Astronomía

Reacciones químicas en alótropos de carbono y enanos blancos

Reacciones químicas en alótropos de carbono y enanos blancos


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Las enanas blancas se componen principalmente de carbono y oxígeno. En mi opinión, están demasiado calientes para contener estos elementos en forma molecular y, por lo tanto, no se producen reacciones químicas (creo que el CO2 resultante también se descompondrá a temperaturas y presiones tan altas). Tengo dos preguntas relacionadas con eso:

1) Después de unos pocos miles de millones de años, ¿puede el WD enfriarse lo suficiente como para sostener reacciones químicas que resultarán en la producción de CO2?

2) Dado que hay una presión y temperatura muy altas, después de unos pocos miles de millones de años, cuál será el alótropo dominante del carbono (¿Tenemos, en el futuro, diamantes en el cielo?)

Dudo mucho, dada la extrema densidad de las enanas blancas (creo que la densidad de las enanas blancas no cambiará con el tiempo), si alguno de los escenarios es posible.


Las enanas blancas son objetos del tamaño de la Tierra, pero con una masa más parecida a la del Sol. Las densidades internas típicas son $ 10 ^ {9} $ a $ 10 ^ {11} $ kg / m $ ^ {3} $.

Las enanas blancas nacen como el núcleo en contracción de estrellas gigantes asintóticas que no se calientan lo suficiente como para iniciar la fusión del carbono. Tienen temperaturas centrales iniciales de $ sim 10 ^ {8} $ K, que rápidamente (millones de años) descienden a unos $ 10 ^ {7} $ K debido a la emisión de neutrinos.

Un punto importante a destacar es que después de eso, el interior de una enana blanca es casi isotermo. Esto se debe a que los electrones degenerados que proporcionan el soporte de presión también tienen caminos libres medios extremadamente largos para las interacciones de dispersión y, por lo tanto, la conductividad térmica es extremadamente alta.

El exterior de la enana blanca es un factor 100 más frío que el interior. La caída de temperatura ocurre sobre una capa muy delgada (quizás el 1% de la parte exterior de la enana blanca), donde el gas degenerado pasa a ser no degenerado en la superficie.

Esta capa exterior actúa como una manta aislante y hace que las escalas de tiempo de enfriamiento de las enanas blancas sean muy largas. Desde temperaturas interiores de, digamos, $ 3 veces 10 ^ {7} $ K, se necesitan mil millones de años aproximadamente para enfriarse a $ 5 veces 10 ^ {6} $ K y luego otros 10 mil millones de años para enfriarse a alrededor de $ 10 ^ {6} $ K, y esas enanas blancas, que deben haber surgido de las primeras estrellas que nacieron con masas progenitoras de 5 a 8 masas solares, serán las enanas blancas más geniales de la galaxia.

A estas temperaturas no hay posibilidad de que el carbono experimente reacciones químicas, está completamente ionizado; los núcleos de carbono y oxígeno están en una red cristalina a estas densidades, rodeados por un gas de electrones degenerados. Allí es evidencia de que la cristalización tiene lugar, a través de la astrosismología de algunas enanas blancas masivas pulsantes.

Los detalles de la estructura cristalina de estos objetos se desconocen y son objeto de investigación teórica. Sin embargo, el diamante es carbono puro y se espera que las enanas blancas sean una mezcla de carbono y oxígeno. Una complicación adicional es que el proceso de cristalización puede ir acompañado de la separación gravitacional del carbono y el oxígeno, de modo que el núcleo interno es más rico en oxígeno que el núcleo externo.

Las ideas originales eran que la forma cristalina sería cúbica centrada en el cuerpo (bcc), pero la mezcla de carbono y oxígeno abre otras posibilidades más complejas. bcc Carbon sería un nuevo alótropo del carbono y no como el diamante; es una forma más densa de organizar los núcleos.

EDITAR: Para responder un punto en los comentarios. Incluso si tuviera que esperar billones de años y permitir que las enanas blancas se enfríen a miles o incluso cientos de grados que podría pensar que permitirían que los electrones se recombinen y que se produzca la química, no es así como funciona. En el gas de electrones degenerados, la energía de Fermi típica de los electrones es aproximadamente un MeV, en comparación con el eV-keV de los estados de electrones ligados, y esto es completamente independiente de la temperatura. Por lo tanto, las densidades de números de electrones altos aseguran que nunca se recombinarán con los núcleos de carbono (una teoría desarrollada por primera vez por Kothari 1938).


