Telescopio casero con tubos de PVC

Construye tu propio telescopio casero con PVC, les dejo un pequeño manual para esta gran tarea.

Se que todo hobbista disfrutara de hacer su propio telescopio casero como los grandes telescopios Galileo!

Sin mas preámbulos el vídeo del telescopio:

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Origen del Universo

1.      INTRODUCCIÓN   Universo, Origen del, aparición en un momento definido del pasado de toda la materia y energía existentes en la actualidad; se trata de un acontecimiento postulado por la teoría cosmológica generalmente aceptada. Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo surgió en un instante definido, entre 12.000 y 20.000 millones de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho provinieron del descubrimiento por parte del astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la década de 1920, de que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por Albert Einstein también predice esta expansión. Si los componentes del Universo se están separando, esto significa que en el pasado estaban más cerca, y retrocediendo lo suficiente en el tiempo se llega a la conclusión de que todo salió de un único punto matemático (lo que se denomina una singularidad), en una bola de fuego conocida como Gran Explosión o Big Bang. El descubrimiento en la década de 1960 de la radiación de fondo cósmica, interpretada como un ‘eco’ del Big Bang, fue considerado una confirmación de esta idea y una prueba de que el Universo tuvo un origen.
No hay que imaginarse el Big Bang como la explosión de un trozo de materia situado en el vacío. En el Big Bang no sólo estaban concentradas la materia y la energía, sino también el espacio y el tiempo, por lo que no había ningún lugar ‘fuera’ de la bola de fuego primigenia, ni ningún momento ‘antes’ del Big Bang. Es el propio espacio lo que se expande a medida que el Universo envejece, alejando los objetos materiales unos de otros.

2.      INFLACIÓN
La teoría inflacionaria, teoría estándar del origen del Universo, implica un proceso denominado inflación, y se basa en una combinación de las ideas cosmológicas con la teoría cuántica y la física de las partículas elementales. Si tomamos como tiempo cero el momento en que todo surgió a partir de una singularidad, la inflación explica cómo una ‘semilla’ extremadamente densa y caliente que contenía toda la masa y energía del Universo, pero de un tamaño mucho menor que un protón, salió despedida hacia afuera en una expansión que ha continuado en los miles de millones de años transcurridos desde entonces. Según la teoría inflacionaria, este empuje inicial fue debido a procesos en los que una sola fuerza unificada de la naturaleza se dividió en las cuatro fuerzas fundamentales que existen hoy: la gravitación, el electromagnetismo y las interacciones nucleares fuerte y débil. Esta breve descarga de antigravedad surgió como una predicción natural de los intentos de crear una teoría que combinara las cuatro fuerzas (véase Teoría de la gran unificación).
La fuerza inflacionaria sólo actuó durante una minúscula fracción de segundo, pero en ese tiempo duplicó el tamaño del Universo 100 veces o más, haciendo que una bola de energía unas 1020 veces más pequeña que un protón se convirtiera en una zona de 10 cm de extensión (aproximadamente como una naranja grande) en sólo 15 × 10-33 segundos. El empuje hacia afuera fue tan violento que, aunque la gravedad está frenando las galaxias desde entonces, la expansión del Universo continúa en la actualidad.

Aunque siguen debatiéndose los detalles del funcionamiento de la inflación, los cosmólogos creen entender todo lo que ha ocurrido con posterioridad, desde que el Universo tenía una diezmilésima de segundo de antigüedad, cuando la temperatura era de un billón de grados y la densidad era en todas partes la que existe actualmente en el núcleo de un átomo. En esas condiciones, las partículas materiales como electrones o protones eran intercambiables con energía en forma de fotones (radiación). Los fotones perdían energía, o desaparecían por completo, y la energía perdida se convertía en partículas. Al contrario, las partículas desaparecían y su energía reaparecía como fotones, según la ecuación de Einstein E = mc2. Aunque estas condiciones son extremas en comparación con nuestra experiencia cotidiana, corresponden a energías y densidades estudiadas rutinariamente en los actuales aceleradores de partículas: por eso los teóricos están convencidos de entender lo que ocurría cuando todo el Universo se hallaba en ese estado.

