comentarios sobre la vida extraterrestre dijo, o más bien preguntó: «Si es verdad que existen civilizaciones inteligentes en otros planetas y que viajan por el espacio ¿Por qué no han visitado la Tierra?»
Bueno, si pudiera contestar a Fermi, le daría mil razones lógicas y técnicas del porqué no están aquí esos visitantes extraterrestres, sin embargo, sería necio pensar que no existen.

Fermión
Partícula elemental (o estado ligado a partículas elementales, por ejemplo un núcleo atómico o un átomo) con espín semientero; es decir, una partícula que obedece a la estadística de Fermi-Dirac.

Feynman, diagrama de
Los cálculos basados en teoría de perturbaciones usando "diagrama de Feynman" permiten obtener un acuerdo entre la teoría electrodinámica y los experimentos con una precisión mayor que una parte entre 109. Debido a esto, QED (electrodinámica cuántica) es la teoría más precisa conocida en la ciencia física.
Aunque muchos de los efectos calculados en electrodinámica cuántica son muy pequeños (sobre 4x10-6 eV), dicha separación en los niveles de energía en los espectros de los átomos son de gran importancia para demostrar la realidad física de las fluctuaciones y la polarización del estado de vacío. QED es una teoría gauge para el que el grupo gauge es abeliano.

Física
Ciencia que estudia las leyes que determinan la estructura del universo con referencia a la materia y la energía de la que está constituido. Se ocupa no de los cambios químicos que ocurren, sino de las fuerzas que existen entre los objetos y las interrelaciones entre la materia y la energía.
Tradicionalmente, el estudio se dividía en campos separados: calor, luz, sonido, electricidad y magnetismo y mecánica. Desde el siglo XX, sin embargo, la mecánica cuántica y la física relativista (Max Planck en 1.900 y Einstein en 1.905) han sido cada vez más importantes; el desarrollo de la física moderna ha estado acompañado del estudio en física atómica, física nuclear y física de partículas.
La física de los cuerpos astronómicos y sus interacciones recibe el nombre de astrofísica; la física de la Tierra se conoce como geofísica, y el estudio de los aspectos físicos de la biología se denomina biofísica, todo ello, en lo posible para cada apartado: en física teórica (sin límite de imaginación e ingenio) y física experimental para comprobar la otra (con el límite de un techo en energía y en tecnología).
La física clásica se refiere a la física anterior a la introducción del principio cuántico e incluye la mecánica newtoniana que consideraba la energía como un continuo. Es estrictamente causal, no como en la física cuántica, donde la energía no se transmite en un continuo sino en paquetes discretos llamados cuantos.
La física de partículas es la que se centra en el estudio de las más pequeñas estructuras conocidas de la materia y la energía: quarks y gluones, para formar protones, neutrones, partículas sigmas y omega menos (bariones) o kaones, piones, etc, (mesones) todos ellos hadrones. Y la familia de los leptones con los electrones, muones y partícula Tau; todas ellas con sus correspondientes neutrinos, con el fotón como partícula transmisora de la fuerza electromagnética. Las partículas W+, W- y Z0 son los bosones vectoriales que transmiten la fuerza nuclear débil.
En solitario, sin querer hacer amistad con el resto de las fuerzas, tenemos la gravitatoria que está intermediada por una partícula llamada gravitón que aun no hemos podido detectar; es una hipótesis.

Fisión nuclear
Reacción nuclear en la que un núcleo pesado (como el uranio) se divide en dos partes (productos de fisión), emitiendo además dos o tres neutrones y liberando una cantidad de energía equivalente a la diferencia entre la masa en reposo de los neutrones y los productos de fisión y la masa del núcleo original.
La fisión puede ocurrir espontáneamente o como resultado del bombardeo con neutrones. Por ejemplo, la fisión de un núcleo de uranio-235 por un neutrón lento puede proceder como sigue:
235U + n → 148La + 85Br + 3n
La energía liberada es aproximadamente 3x1011 J por núcleo de 235U. Para 1 Kg de 235U esto es equivalente a 20.000 megavatios hora: la cantidad de energía producida por la combustión de 3x106 toneladas de carbón. La fisión nuclear es el proceso que ocurre en los reactores nucleares y en las bombas atómicas.
En realidad es una fuente de energía necesaria por las exigencias del mercado. Sin embargo, no es nada recomendable ni ecológica; sus radiaciones son muy nocivas para los seres vivos y sus residuos no son reciclables y difíciles de guardar, aparte del enorme coste económico. Hay que buscar otras fuentes de energía, sobre todo, la fusión nuclear, limpia y con residuos reciclables y no nocivos.
De momento, un sueño para el futuro (30 años).