Reacciones químicas en enanas blancas y alótropos de carbono - Astronomía

En las páginas anteriores, consideramos las primeras etapas del trabajo creativo de Dios y rsquos. Él trajo el universo a la existencia en un destello brillante de energía, luego extendió los cielos para enfriar la ardiente conflagración en gas hidrógeno, y finalmente usó la gravedad para dar forma al gas hidrógeno en estrellas y galaxias. Sin embargo, ese fue solo el comienzo de Su creatividad. Como vemos a continuación, las estrellas jugaron un papel importante en el plan providencial de Dios para crear un hábitat para la vida. La vida biológica requiere un hogar planetario y una diversidad de elementos químicos, ninguno de los cuales estaba disponible en el universo primitivo. (Como recordará anteriormente en este capítulo, el período de nucleosíntesis que ocurrió poco después del Big Bang no duró lo suficiente como para convertir mucho hidrógeno en elementos más pesados). Para comprender los procesos que Dios ordenó para preparar un hogar para las criaturas vivientes, debemos examinar qué sucede cuando las estrellas envejecen y mueren.

Las corrientes de convección transportan material más caliente desde el interior del sol y los rsquos a la superficie, que está continuamente en erupción con enormes llamaradas a medida que el plasma sobrecalentado estalla como burbujas en una olla de agua hirviendo. Debido a que el plasma es conductor de electricidad, el sol también se agita con poderosos campos eléctricos y magnéticos que producen efectos fascinantes.

Las estrellas jóvenes son impulsadas por la fusión nuclear de hidrógeno, que se convierte lentamente en helio a través de un proceso llamado combustión de hidrógeno. El hidrógeno no es realmente incendio en el sentido ordinario, por supuesto. El proceso llamado "quema de hidrógeno" no es una reacción química, es una serie compleja de reacciones nucleares y procesos de desintegración radiactiva, como vimos en el capítulo 5:

Inicialmente, la quema de hidrógeno ocurre cerca del centro de la estrella, donde la presión y la temperatura son mayores. Las corrientes de radiación y convección transportan calor a la superficie, donde el plasma se enfría ligeramente a medida que libera energía en forma de luz. Las estrellas en esta fase temprana de la vida se denominan porque se encuentran a lo largo de una curva llamada "secuencia de dominio" en un gráfico de "mdasha" que los astrónomos utilizan para clasificar diferentes tipos de estrellas. La fase de la secuencia principal de la vida de una estrella lleva mucho tiempo, por lo general miles de millones de años. ¡El sol ha estado ardiendo durante casi cinco mil millones de años y apenas está a la mitad de su suministro de hidrógeno! Sin embargo, finalmente, el combustible de hidrógeno se agota. Lo que sucede a continuación depende de la masa de la estrella.

un diagrama de Hertzsprung-Russell

Se utiliza un diagrama de Hertzsprung-Russell para clasificar diferentes tipos de estrellas. El eje vertical representa la luminosidad (brillo absoluto). El eje horizontal representa el índice de color (clase espectral), que indica la temperatura de la superficie de una estrella y rsquos. La temperatura de un objeto determina los colores de la radiación térmica que emite, como vimos en el capítulo 2. Cada punto de este gráfico representa una estrella cuya luminosidad e índice de color se han medido.

La masa de una estrella a menudo se expresa en unidades llamadas. Una masa solar es igual a la masa del sol, aproximadamente 1,99 y multiplicado por 10 30 kg. Las estrellas menos masivas son, que van desde aproximadamente 0,01 a 0,5 masas solares, en otras palabras, del 1% al 50% de la masa del sol. Debido a que las enanas rojas tienen relativamente poca masa, su temperatura y presión internas son apenas lo suficientemente altas para sostener la fusión nuclear. La conversión de hidrógeno en helio ocurre lentamente, tan lentamente que una estrella enana roja podría durar billones de años sin quedarse sin combustible. Nadie sabe con certeza qué le sucede a una enana roja cuando se queda sin combustible, porque eso nunca se ha observado: incluso a las enanas rojas más antiguas todavía les queda mucho hidrógeno.

Proxima Centauri: una enana roja

La estrella más cercana, Proxima Centauri, es una enana roja. Aunque está a solo cuatro años luz de distancia, es demasiado oscuro para ver sin un telescopio. Las enanas rojas son las estrellas más comunes de la galaxia, pero ni una sola es visible a simple vista.

Las estrellas un poco más grandes, como el sol, convierten el hidrógeno en helio a un ritmo más rápido. Finalmente, hay muy poco hidrógeno en el núcleo para sostener la reacción de fusión. La presión hacia afuera en el núcleo disminuye a medida que el horno nuclear se apaga y la fuerza de gravedad hacia adentro aprieta el núcleo más pequeño. Esta compresión eleva la temperatura del núcleo y rsquos incluso más caliente que durante la fase de secuencia principal, tan caliente que su calor enciende una nueva reacción de fusión en una capa delgada de hidrógeno que rodea el núcleo de helio. El estallido de energía de esta capa que quema hidrógeno, junto con el calor adicional del núcleo que colapsa, hace que las capas más externas de la estrella se inflamen hacia afuera. Una estrella en esta etapa se conoce como. Cuando el sol se convierta en un gigante rojo, se hinchará tanto que su superficie engullirá las órbitas de Mercurio, Venus y tal vez incluso la Tierra. (Que no cunda el pánico. Eso no sucederá por otros cinco mil millones de años, y la tierra nunca fue la intención de ser nuestro hogar permanente de todos modos. La Tierra no es nuestro hogar permanente, como explicó Jesús (Juan 14), y hay alguna evidencia bíblica de que incluso el universo físico mismo ganó y no durará para siempre. Véase, por ejemplo, Isaías 34: 4 y Apocalipsis 6:14.)