A medida que el Universo se iba enfriando, los fotones y las partículas materiales ya no tenían suficiente energía para ser intercambiables, y el Universo, aunque seguía expandiéndose y enfriándose, empezó a estabilizarse en un estado en el que el número de partículas permanecía constante (materia estable bañada en el calor de la radiación). Una centésima de segundo después del ‘principio’, la temperatura había caído hasta los 100.000 millones de grados, y los protones y neutrones se habían estabilizado. Al principio había el mismo número de protones que de neutrones, pero durante un tiempo las interacciones entre estas partículas y los electrones de alta energía convirtieron más neutrones en protones que protones en neutrones. Una décima de segundo después del principio, ya sólo había 38 neutrones por cada 62 protones, y la temperatura había bajado a 30.000 millones de grados. Algo más de un segundo después del nacimiento del Universo sólo había 24 neutrones por cada 76 protones, la temperatura había descendido hasta 10.000 millones de grados, y la densidad de todo el Universo ‘sólo’ era 380.000 veces superior a la del agua.

Para entonces, el ritmo de los cambios estaba decelerando. Fueron necesarios casi 14 segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3.000 millones de grados, momento en que las condiciones fueron lo suficientemente suaves para permitir los procesos de fusión que se producen en una bomba de hidrógeno (véase Armas nucleares) o en el corazón del Sol. En esa fase, los protones y neutrones individuales empezaron a permanecer unidos al colisionar, formando un núcleo de deuterio (hidrógeno pesado) antes de separarse por efecto de nuevas colisiones. Algo más de tres minutos después del principio, el Universo era unas 70 veces más caliente que el centro del Sol en la actualidad. Se había enfriado hasta sólo 1.000 millones de grados. Para entonces sólo había 14 neutrones por cada 86 protones, pero llegados a ese punto los núcleos de deuterio no sólo podían formarse sino también sobrevivir como núcleos estables a pesar de las colisiones. Esto hizo posible que algunos neutrones de la bola de fuego del Big Bang sobrevivieran hasta el momento actual.

3.      FORMACIÓN DE NÚCLEOS Y ÁTOMOS
Desde ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos después del principio tuvieron lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los protones (núcleos de hidrógeno) y núcleos de deuterio en núcleos de helio (cada uno con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros núcleos ligeros, en un proceso conocido como nucleosíntesis. Sólo algo menos del 25% del material nuclear terminó en forma de helio, y el resto (salvo una fracción de un 1%) en forma de hidrógeno. No obstante, la temperatura aún era demasiado alta para que estos núcleos pudieran capturar electrones y formar átomos estables.

Algo más de 30 minutos después del principio, la temperatura del Universo era de 300 millones de grados, y la densidad había disminuido espectacularmente hasta ser sólo un 10% de la del agua. Los núcleos de hidrógeno y helio, con carga positiva, coexistían con electrones libres (de carga negativa); debido a su carga eléctrica, tanto los núcleos como los electrones seguían interaccionando con los fotones. La materia se encontraba en un estado denominado plasma, similar al estado de la materia que existe en la actualidad en el interior del Sol.

Esta actividad prosiguió durante unos 300.000 años, hasta que el Universo en expansión se enfrió hasta la temperatura que existe hoy en la superficie del Sol, unos 6.000 ºC. Esa temperatura era suficientemente fría para que los núcleos empezaran a capturar electrones y formar átomos. Durante los 500.000 años siguientes, todos los electrones y núcleos se unieron de este modo para formar átomos de hidrógeno y helio. Como los átomos son en su conjunto eléctricamente neutros, dejaron de interaccionar con la radiación. El Universo se hizo transparente por primera vez, al poder pasar los fotones de radiación electromagnética junto a los átomos de materia sin ser perturbados. Es esta radiación, enfriada ya hasta unos -270 ºC (3 K), la que detectan los radiotelescopios como microondas de la radiación de fondo. Esta radiación no ha interaccionado con la materia desde unos cientos de miles de años después del principio, y todavía lleva la huella (en forma de ligeras diferencias en la temperatura de radiación, según las distintas direcciones del cielo) de la distribución de la materia en aquel tiempo. Las estrellas y galaxias no pudieron empezar a formarse hasta aproximadamente un millón de años después del principio, una vez que la materia y la radiación se ‘desacoplaran’ según se ha descrito.

