Efecte Doppler

Efecte Doppler, anomenat així per l’austríac Christian Doppler consisteix en la variació de la longitud d’ona de qualsevol tipus d’ona emesa o rebuda per un objecte en moviment. Doppler va proposar aquest efecte en 1842 en una monografia titulada “Über das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels´´ ( “Sobre el color de la llum en estrelles binàries i altres astres”).

La seva hipòtesi va ser investigada el 1845 per al cas d’ones sonores pel científic holandès Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot, confirmant que el to d’un so emès per una font que s’aproxima a l’observador és més agut que si la font s’allunya. Hippolyte Fizeau va descobrir independentment el mateix fenomen en el cas d’ones electromagnètiques en 1848. A França aquest efecte es coneix com “Efecte Doppler-Fizeau”.
Un micròfon immòbil registra les sirenes dels policies en moviment en diversos tons depenent de la seva adreça relativa.
En el cas de l’espectre visible de la radiació electromagnètica, si l’objecte s’allunya, la seva llum es desplaça a longituds d’ona més llargues, desplaçant cap al vermell. Si l’objecte s’apropa, la seva llum presenta una longitud d’ona més curta, desplaçant cap al blau. Aquesta desviació cap al vermell o el blau és molt lleu fins i tot per a velocitats elevades, com les velocitats relatives entre estrelles o entre galàxies, i l’ull humà no pot captar, només mesurar indirectament utilitzant instruments de precisió com espectròmetres. Si l’objecte emissor es mogués a fraccions significatives de la velocitat de la llum, llavors sí seria apreciable de forma directa la variació de longitud d’ona.
No obstant això hi ha exemples quotidians d’efecte Doppler en els que la velocitat a la qual es mou l’objecte que emet les ones és comparable a la velocitat de propagació d’aquestes ones. La velocitat d’una ambulància (50 km / h) pot semblar insignificant respecte a la velocitat del so al nivell del mar (uns 1.235 km / h), però es tracta d’aproximadament un 4% de la velocitat del so, fracció prou gran com per provocar que s’apreciï clarament el canvi del so de la sirena des d’un to més agut a un de més greu, just en el moment en que el vehicle passa al costat de l’observador.

La Teoria Inflacionaria

La  Teoria Inflacionaria

En la comunitat científica té una gran acceptació la teoria inflacionaria, proposta per Alan Guth als anys setanta, que intenta explicar els primers instants de l’univers. Es basa en estudis sobre camps gravitatoris Fortis, com els que hi ha prop d’un forat negre. Suposadament res existia abans de l’instant en que el nostre univers era de la dimensió d’un punt amb densitat infinita, coneguda com una singularitat. En aquest punt es concentraven tota la matèria, l’energia, l’espai i el temps. Segons aquesta teoria, el que va desencadenar el primer impuls del Big Bang és una “força inflacionaria” exercida en una quantitat de temps pràcticament inapreciable. Se suposa que d’aquesta força inflacionaria es van dividir les actuals forces fonamentals.

Relació entre la Teoría Inflacionaria i la Teoría del Big Bang

L’Univers va sorgir d’una explosió que va ocasionar l’expansió de la matèria des d’un estat de condensació extrema. En la formulació original de la teoria del Big Bang quedaven diversos problemes sense resoldre. L’estat de la matèria en l’època de l’explosió era tal que no es podien aplicar les lleis físiques normals. El grau d’uniformitat observat a l’Univers també era difícil d’explicar perquè, d’acord amb aquesta teoria, l’Univers s’hauria expandit amb massa rapidesa per desenvolupar aquesta uniformitat.

Segons la teoria del Big Bang, l’expansió de l’univers perd velocitat, mentre que la teoria inflacionaria l’accelera i indueix el distanciament, cada vegada més ràpid, d’uns objectes d’altres. Aquesta velocitat de separació arriba a ser superior a la velocitat de la llum, sense violar la teoria de la relativitat, que prohibeix que qualsevol cos de massa finita es mogui més ràpid que la llum. El que passa és que l’espai al voltant dels objectes s’expandeix més ràpid que la llum, mentre els cossos romanen en repòs en relació amb ell.