Al final de la fase de gigante roja, el núcleo cada vez más denso se calienta lo suficiente como para fusionar helio en berilio y luego en carbono a través de una serie de reacciones llamadas, llamadas así porque transforma tres partículas alfa (iones de helio-4) en un carbono. átomo:

Algunos átomos de carbono también se fusionan con helio para formar oxígeno y, si la estrella tiene suficiente masa, se pueden formar elementos aún más pesados. Estas reacciones ocurren rápidamente y liberan tremendas explosiones de energía. La estrella moribunda comienza a convulsionar y destruye sus capas externas, exponiendo el núcleo pequeño pero intensamente caliente. Las nubes de gases expulsados ​​se expanden hacia afuera desde la estrella, impulsadas más hacia el espacio por el viento estelar. El resultado es una pequeña nebulosa llamada a. Las nebulosas planetarias no tienen nada que ver con los planetas reales, pero parecían planetas para los astrónomos que las observaron por primera vez a través de telescopios de baja potencia en el siglo XVIII.

Cuando las capas externas de la estrella se han disipado en el espacio, solo queda el núcleo desnudo. En esta etapa, la estrella se llama. Una enana blanca es un millón de veces más pequeña (en volumen) que el sol y tiene el tamaño de la Tierra, pero está tan densamente comprimida que puede pesar hasta 1,4 masas solares. La estrella está "muerta" en el sentido de que todas las reacciones nucleares han seguido su curso, pero sigue brillando durante millones o miles de millones de años a medida que la energía del calor sobrante se irradia gradualmente.

Apodada el "Ojo de Dios", la Nebulosa Helix es una de las nebulosas planetarias más cercanas. La nube de polvo y gas con forma de ojo está siendo expulsada de la estrella central a medida que pasa de gigante roja a enana blanca. El color azul en la región central es el oxígeno fluorescente en la luz ultravioleta de la estrella. Los colores rojizos cerca de los bordes provienen del hidrógeno y el nitrógeno. Para obtener más información sobre la Nebulosa Helix, consulte aquí. Crédito: NASA, ESA y C.R. O'Dell (Universidad de Vanderbilt) Esta foto compuesta fue creada a partir de imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble en 2003. La foto original está aquí. He ajustado los colores ligeramente para que coincidan con esta foto de luz visible tomada con un telescopio terrestre. También agregué efectos de destello de lente a algunas de las estrellas.

Ese es el destino típico de una estrella entre 0,5 y 8 masas solares: se desprenden de sus capas externas al final de la fase de gigante roja, luego se desvanecen lentamente como enanas blancas. Las estrellas de más de ocho masas solares hacen algo un poco más dramático: ¡tienden a explotar antes de alcanzar la etapa de enana blanca! Las estrellas enanas blancas también pueden explotar bajo ciertas condiciones. Ambos tipos de explosiones producen los elementos más pesados ​​necesarios para hacer del universo un hábitat adecuado para la vida, como veremos en la página siguiente.


Fotosíntesis

Frank Krahmer / Getty Images

Las plantas aplican una reacción química llamada fotosíntesis para convertir el dióxido de carbono y el agua en alimento (glucosa) y oxígeno. Es una de las reacciones químicas cotidianas más comunes y también una de las más importantes porque así es como las plantas producen alimento para sí mismas y los animales y convierten el dióxido de carbono en oxígeno. La ecuación de la reacción es:


Reacciones químicas en enanas blancas y alótropos de carbono - Astronomía

El Sol nació en la batalla entre la atracción hacia adentro de la gravedad y la presión hacia afuera de la radiación. Ninguno de los oponentes ganó la lucha, porque la victoria está en equilibrar las fuerzas. La gravedad mantuvo unida a la nueva estrella. La fusión del hidrógeno en helio proporcionó la energía cuya fuerza exterior impidió el colapso. Nuestro Sol no es inmutable, sin embargo, ha mantenido este equilibrio durante más de cuatro mil quinientos millones de años.

Quema de hidrógeno
Junto con la mayoría de las estrellas que vemos en el cielo nocturno, el Sol es un Secuencia principal estrella, quemando hidrógeno en su núcleo. Esto no se quema como el carbón, que es una reacción química. Quema de hidrógeno es una reacción nuclear en la que cuatro núcleos de hidrógeno se unen para formar un núcleo de helio. Un núcleo de helio tiene menos masa que cuatro núcleos de hidrógeno, porque parte de la masa se convierte en energía en la reacción. La famosa ecuación de Einstein E = mc 2 nos dice cuánta energía. Es la masa multiplicada por la velocidad de la luz al cuadrado. Eso es mucha energía.