4.      MATERIA OSCURA
Hay otro componente del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que surgió del Big Bang y desempeñó un importante papel en la formación de galaxias. Al igual que las teorías de la gran unificación predicen la inflación, que es lo que los cosmólogos necesitan para que el Universo ‘arranque’, estas teorías también predicen la existencia de otras formas de materia, que resultan ser precisamente lo que necesitan los cosmólogos para explicar la existencia de estructura en el Universo. Los astrónomos saben desde hace décadas que hay mucha más materia en el Universo de la que podemos ver. La existencia de esta materia se manifiesta a través de la atracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo que afecta a la forma en que se mueven. Al menos hay 10 veces más materia oscura en el Universo que materia luminosa, y puede que haya hasta 100 veces más. No es posible que toda esta materia se halle en la forma de la materia que conocemos (a veces llamada materia bariónica), porque en ese caso no funcionaría el modelo del Big Bang resumido aquí. En particular, la cantidad de helio producida en el Big Bang no coincidiría con la cantidad observada en las estrellas más antiguas, que se formaron poco después.

Las teorías de la gran unificación predicen que en la primera fracción de segundo de la existencia del Universo también debería haberse producido a partir de la energía una gran cantidad de materia de otro tipo (llamada materia oscura). Esta materia tendría la forma de partículas que no participan en interacciones electromagnéticas ni en ninguna de las dos interacciones nucleares, y sólo se ven afectadas por la cuarta fuerza fundamental, la gravedad. Estas partículas se conocen como WIMP, acrónimo inglés de ‘partículas masivas de interacción débil’.

La única forma en que las WIMP afectan al tipo de materia de la que estamos formados (materia bariónica) es a través de la gravedad. La consecuencia más importante de ello es que, cuando el Universo surgió del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se desacoplaron, las irregularidades en la distribución de las WIMP en el espacio crearon enormes ‘baches’ gravitatorios que frenaron el movimiento de las partículas de materia bariónica. Esto habría posibilitado la formación de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de galaxias en el Universo, en una estructura esponjosa formada por hojas y filamentos arrollados alrededor de ‘burbujas’ oscuras carentes de galaxias.

5.      LA CONVERGENCIA DE LA FÍSICA Y LA COSMOLOGÍA
Aunque quedan por averiguar muchos detalles —en particular, la forma exacta en que se forman las galaxias—, este modelo estándar de las primeras etapas evolutivas del Universo descansa sobre bases sólidas. Las teorías de la gran unificación predicen tanto la inflación como la presencia de materia oscura, sin las cuales la cosmología tendría graves problemas. Sin embargo, estas teorías fueron desarrolladas de forma aislada de la cosmología, sin pensar que sus resultados podían aplicarse al Universo en su conjunto. Las medidas de la actual radiación de fondo revelan la temperatura que existía en el Universo en la fase de nucleosíntesis, y llevan a la predicción de que el 25% de la materia de las estrellas antiguas debería encontrarse en forma de helio, lo que coincide con las observaciones. Además, la estructura detallada de ondulaciones en la radiación de fondo, detectada por el satélite COBE, revela la influencia de materia oscura que actuó gravitatoriamente sobre la materia luminosa algunos cientos de miles de años después del principio y formó el tipo de estructuras a gran escala que corresponde a la distribución actual a gran escala de las galaxias. La coincidencia entre los hallazgos de la física de partículas (el mundo de lo extremadamente pequeño) obtenidos en experimentos terrestres y la estructura del Universo en expansión (el mundo de lo extremadamente grande) deducida de las observaciones astronómicas es lo que convence a los cosmólogos de que, si bien quedan detalles por resolver, la idea general del origen del Universo es esencialmente correcta.

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Unidad astronómica (UA)

Unidad astronómica (UA), unidad de distancia utilizada en la medición de órbitas y trayectorias dentro del Sistema Solar. Una UA es la distancia media entre la Tierra y el Sol. Su valor se ha fijado aproximadamente en 149.600.000 km midiendo distancias con radar de los objetos celestes próximos como Venus o asteroides; estos estudios han permitido determinar la escala del Sistema Solar con una gran precisión.