Noves aportacións a la teoría inflacionaria

Alan H Guth l’Institut Tecnològic de Massachusetts (MIT) va suggerir el 1981 que l’univers calenta, en un estadi intermedi, podria expandir exponencialment. La idea d’Guth postulava que aquest procés d’inflació es desenvolupava mentre l’univers primordial es trobava en l’estat de superenfriamiento inestable. Aquest estat superenfriado és comú en les transicions de fase, per exemple en condicions adequades l’aigua es manté líquida per sota de zero graus. Per descomptat, l’aigua superenfriada acaba glaçant; aquest succés passa al final del període inflacionari.

El 1982 el cosmòlegs rus Andrei Linde va introduir el que es va anomenar “nova hipòtesi de l’univers inflacionari”. Linde es va donar compte de que la inflació és quelcom que sorgeix de forma natural en moltes teories de partícules elementals, inclosos els models més simples dels camps escalars. Si la majoria dels físics han assumit que l’univers va néixer d’una sola vegada; que en un començament aquest era molt calenta, i que el camp escalar en el principi comptava amb una energia potencial mínima, aleshores la inflació apareix com natural i necessària, lluny d’un fenomen exòtic apel.lat pels teòrics per sortir dels seus problemes. Es tracta d’una variant que no requereix d’efectes gravitatoris quàntics, de transicions de fase, d’un superenfriamiento o també d’un supercalentamiento inicial.

Families de partícules elementals

En física, una partícula elemental o partícula fonamental és qualsevol de les unitats bàsiques constituents de la matèria, no formades per altres unitats i considerades indivisibles segons els coneixements actuals. Val a dir que moltes partícules que antigament es consideraven fonamentals, com ara el protó o el neutró, avui en dia es consideren compostes. Actualment les partícules elementals i les seves interaccions queden establertes per l’anomenat Model estàndard de física de partícules.

Forces fonamentals IV

Dintre de les forces fonamentals, la gravitatoria era la força d’atracció mútua que experimenten dos objectes amb massa i l’electromagnetica era la força de repulció o atracció per carregues electriques.Dos planetes s’atreuen per la gravetat pero dos electrons perqu’e no s’atreuen? Això és degut a que la interacció electromagnètica és enormement més intensa en l’escala atòmica, per aquest motiu els electrons no s’atreuen com si es tractessin de dos microplanetas l’electromagnètica predomina sobre la gravitatoria. Però llavors perquè els protons i neutrons estan units al nucli de l’àtom? La resposta és que hi ha una força molt més intensa que és la interecció forta,  obliga els nuclis atòmics a romandre units. Les seves propietats són:

-El seu abast no s’exté més enllà del radi de un nucli atòmic lleuger (10^-13 cm aproximadament). No hi ha àtoms en la natura en els quals els nuclis comptin amb molt més de 100 protons, perquè si s’acumularan massa partícules no aguantaria el nucli unit, es disgregaría en els seus components empès per la força electromagnètica.

-La interecció és molt forta. Sota la influencia d’aquesta interecció, las particules que poden desintegrar-se (las resonancies) ho fan molt rapidament.

-El mediador d’aquesta interecció és el gluó.

La Força Forta que manté els nucleons en el nucli no és pròpiament la Força Forta, se la sol anomenar Força nuclear, i és un residu de la veritable Força Forta: la que manté units els tres quarks que constitueixen el protó, i els tres quarks que constitueixen el de neutrons. Els tres quarks no interaccionen, estan junts perquè no els queda més remei, si es separessin tan sols una mica, interaccionarien fortament, experimentan una atracció brutal que els portaria a unir-se, punt en que deixen d’interaccionar.