Sin embargo, el hidrógeno del Sol no durará para siempre. ¿Qué pasa entonces?

Shell quema de hidrógeno
Cuando se agota el hidrógeno del núcleo, las reacciones nucleares se detienen. Ya no hay presión de radiación para equilibrar la fuerza de la gravedad. El núcleo comienza a encogerse. Este es el final de la secuencia principal, pero no es el final de la estrella.

El colapso gravitacional libera un calor considerable; así es como el bebé Sol se calentó lo suficiente como para iniciar la fusión nuclear en primer lugar hace miles de millones de años. (Ver el artículo gStarbirth h). Y a medida que el núcleo colapsa, proporcionará suficiente calor para comenzar. cáscara de hidrógeno ardiendo. La capa de concha es la capa del Sol justo fuera del núcleo.

Gigante rojo
El Sol que conocemos ahora está clasificado como enana amarilla. Cuando abandona la secuencia principal, su núcleo se volverá más pequeño y más denso, pero sus capas externas se expandirán debido a la presión de radiación de la carcasa en llamas. Su mayor tamaño lo hará más brillante. Sin embargo, su temperatura bajará porque la energía se distribuye sobre una superficie mayor. Se convertirá en un gigante rojo.

Mercurio y Venus serán tragados por el Sol en expansión. La Tierra puede permanecer, pero la vida no, porque los mares se evaporarán y la corteza se derretirá.

Cuando el núcleo colapsante se calienta lo suficiente, habrá una explosión repentina de energía llamada flash de helio. La fusión de helio en el núcleo comenzará a producir carbono y oxígeno. Esto libera más energía que la fusión de hidrógeno, por lo que se alcanza un nuevo equilibrio entre la radiación del núcleo más caliente y la gravedad de la estrella más grande. El Sol que quema helio se hinchará aún más, extendiéndose hasta la órbita actual de Marte.

La quema de helio durará alrededor de 100 millones de años, nada como los miles de millones de años de quema de hidrógeno. Pero el carbono en su cuerpo y el oxígeno que respira originalmente provienen de una estrella gigante roja que murió hace mucho tiempo.

Cuando el helio desaparece, el colapso del núcleo comienza de nuevo. El Sol no es lo suficientemente masivo para alcanzar la temperatura necesaria para la quema de carbono, por lo que este es prácticamente el final.

Nebulosa planetaria
Sin embargo, no es el final de la historia. Hay muchos recordatorios visibles de las etapas finales de una estrella como el Sol. El más espectacular es la formación de un nebulosa planetaria.

El núcleo del gigante rojo colapsa en una pequeña esfera, pero las capas externas son expulsadas cuando la atracción gravitacional del núcleo afloja su control sobre estas capas distantes. Otros factores, como la química de la estrella y su campo magnético, forman el gas en anillos o en varias formas asombrosas, como la imagen del Telescopio Espacial Hubble de la Nebulosa Ojo de Gato. La nebulosa brilla porque está energizada por el calor del núcleo que colapsa.

Una nebulosa planetaria no tiene nada que ver con los planetas. Al ver algunas de estas nebulosas a través de su telescopio, el astrónomo del siglo XVIII William Herschel vio un disco parecido a los de los planetas, y el nombre se quedó.

enano blanco
Pero, ¿qué pasa con el núcleo encogido? No tiene reacciones nucleares que lo respalden contra la gravedad, pero no colapsa en la nada. Forma un remanente conocido como enano blanco. Aunque tiene la masa de una estrella, no es mucho más grande que la Tierra. La materia ordinaria no se puede comprimir hasta este punto, pero una enana blanca está hecha de materia exótica que no se ve en la Tierra. Si pudieras recolectar una cucharadita, pesaría unas quince toneladas.

Cuando el Sol sea una enana blanca, estará hecho de carbono y oxígeno y electrones degenerados. Son los electrones en este estado inusual los que apoyan a la enana blanca contra un colapso mayor. En la estrella colapsada, el intento de la gravedad de aplastarlos cada vez más cerca es resistido por una presión externa llamada presión de degeneración electrónica. Esto finalmente funciona cuando no hay reacciones nucleares para resistir la fuerza de la gravedad.

Enana negra
Aunque la enana blanca no generará calor, inicialmente está muy caliente por el colapso gravitacional, por eso es blanca. Después de eso, no habrá nada más que hacer excepto genial. Cuando se irradia toda su energía térmica, lo que queda será una esfera oscura y fría de carbono, oxígeno y electrones degenerados. Sin embargo, las enanas blancas se enfrían tan lentamente que el Universo no tiene la edad suficiente para que ninguna de ellas se haya convertido en enanas negras.