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Radiación Ultravioleta

Ultravioleta, Radiación, radiación electromagnética cuyas longitudes de onda van aproximadamente desde los 400 nm, el límite de la luz violeta, hasta los 15 nm, donde empiezan los rayos X. (Un nanómetro, o nm, es una millonésima de milímetro). La radiación ultravioleta puede producirse artificialmente mediante lámparas de arco; la de origen natural proviene principalmente del Sol.

La radiación ultravioleta puede ser dañina para los seres vivos, sobre todo cuando su longitud de onda es baja. La radiación ultravioleta con longitudes de onda inferiores a 300 nm se emplea para esterilizar superficies porque mata a las bacterias y los virus. En los seres humanos, la exposición a radiación ultravioleta de longitudes de onda inferiores a los 310 nm puede producir quemaduras; una exposición prolongada durante varios años puede provocar cáncer de piel.

La atmósfera terrestre protege a los organismos vivos de la radiación ultravioleta del Sol. Si toda la radiación ultravioleta procedente del Sol llegara a la superficie de la Tierra, acabaría probablemente con la mayor parte de la vida en el planeta. Afortunadamente, la capa de ozono de la atmósfera absorbe casi toda la radiación ultravioleta de baja longitud de onda y gran parte de la de alta longitud de onda. Sin embargo, la radiación ultravioleta no sólo tiene efectos perniciosos; gran parte de la vitamina D que las personas y los animales necesitan para mantenerse sanos se produce cuando la piel es irradiada por rayos ultravioleta.

Muchas sustancias se comportan de forma distinta cuando se las expone a luz ultravioleta que cuando se las expone a luz visible. Por ejemplo, algunos minerales, colorantes, vitaminas, aceites naturales y otros productos se vuelven fluorescentes en presencia de luz ultravioleta, es decir, parecen brillar. Las moléculas de esas sustancias absorben la radiación ultravioleta invisible, adquieren energía, y se desprenden del exceso de energía emitiendo luz visible. Véase Luminiscencia. Otro ejemplo es el vidrio de las ventanas, que es transparente a la luz visible pero opaco a una amplia gama de rayos ultravioletas, especialmente los de baja longitud de onda. Algunos vidrios especiales son transparentes para los rayos ultravioleta de mayor longitud de onda, y el cuarzo es transparente a toda la gama de rayos ultravioleta naturales.

La astronomía ultravioleta se ha practicado desde comienzos de la década de 1960, con la ayuda de detectores montados en satélites artificiales que proporcionan datos sobre objetos estelares inaccesibles desde la superficie de la Tierra. Uno de estos satélites es el International Ultraviolet Explorer (‘Explorador Ultravioleta Internacional’), lanzado en 1978.

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Transferencia de Calor

1.      INTRODUCCIÓN   Calor, Transferencia de, en física, proceso por el que se intercambia energía en forma de calor entre distintos cuerpos, o entre diferentes partes de un mismo cuerpo que están a distinta temperatura. El calor se transfiere mediante convección, radiación o conducción. Aunque estos tres procesos pueden tener lugar simultáneamente, puede ocurrir que uno de los mecanismos predomine sobre los otros dos. Por ejemplo, el calor se transmite a través de la pared de una casa fundamentalmente por conducción, el agua de una cacerola situada sobre un quemador de gas se calienta en gran medida por convección, y la Tierra recibe calor del Sol casi exclusivamente por radiación.

2.      CONDUCCIÓN
En los sólidos, la única forma de transferencia de calor es la conducción. Si se calienta un extremo de una varilla metálica, de forma que aumente su temperatura, el calor se transmite hasta el extremo más frío por conducción. No se comprende en su totalidad el mecanismo exacto de la conducción de calor en los sólidos, pero se cree que se debe, en parte, al movimiento de los electrones libres que transportan energía cuando existe una diferencia de temperatura. Esta teoría explica por qué los buenos conductores eléctricos también tienden a ser buenos conductores del calor. En 1822, el matemático francés Joseph Fourier dio una expresión matemática precisa que hoy se conoce como ley de Fourier de la conducción del calor. Esta ley afirma que la velocidad de conducción de calor a través de un cuerpo por unidad de sección transversal es proporcional al gradiente de temperatura que existe en el cuerpo (con el signo cambiado).