Hi ha unes regles perquè s’acoblin els quarks, i depenen del que els científics han anomenat “color”. Tenim tres colors: vermell, blau i verd. Perquè una unió pugui ser duta a terme, el resultat ha de donar color blanc, i és un anàleg barrejar diverses tintes per aconseguir el color desitjat. Per exemple, el protó està format per dos quarks del tipus anomenat amunt i un quark del tipus anomenat avall, de manera que un és vermell, un altre blau i un altre verd. Pot semblar paranoic que dos quarks amunt tinguin diferent color, però l’explicació es troba en que la interacció nuclear forta es manifesta mitjançant l’intercanvi de gluons, que són els bosons corresponents a aquesta interacció. Aquests gluons tenen la propietat de canviar la càrrega de color dels quarks, de manera que cada quark pot presentar qualsevol dels tres colors.

Protó

Forces fonamentals III

Interacció Dèbil

La interacció dèbil és la tercera de les quatre forces fonamentals. Aquesta n’és la responsable de que moltes partícules i molts nuclis siguin inestables. Normalment afecta als leptons o quarks però com ja hem dit abans pot afectar a qualsevol altra particula que pugui afectar els seus nuclis. La interacció dèbil pot provocar que una partícula es transformi en una altra relacionada amb ella, com podem veure en aquesta imatge:

Aquí podem observar com la interacció dèbil esta relacionada amb un procés anomenat desintegració beta. Si veiem el procediment, la interacció dèbil fa que un neutro es transformi en un protó i un positró.

El senyor Enrico Fermi, al 1934, va ser el primer establir una fórmula general de la interacció dèbil. Seguidament la van anar modificant altres senyors que el van precedir amb ell, com poden ser George Sudarshan, Robert Marshak, i molts altres.

De la interacció dèbil en podem treure que:

-Actua de forma universal sobre molts diferents tipus de partícules i la seva intensitat per a transformarles és mes o menys la mateixa, tot i que de vegades pot variar els seus efectes.

-Té un recorregut molt curt comparada amb les altres interaccions ( sobretot amb la interacció forta).

-Per poder estudiar els processos que efectua la interacció dèbil en les altres partícules els investigadors el que fan és fer chocar molts positrons en una partícula determinada, així poden estudiar els seus efectes.

Forces fonamentals II

Força Gravitatoria

La interacció gravitatoria és un altre de les quatre forces fonamentals que hi predominen. És la interacció en consequència del camp gravitatori, és a dir, la deformació de l’espai-temps a causa de la existencia de la matèria en ell. Més ben dit, és la força en que es representa quan dos objectes s’atrauen entre sí.

<— En aquesta fotografia que tenim aquí al costat ens representa la força gravitatoria que exerceix el Sol cap a la Terra.

El primer home que va descobrir aquest fenòmen tan extraordinari va ser el professor Einstein, que va descobrir la seva complexa estructura al 1915, i la va relacionar amb la corvatura del espai-temps, com podeu veure en la foto. D’aquí en treiem algunes conclusions:

-La interacció gravitatoria actua solament sobre la massa d’una partícula, és a dir, tot exerceix una gravetat sobre les demés masses que els envolten o els toquen.

-La interacció és de llarga distància, però depenent de la massa de l’objecte pot arribar a tenir uns limits. De moment la única i exclusiva massa que es coneix fins ara que la seva gravetat podria arribar als extrems de l’univers són els forats negres.

-La interacció entre dos partícules es tan dèbil que probablement mai es podrà detectar Experimentalment l’ atracció gravitatoria d’una partícula cap a una altra.

-La partícula que es fa servir per medir la gravetat d’un objecte és el “Gravitó”.