Fon
Unidad de sonoridad que mide la intensidad de un sonido relativo a un tono de referencia de intensidad y frecuencia definida. El tono de referencia normalmente tiene una frecuencia de un Kilohertzio y una presión cuadrática media del sonido de 2x10-5 pascales.
Si la intensidad del tono de referencia ha sido aumentada en n decibelios hasta conseguirlo (la medición), el sonido que esta siendo medido se dice que tiene una intensidad de n fons. Las escalas del decibelio y del fon no son idénticas, ya que la escala del fon es subjetiva y depende de la sensibilidad del oído para detectar cambios en la intensidad y la frecuencia.

Fondo, radiación de
Radiación ionizante de baja intensidad presente en la superficie de la Tierra y en la atmósfera como resultado de la radiación cósmica y la presencia de radioisótopos en las rocas terrestres, suelo y atmósfera.
Los radioisótopos son tanto naturales como resultado de la parada de centrales nucleares o gases residuales de centrales eléctricas.
La radiación de fondo debe tenerse en cuenta cuando se mide la radiación producida por una fuente específica.

Fonón
Cuanto de energía vibracional de la red cristalina que tiene una energía hf, donde h es la constante de Planck y f es la frecuencia de la vibración.
Los fonones son análogos a los cuantos de luz, es decir, los fotones.
El concepto de fonón es útil en el estudio de la conductividad térnica en los sólidos no metálicos y de la dependencia en la temperatura de la conductividad eléctrica de los metales (teniendo en cuenta las interacciones electrón-fonón).

Fósiles
Restos geológicos de lo que fueron seres vivos en el pasado.

Fotón
Partícula con masa en reposo nula consistente en un cuanto de radiación electromagnética. El fotón también puede ser considerado como una unidad de energía (hf, ver fonón).
Los fotones viajan a la velocidad de la luz. Son necesarios para explicar el efecto fotoeléctrico y otros fenómenos que requieren que la luz tenga carácter de partícula.


Foucault, péndulo de
Péndulo simple en el que un peso unido a un largo cable es libre de oscilar en cualquier dirección. Como resultado de la rotación de la Tierra, el plano de oscilación del péndulo gira lentamente (en los polos de la Tierra completa una revolución cada 24 horas).
Fue inventado por el francés Jean Bernard León Foucault (1.819-1.868) en 1.851, cuando lo puso en la Torre Eiffel para demostrar la rotación de la Tierra.

Fraunhofer, líneas de
Líneas oscuras de un espectro.
Podríamos considerar aquí la difracción de Fraunhofer, en la que la fuerza de la luz y la pantalla receptora están en la práctica a distancia infinita del objeto difractante, de forma que los frentes de ondas se pueden considerar planos en vez de esféricos.
En la práctica utiliza haces paralelos de luz. Puede ser considerado como un caso extremo de la difracción de Fresnel, pero es más práctico para explicar los patrones producidos por una rendija o por muchas rendijas.
Fue estudiado por el óptico alemán Joseph von Franhofer (1.787-1.826).

Fuerza
De símbolo F. Agente que tiende a cambiar el momento de un cuerpo masivo, definido como una magnitud proporcional al ritmo de crecimiento del momento. Para un cuerpo de masa m que viaja a la velocidad v, el momento es mv.
En un sistema coherente de unidades, la fuerza está dada por F=d(mv)/dt. Si la masa es constante, F = mdv/dt = ma, donde a es la aceleración (ver leyes de movimiento de Newton).
La unidad del SI de fuerza es el Newton. Las fuerzas aparecen siempre en pares de acción y reaccionan iguales y opuestas entre los cuerpos, aunque a menudo es conveniente pensar en un cuerpo situado en un campo de fuerza.
Sobre las clases de fuerzas podríamos ocupar muchas de estas páginas: fuerza centrífuga, centrípeta, coerciva, contraelectromotriz, de cizalladura, de intercambio, electromotriz, iónica, etc. Sin embargo me limitaré a reflejar brevemente las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza.
Cualquiera de los cuatro tipos diferentes de interacciones que pueden ocurrir entre cuerpos pueden tener lugar incluso cuando los cuerpos no están en contacto físico, y juntas pueden explicar todas las fuerzas observadas que pueden ocurrir en el universo.

Fuerza electromagnética
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 las partículas cargadas pero, al contrario que las interacciones gravitacionales, pueden ser tanto atractivas como repulsivas.
Algunas partículas neutras se desintegran por interacciones electromagnéticas. La interacción se puede interpretar tanto como un campo clásico de fuerzas (ley de Coulomb) 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.