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Una nueva reacción química podría explicar cómo se forman, evolucionan y finalmente mueren las estrellas

La versión de Star Search del científico Mark Hoffmann de la Universidad de Dakota del Norte recorre un largo camino, un camino muy largo, hacia el universo.

Hoffmann, un químico computacional, y sus colegas Tryve Helgaker, un conocido científico noruego, y los coautores E.I. Tellgren y K. Lange, también trabajando en Noruega, han descubierto una interacción a nivel molecular que la ciencia había desconcertado durante décadas pero que nunca había visto.

Resulta que ese descubrimiento puede redefinir la forma en que la ciencia ve la formación de compuestos químicos. También responde preguntas sobre lo que sucede en lugares como las enanas blancas, los núcleos súper densos de estrellas que se acercan al final de sus ciclos de vida.

"Descubrimos un nuevo tipo de enlace químico", dijo Hoffmann, conocido mundialmente por su trabajo pionero en la teoría y el modelado informático de la formación de compuestos químicos.

"Esa es una declaración bastante audaz, ¡pero no estoy bromeando! Es un nuevo tipo de enlace químico, no conocido previamente por la ciencia".

Hoffmann y sus colegas han reescrito el libro de reglas químicas para evaluar lo que sucede en el cielo nocturno. Se trata de responder preguntas atemporales como cómo se forman, evolucionan y finalmente mueren las estrellas.

Su trabajo también proporciona el secreto de cómo se forman algunos compuestos en el universo distante. Este descubrimiento trascendental aparece en un artículo de un número reciente de la revista Ciencias.

"Nuestro descubrimiento aborda uno de los misterios de la astrofísica sobre el espectro de estrellas enanas blancas", dijo Hoffmann. “Las enanas blancas tienen un espectro inusual que se cree que es el resultado del hidrógeno y el helio polimerizados que, por supuesto, no ocurren en la Tierra.

"Es posible ahí afuera porque los campos magnéticos en las enanas blancas son varios órdenes de magnitud más grandes que cualquier cosa que se pueda generar en la Tierra".

La enana blanca más cercana, Sirio B, es una gemela tenue de la estrella más brillante del cielo nocturno, Sirio A. Tiene aproximadamente el mismo tamaño que nuestro sol, pero mucho más densa, su densidad promedio es de 1,7 toneladas métricas por centímetro cúbico, o unas 3000 libras comprimidas en una caja del tamaño de un terrón de azúcar.

Hoffmann y su equipo describieron un proceso de unión inducido magnéticamente entre materiales. "Se especuló que este fenómeno debería existir, pero nadie tenía la prueba, y nadie, hasta que el equipo en el que estoy describió el proceso, tenía la estructura teórica y las herramientas computacionales para abordar esto", dijo.

En la Tierra, incluso los experimentos militares más audaces generan un pico de tal vez 1000 Tesla, una medida de fuerza magnética (los imanes de los refrigeradores generan una milésima parte de un Tesla). Pero en Sirius B, por ejemplo, los campos magnéticos son del orden de 200.000 a 400.000 Tesla, lo suficiente para desafiar las interacciones electrónicas que dominan la química y la ciencia de los materiales que conocemos en la Tierra.

Estos vastos campos magnéticos alteran directamente la forma en que los átomos se unen y pueden alterar la realidad química que conocemos en la Tierra.

"Lo que teníamos antes de descubrir esto era básicamente un modelo en papel y lápiz de lo que sucede en el universo. En comparación con lo que hay en lugares como las estrellas enanas blancas, los campos magnéticos que podemos generar aquí, incluso con el imanes más fuertes - son patéticos ".

"Modelamos computacionalmente el comportamiento que teorizamos, basándonos en principios físicos de aplicación universal", dijo Hoffmann.

El modelo de computadora del equipo apoyó su teoría. Ahora depende de los astrofísicos probar el modelo mediante la observación de las estrellas a la antigua.


Carbono vidrioso

Carbono vidrioso o carbono vítreo es una clase de carbono no grafitizante ampliamente utilizado como material de electrodo en electroquímica, así como para crisoles de alta temperatura y como componente de algunos dispositivos protésicos.

Fue producido por primera vez por Bernard Redfern a mediados de la década de 1950 en los laboratorios de The Carborundum Company, Manchester, Reino Unido. Se había propuesto desarrollar una matriz de polímero para reflejar una estructura de diamante y descubrió una resina resol (fenólica) que, con una preparación especial, fraguaba sin catalizador. Con esta resina se produjo el primer carbono vítreo.

La preparación de carbón vítreo implica someter los precursores orgánicos a una serie de tratamientos térmicos a temperaturas de hasta 3000 ° C. A diferencia de muchos carbones no grafitizantes, son impermeables a los gases y químicamente extremadamente inertes, especialmente los preparados a temperaturas muy altas. Se ha demostrado que las tasas de oxidación de ciertos carbonos vítreos en oxígeno, dióxido de carbono o vapor de agua son más bajas que las de cualquier otro carbono. También son muy resistentes al ataque de los ácidos. Por tanto, mientras que el grafito normal se reduce a un polvo mediante una mezcla de ácidos sulfúrico y nítrico concentrados a temperatura ambiente, el carbono vítreo no se ve afectado por dicho tratamiento, incluso después de varios meses.