El factor de proporcionalidad se denomina conductividad térmica del material. Los materiales como el oro, la plata o el cobre tienen conductividades térmicas elevadas y conducen bien el calor, mientras que materiales como el vidrio o el amianto tienen conductividades cientos e incluso miles de veces menores; conducen muy mal el calor, y se conocen como aislantes. En ingeniería resulta necesario conocer la velocidad de conducción del calor a través de un sólido en el que existe una diferencia de temperatura conocida. Para averiguarlo se requieren técnicas matemáticas muy complejas, sobre todo si el proceso varía con el tiempo; en este caso, se habla de conducción térmica transitoria. Con la ayuda de ordenadores (computadoras) analógicos y digitales, estos problemas pueden resolverse en la actualidad incluso para cuerpos de geometría complicada.

3.      CONVECCIÓN
Si existe una diferencia de temperatura en el interior de un líquido o un gas, es casi seguro que se producirá un movimiento del fluido. Este movimiento transfiere calor de una parte del fluido a otra por un proceso llamado convección. El movimiento del fluido puede ser natural o forzado. Si se calienta un líquido o un gas, su densidad (masa por unidad de volumen) suele disminuir. Si el líquido o gas se encuentra en el campo gravitatorio, el fluido más caliente y menos denso asciende, mientras que el fluido más frío y más denso desciende. Este tipo de movimiento, debido exclusivamente a la no uniformidad de la temperatura del fluido, se denomina convección natural. La convección forzada se logra sometiendo el fluido a un gradiente de presiones, con lo que se fuerza su movimiento de acuerdo a las leyes de la mecánica de fluidos.

Supongamos, por ejemplo, que calentamos desde abajo una cacerola llena de agua. El líquido más próximo al fondo se calienta por el calor que se ha transmitido por conducción a través de la cacerola. Al expandirse, su densidad disminuye y como resultado de ello el agua caliente asciende y parte del fluido más frío baja hacia el fondo, con lo que se inicia un movimiento de circulación. El líquido más frío vuelve a calentarse por conducción, mientras que el líquido más caliente situado arriba pierde parte de su calor por radiación y lo cede al aire situado por encima. De forma similar, en una cámara vertical llena de gas, como la cámara de aire situada entre los dos paneles de una ventana con doble vidrio, el aire situado junto al panel exterior —que está más frío— desciende, mientras que al aire cercano al panel interior —más caliente— asciende, lo que produce un movimiento de circulación.
El calentamiento de una habitación mediante un radiador no depende tanto de la radiación como de las corrientes naturales de convección, que hacen que el aire caliente suba hacia el techo y el aire frío del resto de la habitación se dirija hacia el radiador. Debido a que el aire caliente tiende a subir y el aire frío a bajar, los radiadores deben colocarse cerca del suelo (y los aparatos de aire acondicionado cerca del techo) para que la eficiencia sea máxima. De la misma forma, la convección natural es responsable de la ascensión del agua caliente y el vapor en las calderas de convección natural, y del tiro de las chimeneas. La convección también determina el movimiento de las grandes masas de aire sobre la superficie terrestre, la acción de los vientos, la formación de nubes, las corrientes oceánicas y la transferencia de calor desde el interior del Sol hasta su superficie.

