Barra

progressos

Documento sin título


Els progressos de la ciència i les seves aplicacions és una obra produïda per Tibidabo Edicions, S.A i ha estat dirigida pel Dr. Asiaín García, de la Universitat de Barcelona, comptant al seu equip de treball amb el físic Joan Aragonés.

L'obra ofrereix al públic la descripció i característiques dels diferents progressos científics i tecnològics que han anat succeint-se al llarg de la història i les seves aplicacions, tant al món científic, com a la vida quotidiana.

 
 


La prioritat de l'obra és la divulgació, amb l'objectiu de que l'usuari entengui, assimili i identifiqui aquests progressos científics, així com les teories i conceptes científics relacionats amb ells.

La comprensió de les teories i conceptes científics ajuda a entendre el perquè de molts dels progressos i estudis científics que s'han anat desenvolupant als dos darrers segles, així com els usos pràctics que ha tingut cada un dels descobriments a través del temps.

 
 

L'obra combina l'ús de vocabulari científic amb explicacions amb termes més senzills, la qual cosa, juntament amb l'estructura dels temes, permet la familiarització amb els termes científics i tecnològics així com amb els termes més recents d'aplicacions tecnològiques.

L'obra consta de 1 llibre i 3 DVD, en els quals, mitjançant animacions i imatges reals, es complementen les explicacions ofertes al llibre.

 

El preu de l'obra és de 175* euros (IVA i despeses d'enviament incloses).

 

*Inclou descompte del 15%, preceptiu per a biblioteques públiques.

1. El descobriment de l'electró

Malgrat que Demòcrit va anticipar que la matèria estava formada per àtoms, no va ser fins al segle XIX que Dalton va ressuscitar aquesta idea mitjançant el mètode científic. A finals de segle JJ Thomson va establir que els raigs catòdics eren corpuscles carregats negativament. Stoney els va anomenar electrons. Posteriorment, al segle XX, Millikan va determinar amb precisió la càrrega de l’electró.


2. El límit de Chandrasekhar

Tenint només en compte l’energia potencial gravitatòria del Sol és impossible explicar l’energia alliberada per aquest. Eddington i Bethe van establir que els estels obtenen la seva energia de les reaccions de fusió que tenen lloc al seu interior. Es descriuen a continuació els estels tipus nana blanca. Estudiant aquest tipus d’estels Chandrasekhar va establir que als estels massius la pressió de degeneració no suportaria el col•lapse gravitatori i no estarien en forma de nana blanca. El límit per a que això passi és que l’estel tingui una massa superior a 1,4 cops la del Sol.


3. La constant cosmològica

Quan Einstein va resoldre les equacions de camp de la Relativitat general va trobar que l'Univers s'estava contraient o expandint-se. Com que per a ell l'Univers havia de ser estàtic va introduir el terme cosmològic a les seves equacions per a que fos així. Aquest terme era com una mena de força antigravitatòria. Tanmateix Friedmann pensava que aquest terme era totalment artificial i que l'Univers era dinàmic. Les observacions experimentals de Hubble van corroborar que l'Univers estava en expansió. Einstein va reconèixer poc després que la introducció de la constant cosmològica era el major error de la seva carrera.


4. Equacions de Maxwell

A la darrera meitat del segle XIX Maxwell va resumir les lleis conegudes de l'electricitat i magnetisme en quatre equacions matemàtiques. A continuació es descriuen aquestes equacions. La primera incorporava la llei de Coulomb, la segona establia que les línies de camp magnètic són tancades. La tercera incorporava la inducció electromagnètica de Faraday i Henry i la quarta ens indica que les càrregues elèctriques mòbils generen un camp magnètic. A més, en aquesta quarta equació Maxwell introdueix un nou terme: un camp elèctric variable que amb el temps genera camp magnètic. La propagació de camps elèctrics i magnètics a l'espai constitueix les ones electromagnètiques. Maxwell va establir que la llum era una ona electromagnètica.


 5. Neutrins

Es descriuen els dos tipus de desintegracions ß que tenen lloc en determinats nuclis atòmics. En no haver electrons ni positrons al nucli s'explica una desintegració d'aquest tipus como conversió de neutrons en protons i viceversa. Para que en aquest tipus de processos es conservés l'energia i el moment angular Pauli va establir que s'emetia una nova partícula anomenada neutrí. Els neutrins no tenen càrrega elèctrica i tenen una massa pràcticament nul·la, pertanyen a la família dels leptons. Es descriu com detectar-los i també l'oscil·lació, és a dir, el canvi del tipus de neutrí, que té lloc al seu viatge del Sol a la Terra.