Forces fonamentals I

Les forces fonamentals o interaccions fonamentals són el mecanisme mitjançant el que les partícules interaccionen entre sí, i aquestes interaccions no poden ser explicades d’altra manera. Hi ha quatre forces fonamentals que són les responsables de tots els fenòmens físics observats a l’univers:

Força electromagnètica

La interacció elèctrica és la força amb la qual dos partícules carregades es repel·leixen (si les càrregues són iguals) o s’atrauen ( si són de signa oposat). La interacció magnètica és la força que experimenta una partícula elèctricament carregada que es mou per un camp magnètic, les partícules carregades en moviment generen un camp magnètic. Aquestes dos forces estan entrellaçades, la teoria que les uneix és l’electromagnètica. Es tracta de la força que manté units els electrons i els protons a l’àtom i els àtoms a les molècules, actua mitjançant l’intercanvi de partícules (fotons) i partícules virtuals (fotons virtuals). Les seves propietats són:

-La interacció actua de forma universal sobre alguna cosa que anomenem carrega elèctrica.

-La interacció té molt llarg abast.

-La interacció es bastant dèbil, la seva intensitat depèn del quocient entre el quadrat de la carga de un electró i 2hc (dos cops la constant de Planck per la velocitat de la llum).

-La partícula mediadora és el fotó una partícula amb massa nul·la i espín 1 sense carrega elèctrica.

Teoria del Big Bang

En la teoria del big bang s’explica com es va crear l’univers i a partir de què es va crear. Segons aquesta teoria es diu que el big bang va sorgir d’una gran explosió en una bola de gas molt gran i que aquesta no deixaba escapar els gasos que contenia fins que… BOOM! va fer una gran explosió i la bola es va dividir en milions de trossos anant cap a tot arreu. Aquest expandiment va fer que l’univers augmentés de mida fins a l’infinit, i encara segueix creixent degut a l’explosió.

Quan va pasar?

-L’explosió del big bang es creu que aquest fet va pasar abans de que sorgis l’espai-temps, fa uns 13700 millons d’anys llum. Aquesta dada tan important es pot saber gracies al satèl.lit COBE2 que era l’encarregat d’investigar la radiació còsmica de l’univers.

Com es demostra?

La teoria del big bang es pot demostrar de maneres diferents. Per l’observació de la correguda al vermell de l’espectre d’emisió de les galaxies, és a dir quan més lluny estan més es corren al vermell. Per la radiació cosmica del fons que és el que queda de la gran explosió.

Que va passar uns instants després?

Conforme l’univers es va expandir la temperatura de la radiació disminuïa, un segon després del Big Bang la temperatura hauria baixat al voltant de deu mil milions de graus, en aquell moment l’univers hauria contingut fonamentalment fotons, electrons, els neutrins, les seves antipartícules, juntament amb alguns protons i neutrons. Al voltant de 100 segons després del Big Bang la temperatura hauria descendit uns mil milions de graus que és la temperatura a l’interior de les estrelles més calentes.  A aquesta temperatura van començar a unir-se protons i neutrons donant origen a elements. Unes hores després del Big Bang la producció d’heli i altres elements s’hauria detingut. Finalment, una vegada que la temperatura hagués baixat a uns pocs milers de graus i els nuclis i els electrons no tinguessin ja prou energia per vèncer l’atracció electromagnètica entre ells aquests, haurien començat a combinar per formar àtoms.

A la següent taula mostrem els diferents succesos després del Big Bang:

Moment	Sucés
Big Bang	Densitat infinita, volum zero.
10 e-43 segs.	Forces no diferenciades
10 e-34 segs.	Sopa de partícules elementals
10 e-10 segs.	Es formen protons i neutrons
1 seg.	10.000.000.000 º.Univers mida Sol
3 minuts	1.000.000.000 º. Nuclis d’àtoms
30 minuts	300.000.000 º. Plasma
300.000 anys	Átomos. Univers transparent
1.000.000 anys	Gèrmens de galàxies
100 milions d’anys	Primeres galàxies
1.000 milions d’anys	Estrelles. La resta, es refreda
5.000 milions d’anys	Formació de la Via Làctia
10.000 milions d’anys	Sistema Solar i Terra

Hola a tothom!

Hola a tothom, aquest grup ens dedicarem a l’origen i destí de l’univers. Esta format pels següents membres:
-Arnau C.
-Pau L.
-Dani M.
-Kevin R.
Esperem fer un bon paper. xD

Grup 2