4.      RADIACIÓN  La radiación presenta una diferencia fundamental respecto a la conducción y la convección: las sustancias que intercambian calor no tienen que estar en contacto, sino que pueden estar separadas por un vacío. La radiación es un término que se aplica genéricamente a toda clase de fenómenos relacionados con ondas electromagnéticas (véase Radiación electromagnética). Algunos fenómenos de la radiación pueden describirse mediante la teoría de ondas (véase Movimiento ondulatorio), pero la única explicación general satisfactoria de la radiación electromagnética es la teoría cuántica. En 1905, Albert Einstein sugirió que la radiación presenta a veces un comportamiento cuantizado: en el efecto fotoeléctrico, la radiación se comporta como minúsculos proyectiles llamados fotones y no como ondas. La naturaleza cuántica de la energía radiante se había postulado antes de la aparición del artículo de Einstein, y en 1900 el físico alemán Max Planck empleó la teoría cuántica y el formalismo matemático de la mecánica estadística para derivar una ley fundamental de la radiación. La expresión matemática de esta ley, llamada distribución de Planck, relaciona la intensidad de la energía radiante que emite un cuerpo en una longitud de onda determinada con la temperatura del cuerpo. Para cada temperatura y cada longitud de onda existe un máximo de energía radiante. Sólo un cuerpo ideal (cuerpo negro) emite radiación ajustándose exactamente a la ley de Planck. Los cuerpos reales emiten con una intensidad algo menor.
La contribución de todas las longitudes de onda a la energía radiante emitida se denomina poder emisor del cuerpo, y corresponde a la cantidad de energía emitida por unidad de superficie del cuerpo y por unidad de tiempo. Como puede demostrarse a partir de la ley de Planck, el poder emisor de una superficie es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. El factor de proporcionalidad se denomina constante de Stefan-Boltzmann en honor a dos físicos austriacos, Joseph Stefan y Ludwig Boltzmann que, en 1879 y 1884 respectivamente, descubrieron esta proporcionalidad entre el poder emisor y la temperatura. Según la ley de Planck, todas las sustancias emiten energía radiante sólo por tener una temperatura superior al cero absoluto. Cuanto mayor es la temperatura, mayor es la cantidad de energía emitida. Además de emitir radiación, todas las sustancias son capaces de absorberla. Por eso, aunque un cubito de hielo emite energía radiante de forma continua, se funde si se ilumina con una lámpara incandescente porque absorbe una cantidad de calor mayor de la que emite.

Las superficies opacas pueden absorber o reflejar la radiación incidente. Generalmente, las superficies mates y rugosas absorben más calor que las superficies brillantes y pulidas, y las superficies brillantes reflejan más energía radiante que las superficies mates. Además, las sustancias que absorben mucha radiación también son buenos emisores; las que reflejan mucha radiación y absorben poco son malos emisores. Por eso, los utensilios de cocina suelen tener fondos mates para una buena absorción y paredes pulidas para una emisión mínima, con lo que maximizan la transferencia total de calor al contenido de la cazuela.

Algunas sustancias, entre ellas muchos gases y el vidrio, son capaces de transmitir grandes cantidades de radiación. Se observa experimentalmente que las propiedades de absorción, reflexión y transmisión de una sustancia dependen de la longitud de onda de la radiación incidente. El vidrio, por ejemplo, transmite grandes cantidades de radiación ultravioleta, de baja longitud de onda, pero es un mal transmisor de los rayos infrarrojos, de alta longitud de onda. Una consecuencia de la distribución de Planck es que la longitud de onda a la que un cuerpo emite la cantidad máxima de energía radiante disminuye con la temperatura. La ley de desplazamiento de Wien, llamada así en honor al físico alemán Wilhelm Wien, es una expresión matemática de esta observación, y afirma que la longitud de onda que corresponde a la máxima energía, multiplicada por la temperatura absoluta del cuerpo, es igual a una constante, 2.878 micrómetros-Kelvin. Este hecho, junto con las propiedades de transmisión del vidrio antes mencionadas, explica el calentamiento de los invernaderos. La energía radiante del Sol, máxima en las longitudes de onda visibles, se transmite a través del vidrio y entra en el invernadero. En cambio, la energía emitida por los cuerpos del interior del invernadero, predominantemente de longitudes de onda mayores, correspondientes al infrarrojo, no se transmiten al exterior a través del vidrio. Así, aunque la temperatura del aire en el exterior del invernadero sea baja, la temperatura que hay dentro es mucho más alta porque se produce una considerable transferencia de calor neta hacia su interior. (Véase Efecto invernadero).

Además de los procesos de transmisión de calor que aumentan o disminuyen las temperaturas de los cuerpos afectados, la transmisión de calor también puede producir cambios de fase, como la fusión del hielo o la ebullición del agua. En ingeniería, los procesos de transferencia de calor suelen diseñarse de forma que aprovechen estos fenómenos. Por ejemplo, las cápsulas espaciales que regresan a la atmósfera de la Tierra a velocidades muy altas están dotadas de un escudo térmico que se funde de forma controlada en un proceso llamado ablación para impedir un sobrecalentamiento del interior de la cápsula. La mayoría del calor producido por el rozamiento con la atmósfera se emplea en fundir el escudo térmico y no en aumentar la temperatura de la cápsula.