Reacciones químicas en enanas blancas y alótropos de carbono - Astronomía

* Las estrellas brillantes de la secuencia principal son más masivas que las débiles estrellas de la secuencia principal.

Las gigantes B & # 9 son más masivas que las estrellas de la secuencia principal

Las gigantes C & # 9 son más masivas que las enanas blancas

Las estrellas de la secuencia principal D & # 9 son más masivas que las enanas blancas

A & # 9no se quedan sin hidrógeno en sus núcleos antes de morir

* B & # 9 eventualmente queman carbono en sus núcleos

C & # 9 nunca queman helio en sus núcleos

D & # 9nunca queme hidrógeno en sus núcleos

E & # 9 terminan sus vidas fisionando el uranio

E & # 9 no existen tales estrellas

* Una nube de gas cercana se colapsará para formar una nueva estrella.

B & # 9 una nube de gas cercana para formar una nebulosa planetaria

C & # 9 otras estrellas cercanas para convertirse en estrellas de neutrones o agujeros negros

D & # 9 otras estrellas cercanas para explotar como supernovas

* Todas las estrellas pasan la mayor parte de su vida allí.

La mayoría de las estrellas han nacido muy recientemente

C & # 9 otras estrellas no se trazan en el diagrama HR

D & # 9 otras estrellas son muy débiles y difíciles de ver

E & # 9 otras estrellas evitan que salgan de la diagonal.

A & # 9 se encuentran entre las estrellas más brillantes que conocemos

B & # 9 obedece la relación masa-luminosidad

C & # 9 obedece la relación período-luminosidad

* D & # 9 a menudo emiten ondas de radio en dos haces estrechos

Se necesita más información para responder

Un disco plano de material alrededor de una protoestrella

* B & # 9 una capa de gas en expansión alrededor de una estrella moribunda

C & # 9.la evaporación de un planeta cuando una estrella se convierte en gigante roja

D & # 9el estado final de una estrella que tiene un tamaño muy pequeño

E & # 9 es un disco alrededor de un planeta

El helio se fusiona en carbono y se libera energía.

* El hidrógeno B & # 9 se fusiona en helio y se libera energía

C & # 9 se forman moléculas interestelares

Las nubes interestelares D & # 9 comienzan a colapsar para formar estrellas

A & # 9la etapa de la protoestrella es muy corta

B & # 9 están rodeados de capullos de gas y polvo

C & # 9 irradian principalmente en el infrarrojo

E & # 9 están todos tan lejos que la luz aún no nos ha llegado

Los electrones A & # 9 se mueven del cuarto al segundo nivel de energía

Los electrones B & # 9 se mueven del segundo al cuarto nivel de energía

Los protones C y # 9 en helio neutro cambian su giro

* D & # 9electrones en hidrógeno neutro cambian su espín

Los átomos de hidrógeno E y # 9 agregan un segundo electrón para formar H

A & # 9utilizando telescopios infrarrojos para detectar gas ionizado en las nubes

B & # 9utilizando telescopios de rayos X para observar la radiación de rayos X de las moléculas en la nube

* C & # 9utilizando radiotelescopios para observar la emisión de CO de las nubes

D & # 9 buscando regiones azules tenues cerca de cúmulos estelares

E & # 9 buscando la radiación de 21 cm del hidrógeno

Yo es el más grande en el ultravioleta.

II. es el más grande en el infrarrojo.

III. es causado por hidrógeno ionizado.

IV. es causado por partículas de polvo.

E & # 9su edad no se puede estimar a partir del diagrama de FC

A & # 9porque el helio es explosivo y no se puede controlar cuando ocurren reacciones nucleares

* B & # 9 porque los electrones degenerados en el núcleo no permiten que el núcleo se expanda a medida que se calienta


DEPARTAMENTO DE FÍSICA Y ASTRONOMÍA

Una forma segura de que un físico provoque un animado debate en casi cualquier reunión es citar a Sir Ernest Rutherford (1871-1937), físico nuclear y Premio Nobel), quien dijo una vez que "Toda la ciencia es física o coleccionismo de sellos". "

Por un lado, esta cita es claramente una caricatura humorística, particularmente en vista del hecho de que Rutherford ganó su Premio Nobel de Química, ¡no de Física! Por otro lado, el humor de la broma depende de su astuta referencia a una faceta genuinamente distintiva de la física: la física es la más amplia de las ciencias, y más que ninguna otra busca explicar el mundo natural de la manera más universal posible.