Fuerza gravitacional
La interacción gravitacional (unas 1040 veces más débil que la interacción electromagnética) es la más débil de todas. La fuerza que genera actúa entre todos los cuerpos que tienen masa, y la fuerza siempre es atractiva.
La interacción puede ser comprendida utilizando un campo clásico en el que la intensidad de la fuerza disminuye con el cuadrado de la distancia entre los cuerpos interaccionantes (Ley de Gravitación de Newton).
El hipotético cuanto de gravitación, el gravitón, es también un concepto útil en algunos contextos.
En la escala atómica, la fuerza gravitacional es despreciablemente débil, pero a escala cosmológica, donde las masas son enormes, es inmensamente importante para mantener a los componentes del universo juntos ya que, sin esta fuerza de la naturaleza, el universo sería un caos de estrellas, planetas y demás objetos cosmológicos vagando por el espacio, sin rumbo ni destino final que no fuera colisionar entre ellos.
Debido a que las interacciones gravitacionales son de largo alcance, hay una teoría macroscópica bien definida, que es la relatividad general de Einstein, que nos explica de manera clara y precisa como, en presencia de grandes masas como planetas, estrellas o galaxias entre otros, el espacio se curva alrededor de estas masas enormes y da lugar a lo que llamamos gravedad.
Por el momento no hay una teoría cuántica de la gravedad que sea satisfactoria. Es posible que la teoría de supercuerdas pueda dar esa deseada teoría cuántica de la gravitación que sea consistente, además de unificar la gravedad con las demás fuerzas fundamentales.

Fuerza nuclear débil
Es unas 1010 veces menor que la interacción electromagnética. Ocurre entre leptones y en la desintegración de los hadrones. Es responsable de la desintegración beta de las partículas y núcleos.
En el modelo actual, la interacción débil se entiende como una fuerza mediada por el intercambio de partículas virtuales, llamadas bosones vectoriales intermediarios.
Las interacciones débiles son descritas por la teoría electrodébil, que las unifica con las interacciones electromagnéticas.
Modelo Weinberg-Salam.

Fuerza nuclear fuerte
La interacción fuerte (la más potente de todas, es unas 102 veces mayor que la fuerza electromagnética) aparece sólo entre los hadrones y es la responsable de la fuerza entre los nucleones que confiere a los núcleos de los átomos gran estabilidad, haciendo posible que se formen las células para constituir materia.
Actúa a muy corta distancia dentro del núcleo; es tan corto su alcance que está en el orden de 10-15 metros y se puede interpretar como una interacción mediada por el intercambio de mesones virtuales, los gluones. Esta fuerza es descrita por una teoría gauge llamada cromodinámica cuántica.

Fusión nuclear
Reacción nuclear en la que los núcleos atómicos de bajo número atómico se fusionan para formar núcleos pesados con la liberación de grandes cantidades de energía.
En las reacciones de fisión nuclear se utiliza un neutrón para romper un núcleo grande, pero en la fusión nuclear los dos núcleos reactivos tienen que ser hechos colisionar (dos protones que se fusionan).
Como ambos núcleos están positivamente cargados, hay una intensa fuerza repulsiva entre ellos que sólo puede ser superada si los núcleos reactivos tienen energías cinéticas muy altas. Estas altas energías implican temperaturas del orden de 108 K.
Como la energía cinética requerida aumenta con la carga nuclear (es decir, el número atómico), las reacciones entre núcleos de bajo número atómico son las más fáciles de producir.
A estas elevadas temperaturas, sin embargo, las reacciones de fusión se automantienen: los reactivos a estas temperaturas están en forma de plasma (es decir, núcleos y electrones libres), con los núcleos poseyendo suficiente energía como para superar las fuerzas de repulsión electromagnéticas.
La fusión nuclear es la responsable del brillo de las estrellas; es allí, en sus inmensos hornos termonucleares situados en el núcleo, donde se produce la fusión nuclear que, por ejemplo, en estrellas medianas como nuestro Sol, fusionan cada segundo 4.654.000 toneladas de hidrógeno en 4.650.000 toneladas de helio. Las 4.000 toneladas restantes son enviadas al espacio en forma de luz y de calor y, en el caso concreto del Sol, una pequeña parte de esta luz y este calor, llega al planeta Tierra para hacer posible la vida.