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Tránsito

Tránsito, paso de un cuerpo celeste por delante del disco de otro, como el de Mercurio o Venus por el disco del Sol o de un satélite por delante de su planeta. En 1639 se registró por primera vez un tránsito de Venus. En 1679 el astrónomo inglés Edmund Halley indicó que estos tránsitos podrían utilizarse para determinar la distancia al Sol. Normalmente, para Venus ocurren dos tránsitos con ocho años de diferencia y después de un intervalo de 105 a 122 años tienen lugar otros dos cada ocho años. Para Mercurio se producen alrededor de 13 tránsitos en un siglo.

El instante en que un objeto atraviesa el meridiano local se llama tránsito y se observa con el instrumento de tránsito.

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Teoría inflacionaria (cosmología)

Teoría inflacionaria (cosmología), teoría desarrollada a comienzos de la década de 1980 por el físico estadounidense Alan Guth que trata de explicar los acontecimientos de los primeros momentos del Universo. De acuerdo con la teoría de la Gran Explosión o del Big Bang, generalmente aceptada, el Universo surgió de una explosión inicial que ocasionó la expansión de la materia desde un estado de condensación extrema (véase Cosmología). Sin embargo, en la formulación original de la teoría del Big Bang quedaban varios problemas sin resolver. El estado de la materia en la época de la explosión era tal que no se podían aplicar las leyes físicas normales. El grado de uniformidad observado en el Universo también era difícil de explicar porque, de acuerdo con esta teoría, el Universo se habría expandido con demasiada rapidez para desarrollar esta uniformidad.

Guth basó su teoría inflacionaria en el trabajo de físicos como Stephen Hawking, que había estudiado campos gravitatorios sumamente fuertes, como los que se encuentran en las proximidades de un agujero negro o en los mismos inicios del Universo. Este trabajo muestra que toda la materia del Universo podría haber sido creada por fluctuaciones cuánticas en un espacio ‘vacío’ bajo condiciones de este tipo. La obra de Guth utiliza la teoría del campo unificado para mostrar que en los primeros momentos del Universo pudieron tener lugar transiciones de fase y que una región de aquel caótico estado original podía haberse hinchado rápidamente para permitir que se formara una región observable del Universo. Véase también Origen del Universo.

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Teoría del todo (TDT)

Teoría del todo (TDT), estructura teórica hipotética que, en caso de ser formulada, proporcionaría una descripción unificada de todas las fuerzas de la naturaleza. Estas fuerzas (fuerzas fundamentales) son la gravitación, el electromagnetismo, la interacción fuerte (una fuerza de corto alcance que mantiene unidos los núcleos atómicos) y la interacción débil (la fuerza responsable de ciertos procesos radiactivos como la desintegración beta). Además de resumir brevemente la física fundamental, una TDT podría explicar por qué las leyes físicas son precisamente las que son. El físico estadounidense Steven Weinberg ha argumentado que una teoría del todo estaría ‘lógicamente aislada’, es decir, no se podría modificar sin destruirla.

La historia de la física sugiere que podría ser posible una teoría definitiva así. La teoría de la gravitación formulada por el físico británico Isaac Newton en 1687 proporcionó una descripción unificada del movimiento de la Luna y del movimiento de la caída de una manzana. Del mismo modo, la teoría del electromagnetismo —formulada por otro físico británico, James Clerk Maxwell, alrededor de 1873— unificó los fenómenos eléctricos, magnéticos y ópticos. Alrededor de 1968, Steven Weinberg y el físico paquistaní Abdus Salam formularon independientemente la teoría electrodébil, que unifica la interacción débil y la fuerza electromagnética mediante una técnica matemática conocida como simetría de gauge (véase Partículas elementales). La teoría de la gran unificación que estudian actualmente los físicos sugiere una posible unificación de las interacciones electrodébil y fuerte.