La magnitud de lo que estudian los físicos es deslumbrante: los astrofísicos estudian galaxias tan lejos de la Tierra que su distancia (en millas) necesita 22 ceros después del último dígito, mientras que los físicos de partículas estudian partículas subatómicas tan ligeras que su peso (en onzas) necesita 35 ceros. antes del primer dígito! Los físicos ópticos utilizan la espectroscopia láser ultrarrápida para observar directamente los átomos que participan en reacciones químicas que duran solo una millonésima de mil millonésima de segundo, mientras que, al final del pasillo, sus colegas pueden estar estudiando datos sobre otros sistemas solares de nuestra galaxia, para comprender mejor cómo funciona la Tierra. en sí se formó hace 4.200 millones de años. No hay otra ciencia que abarque una gama tan amplia de tiempo, espacio y materia como la física.

El otro sello distintivo de la física es su énfasis en el conocimiento básico. Se ha dicho que la tabla periódica de los elementos es la química, pero entender por qué los elementos forman una tabla periódica en primer lugar es la física. Los físicos buscan las simetrías ocultas que subyacen al mundo natural y tratan de expresarlas en los términos más universales posibles. Por ejemplo, la investigación en el área de la dinámica no lineal ha revelado que el patrón caótico de los latidos del corazón en un paciente con un ataque cardíaco que sufre una arritmia severa tiene exactamente las mismas propiedades matemáticas que un grifo con fugas, atrapado a medio camino entre el encendido y el apagado, que chisporrotea erráticamente. . Este énfasis en mirar más allá de la superficie es un excelente entrenamiento para cualquier estudiante, independientemente de si hacen de la física o la astronomía su profesión.

Física moderna

Las fronteras de la física actual se encuentran en las áreas de los sistemas (muy) complejos, la materia "blanda", los sistemas a nanoescala, la física de partículas y la física de la óptica cuántica y el entrelazamiento cuántico. Nuestro departamento tiene profesores que trabajan en todas estas áreas. En física a nanoescala, estamos estudiando cosas tales como cómo los materiales orgánicos blandos se estiran a nivel atómico cuando se adhieren a materiales duros, y cómo la dinámica de magnetización de nanopartículas magnéticas de dominio único (es decir, partículas de aproximadamente un nanómetro de ancho) podría contribuir a una mejora magnética. tecnología de grabación.

Nuestra facultad de física de partículas está trabajando en muchos problemas de fundamental importancia, uno de los más interesantes es la búsqueda de las llamadas "oscilaciones de neutrinos". En resumen, muchos físicos creen que una cierta clase de partículas subatómicas conocidas como neutrinos no mantienen una identidad constante a medida que se mueven, sino que rotan entre diferentes "sabores" & # 8211 algo así como un automóvil que es un Ford, un Honda, o un Saab, dependiendo de qué tan lejos haya viajado por el camino. (Este problema ha llevado a los físicos de Japón a construir un detector de neutrinos de 136 pies de alto y 145 pies de diámetro, que aloja 50,000 galones de agua y 11,200 tubos fotomultiplicadores, en una cámara a 3,300 pies bajo tierra. Se necesitan dispositivos extremos como este, porque los neutrinos son extremadamente difícil de detectar.)

En Northwestern, estamos trabajando en un proyecto que culminará con un intenso haz de neutrinos dirigido literalmente a través de la Tierra, desde Fermilab aquí en Chicago hasta una cámara de detección subterránea a unas 600 millas de distancia en la antigua mina de Soudan cerca de Duluth, Minnesota. Si tiene éxito, el proyecto determinará de manera decisiva si los neutrinos "oscilan" o no y, de ser así, con qué rapidez lo hacen.

Astronomía moderna

Hoy es quizás el momento más emocionante de la historia para ser astrofísico. Los avances tecnológicos, como la óptica adaptativa para telescopios gigantes (que les permiten ver claramente a través del brillo de la atmósfera terrestre), los detectores e instrumentación en órbita espacial y las técnicas de medición de ultra precisión, han revolucionado nuestra capacidad para examinar el Universo. Solo en la última década, hemos detectado decenas de nuevos planetas orbitando estrellas cercanas, y hemos descubierto que la materia "normal" (de la que estamos hechos) constituye solo alrededor del 15% de la masa del Universo. (El otro 85% es la misteriosa llamada "Materia Oscura").

Para investigar estos fenómenos, nuestra facultad de astrofísica utiliza telescopios de rayos X, ultravioleta, ópticos, infrarrojos y radiotelescopios ubicados en casi todas partes: Chile, Arizona, Hawai, el espacio exterior, incluso el Polo Sur. (Hemos tenido tres licenciados en física que realizaron estudios independientes en el Polo Sur, ayudando al profesor Giles Novak con su investigación sobre el campo magnético en el centro de la galaxia Vía Láctea).