Galaxia
Vasta colección de estrellas, polvo y gas unidos por la atracción gravitatoria que se genera entre sus diversos componentes. Las galaxias son usualmente clasificadas por su forma en elípticas, espirales o irregulares. Las galaxias elípticas aparecen como nubes elipsoidales de estrellas con muy poca estructura interna aparte de (en algunos casos) un núcleo más denso.
Las galaxias espirales son colecciones de estrellas con forma de disco plano con prominentes brazos espirales. Las galaxias irregulares no tienen estructura o forma aparente.
El Sol pertenece a una galaxia espiral conocida como Galaxia o Vía Láctea, que contiene unas 1011 estrellas (cien mil millones) y tiene unos 30.000 pársecs* de longitud con un grosor máximo en el centro de unos 4.000 pársecs*.
El Sol está a unos 10.000 pársecs* del centro de la galaxia; esto hace que nuestro Sistema Solar esté en la periferia de la Vía Láctea, en el brazo espiral Perseo.
Las galaxias se hallan separadas entre sí por enormes distancias. La galaxia vecina a la nuestra, la galaxia Andrómeda, está situada a una distancia de 6'7x105 pársecs*, o lo que es lo mismo 2'3 millones de años-luz de nosotros.
*Pársec: De símbolo pc. Unidad estelar de 3'2616 años-luz ó 206.265 unidades astronómicas, ó 30'857x1012 Km


Gamma, rayos
(Rayos γ) Radiación electromagnética con longitudes de onda menores de unos 0'01 nanómetros (nm). Los rayos gamma son los fotones de mayor energía del espectro electromagnético. Sus energías varían desde los 100 KeV hasta al menos 10 GeV.

Gauge en la red o simplemente Gauge, teoría
La primera se refiere a una formulación de las teorías gauge en la que el espacio y el tiempo se toman como discretos en vez de como continuos. Al final de los cálculos en teorías gauges en la red es necesario tomar el límite del continuo.
La teoría gauge en la red es utilizada para hacer cálculos en algunas teorías gauge con fuertes acoplamientos, como la cromodinámica cuántica, en los que muchas de las características importantes de la teoría no se pueden obtener por la teoría de perturbaciones.
La teoría gauge en la red es particularmente adecuada para cálculos numéricos y computacionales. Se pueden aplicar técnicas de mecánica estadística a las teorías gauge en la red.
Las dificultades surgen al añadir fermiones a la red, aunque se han diseñado varios remedios para superar estas dificultades.
Si nos referimos a la teoría gauge sin más, estamos hablando de cualquiera de las teorías cuánticas de campo creadas para explicar las interacciones fundamentales. Una teoría gauge requiere un grupo de simetría para los campos y los potenciales (el grupo gauge).
En el caso de la electrodinámica, el grupo es abeliano (los grupos que son conmutativos en este sentido se denominan abelianos, por el matemático noruego Niels Henrik Abel, que murió muy joven en trágicas circunstancias).
Evidentemente, cualquier grupo que pueda representarse simplemente por la multiplicación de números complejos debe ser abeliano. Dos de las categorías más importantes de grupos: los grupos finitos y los grupos continuos (o grupos de Lie). Sophus Lie, matemático noruego responsable de la teoría de grupos continuos (1.842-1.899).
Las teorías gauge para las interacciones fuertes y débiles utilizan grupos no abelianos que son conocidos como teorías de Yang-Mills. Esta diferencia explica por que la electrodinámica cuántica es una teoría mucho más simple que la cromodinámica cuántica, que describe interacciones fuertes, y la teoría electrodébil, que es la teoría unificada de las interacciones débiles y electromagnéticas.
En el caso de la gravedad cuántica, el grupo gauge es mucho más complicado que los grupos gauge de las interacciones fuertes como de las débiles.
Las interacciones entre partículas están explicadas por el intercambio de partículas (bosones vectoriales intermediarios o bosones gauge): gluones para la fuerza fuerte, fotones en la fuerza electromagnética, W y Z en la fuerza nuclear débil, gravitón para la fuerza de gravedad.

Gauss
De símbolo G. Unidad del Sistema c.g.s de densidad de flujo magnético.
Es igual a 10-4 tesla.
El nombre se puso en honor al matemático Karl Gauss (1.777-1.855).

Gluones
Cuantos que transmiten fuerza nuclear fuerte, al igual que los fotones en la interacción electromagnética, los bosones vectoriales intermediarios W+, W- y Z0 en la interacción nuclear débil, y el gravitón en la interacción gravitatoria. Los gluones son bosones sin masa. En consecuencia, algunos físicos, para simplificar, agrupan todos los cuantos transmisores de fuerza bajo el termino gluones que en la fuerza nuclear fuerte forman una red que crea el campo de fuerza que mantiene unidos los quarks.
Ampliaré la explicación en "Partículas elementales".

Gravitón
Partícula hipotética que es un cuanto de energía intercambiado en una interacción gravitacional. Dicha partícula no ha sido observada aún, pero se postula que es la responsable de las interacciones gravitacionales consistentes con la mecánica cuántica. Se espera que viaje a la velocidad de la luz, que tenga masa en reposo nula y espín 2.

GTU
Siglas de Gran Teoría Unificada.

Fuente: http://www.emiliosilveravazquez.com/glosario.php?letra=a


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