En la actualidad, la mejor candidata a convertirse en una TDT es la teoría de supercuerdas. Según esta teoría, la totalidad del Universo —todas las partículas y tal vez el propio espacio-tiempo— está compuesta por cuerdas increíblemente diminutas bajo una tensión inmensa, que vibran y giran en un superespacio de 10 dimensiones. La existencia de 10 dimensiones es matemáticamente necesaria para evitar los ‘taquiones’ (partículas más rápidas que la luz) y los ‘fantasmas’ (partículas cuya probabilidad de existir es negativa). Se cree que seis de esas 10 dimensiones se ‘compactifican’ (se contraen en círculos minúsculos), por lo que no son observables. Las distintas partículas elementales corresponden a diferentes modos de oscilación de las cuerdas, y estos modos están cuantizados. Desgraciadamente, la teoría de supercuerdas plantea muchas dificultades para trabajar con ella y todavía no ha proporcionado predicciones verificables. Véase también Teoría del campo unificado.

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Teoría del campo unificado

Teoría del campo unificado, teoría física que propone la unificación de dos o más de las cuatro fuerzas o interacciones conocidas, en un conjunto sencillo de leyes generales. Estas cuatro fuerzas (fuerzas fundamentales) que rigen todas las interacciones observadas de la materia son la gravitación, el electromagnetismo, la interacción fuerte (una fuerza de corto alcance que mantiene unidos los núcleos atómicos) y la interacción débil (la fuerza responsable de procesos nucleares como la desintegración beta). Los intentos de desarrollar una teoría del campo unificado se basan en la creencia de que todos los fenómenos físicos deberían ser explicables en último término a partir de una unidad subyacente.

Uno de los primeros en intentar el desarrollo de una teoría así fue Albert Einstein, cuyos trabajos en relatividad le habían llevado a considerar que se podía hallar una teoría unificada para las fuerzas electromagnética y gravitatoria. Durante los últimos 30 años de su vida, Einstein intentó sin éxito desarrollar una teoría que representara las fuerzas y las partículas materiales exclusivamente por campos, y en la que las partículas serían regiones con una intensidad de campo muy elevada. Sin embargo, el desarrollo de la teoría cuántica y el descubrimiento de muchas partículas nuevas impidieron que Einstein lograra formular una teoría unificada basada exclusivamente en la relatividad y la física clásica.

Un importante avance en esta búsqueda tuvo lugar en 1967-1968, cuando el físico estadounidense Steven Weinberg y el físico paquistaní Abdus Salam lograron unificar las interacciones débil y electromagnética empleando una técnica matemática conocida como simetría de gauge (véase Partículas elementales: Clasificación). Según esta teoría, la interacción electromagnética corresponde al intercambio de fotones, y la interacción débil al intercambio de bosones W y Z. Se cree que estos bosones pertenecen a la misma familia de partículas que los fotones (véase Modelo estándar). En la actualidad, los físicos teóricos tratan de ampliar la teoría electrodébil de Weinberg y Salam a la interacción nuclear fuerte, empleando teorías de simetría; esos intentos se conocen como teoría de la gran unificación. Siguen realizándose esfuerzos para combinar las cuatro fuerzas fundamentales, incluida la gravitación, en las que ahora se conocen como teorías de supersimetría. Sin embargo, ninguno de los intentos ha tenido éxito hasta ahora, aunque están resultando útiles en los trabajos actuales sobre cosmología (véase Teoría inflacionaria).

Véase también Teoría del todo.

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Teoría de la gran unificación (TGU)

Teoría de la gran unificación (TGU), en física teórica, nombre que agrupa los intentos de unir tres de las fuerzas fundamentales de la naturaleza —las interacciones nuclear fuerte y nuclear débil y el electromagnetismo— en un único marco teórico. Estas fuerzas, junto con la gravitación, rigen las interacciones de toda la materia. Durante varias décadas los científicos han tratado de demostrar que esas fuerzas son distintas manifestaciones de una única fuerza subyacente (véase Teoría del campo unificado). En las décadas de 1960 y 1970, las fuerzas electromagnética y nuclear débil se combinaron con éxito en la llamada teoría electrodébil. En la siguiente fase de este esfuerzo, los científicos que trabajan en las TGU están intentando incluir también la interacción nuclear fuerte, empleando las mismas técnicas de la teoría electrodébil. (Véase también Física: La física moderna.)

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