Nuestra facultad de astrofísica teórica estudia objetos exóticos como agujeros negros, estrellas de neutrones y estrellas enanas blancas calculando sus propiedades utilizando ciertos supuestos y luego comparándolos con observaciones experimentales. El logotipo "oficial" de este grupo de investigación muestra una estrella enana blanca en órbita alrededor de una estrella roja gigante, con la enana densa extrayendo gas del borde de la estrella roja en un remolino gigante. Esto se debe a que tales objetos existen y, finalmente, a medida que se vierte demasiada masa sobre la estrella enana blanca, la enana colapsa y luego explota con la energía de cien mil millones de soles. Such events are called supernovas, and they generate the heavy elements that make up ourselves and the Earth.

After Northwestern

The emphasis in physics and astronomy is always squarely on analytical thinking: the formulation of relevant questions, careful examination of the data, testing of alternative hypotheses, and the rigorous give-and-take of logical debate and discussion. These skills can serve students well in virtually any career, including research and development, medicine, law, journalism, computer science, business, and education. In addition, the strong emphasis upon the use of mathematics and computers allows physics/astronomy majors to move easily into any number of quantitative fields.

Historically, about 60% of the physics majors at Northwestern have chosen to pursue advanced degrees after graduation. Most of these degrees are in physics and astronomy, but include many other disciplines: law, business, medicine, and engineering. On average, physics majors score high on the MCAT and higher than other undergraduate majors on the LSAT (more data is available here). A rapidly growing area of graduate interest is medical physics, including nuclear medicine and diagnostic technology. 

Nationwide, over 90% of the students who pursue PhDs in physics or astronomy are fully supported as either research or teaching assistants throughout their entire graduate careers. They receive full tuition waivers and monthly stipends in return for part-time teaching or research. The very low cost of obtaining a graduate degree in physics or astronomy is one of the major incentives that leads the majority of physics bachelors to enter PhD programs. Afterwards, most PhDs enter careers in basic research in universities, government, or industry.

A recent survey of Northwestern physics/astronomy undergraduate alumni who chose not to attend graduate school revealed a remarkable diversity of career paths. The largest group, about 24% of the total, had become self-employed entrepreneurs, mostly in the areas of computer and engineering consulting. Other employment paths included industrial research and development, business management (often in technological companies), computing, government public-policy research, law, engineering, medicine, the military (with technical/engineering duties), technical sales (such as very expensive, very complex CAT-scan equipment), high-school teaching, accounting, museum or library work, police forensics, nonprofit social work, freelance writing, veterinary medicine, and stock brokerage.

Contact Information for the Director of Undergraduate Studies

Director of Undergraduate Studies
Professor Nate Stern
Phone Number:  847-467-0625
Office: Tech F245
E-mail: [email protected]

or, if Prof. Stern is not available:

Samantha Westlake, Undergraduate Program Assistant
Phone Number: 847-491-7650
Office: Dearborn 3A

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How does carbon dioxide react with limewater ?

Carbon dioxide reacts with limewater to form calcium carbonate, which precipitates out of the solution.

Explicación:

The reaction between limewater, which is a solution of calcium hydroxide, #"Ca(OH)"_2# , and carbon dioxide will result in the formation of an insoluble solid called calcium carbonate, #"CaCO"""_3# .

#Ca(OH)_(2(aq)) + CO_text(2(aq]) -> CaCO_(3(s)) darr + H_2O_((l))#

The solution will turn milky due to the fact that calcium carbonate is a white precipitate. This reaction is actually used to test for the presence of carbon dioxide.

An unknown gas is bubbled through a solution of calcium hydroxide - if the solution turns cloudy, then the unknown gas is carbon dioxide.

If you continue to bubble the carbon dioxide through the limewater another acid - base reaction occurs which results in the precipitate dissolving to give soluble calcium hydrogen carbonate:

This is how naturally ocurring acid rain is able to chemically erode limestone resulting in cave formation.

When this solution evaporates the reverse reaction occurs resulting in the formation of stalactites and stalagmites.

Read more about this reaction here:

A cool video on this reaction:


A “diamond-like star” in the lab. Diamond-like glass

Tantalizing information about a possible existence of diamond stars has recently refocused attention of the scientific community on the basic properties of carbon-rich planets and stars. Since the carbon-rich star types are known for a usual presence of oxygen, it is not clear how carbon and oxygen can co-exist under extreme PT-conditions at a C/O < 1 atomic ratio. Therefore, the significance of the fact that the “star” PT-conditions (7000–13,000 K, 40 GPa) have been reached and sustained for a relatively long period of time in the oxygen-rich medium of the continuously laser heated diamond anvil cell, resulting in an optically transparent carbon glass (diamond-like glass) and, subsequently, oxygen-rich solid carbon synthesis, is hard to overestimate. Moreover, our results suggest that pure carbon can co-exist with oxygen under the extreme PT-conditions and have potential to open up a new technological way for production of novel super-refractory alloys and materials.


Watch the video: Química del Carbono - Lección Teórica (Febrero 2023).