6. Llei de Hubble

L'any 1929 Hubble va establir, d'acord amb les observacions experimentals, que la velocitat de recessió d'una galàxia era directament proporcional a la distància a la que es trobava de nosaltres. La constant de proporcionalitat es va anomenar constant de Hubble. Ell mateix la va determinar, però mesures actuals i, per tant, més precises l'estableixen al voltant de 70 km/s/Mpc. A partir de la constant de Hubble i fent la seva inversa es pot calcular l'edat de l'Univers.


7. El bosó de Higgs

Es descriu el camp de Higgs com el que dota de massa a les partícules. Cada camp té associada una partícula d'intercanvi. En el cas del camp de Higgs la partícula és el bosó de Higgs. A major interacció amb el camp major massa adquireix la partícula. Encara no s'ha detectat, però en cas d'existir s'espera que el LHC el trobi.

8. Relativitat General

La Relativitat general tracta els sistemes de referència acceleradors. En aquesta teoria Einstein reemplaça la força gravitatòria per una geometria. A continuació es descriuen tres prediccions relativistes àmpliament verificades de manera experimental: el canvi a la freqüència d’un senyal lluminós en moure’s en un camp gravitatori; la desviació dels raigs de llum emesos per estels, que són causats per objectes massius com pot ser el nostre Sol; i la precessió del periheli de Mercuri. Tot això no podia explicar-se utilitzant la mecànica de Newton.


9. Matèria fosca

Zwicky va establir per agrupar galàxies no n’hi havia prou amb la gravetat creada per estels i pols galàctic, per la qual cosa va deduir que havia d’existir una matèria invisible que proporcionés suficient gravetat. A aquesta matèria se la va anomenar fosca. Els cosmòlegs i astrònomes han establert dos candidats d’aquest tipus de matèria: els MACHOS o objectes de tipus halo massius compactes i els WIMPs o partícules massives d’interacció feble.


10. Equació de Drake

Amb la fi de buscar vida extraterrestre s’utilitzen els radiotelescopis, ja que les ones de radio poden viatjar per l’espai sense degradar-se de manera significativa pel gas i la pols interestel•lar. Es descriu l’equació de Drake com una equació matemàtica que permet predir el nombre de civilitzacions tècnicament avançades a la nostra galàxia. Es descriu també el projecte SETI i es defineixen les civilitzacions tipus I i tipus II.


11. Big Bang

L’any 1931 Lemaître va introduir la teoria de l’àtom primigeni, que en explotar va originar l’Univers, la qual cosa l’any 1948 es va anomenar Big Bang. Mitjançant aquest model s’expliquen tres grans observacions: l’abundància d’elements lleugers, l’expansió de l’Univers i la radiació de fons de microones. Aquesta última indica que la temperatura de l’Univers és de 2,7 K. La teoria del Big Bang descriu la història de l’Univers a partir de 10-43 s, abans d’aquest temps les lleis de la física no tenen validesa.

12. L'equació de Schrödinger

A partir de la hipòtesi de de Broglie, Schrödinger va elaborar una equació d’ones que podia aplicar-se a qualsevol sistema físic. Aquesta equació, quan s’aplicava a l’àtom d’hidrogen, donava una descripció completa en primera aproximació de les línies espectrals d’aquest. Posteriorment Born va explicar el significat de la funció d’ona que apareix a l’equació. El quadrat del valor absolut de la funció d’ona és la probabilitat de trobar la partícula en una determinada regió.


 13. El principi d'incertesa

Heisenberg va establir aquest principi fonamental en teoria quàntica. Ens diu que no podem conèixer alhora la posició d'una partícula i la seva quantitat de moviment, és a dir que si coneixem amb total precisió la posició tindrem una incertesa en la quantitat de moviment i viceversa. Una altra forma d'establir aquest principi és amb un altre parell de variables conjugades com són l'energia i el temps. Així, la incertesa a l'energia per la incertesa temporal ha de ser més gran o igual a la constant de Planck. Aquesta segona forma s'aplica, entre d'altres, a l'estudi d'interaccions entre partícules i al càlcul de la vida mitjana de les partícules.


14. Heli líquid. Superfluidesa

Els bosons són partícules d'espín sencer que poden estar en le mateix estat energètic. Einstein va precisar que a baixes temperatures alguns elements i algunes molècules poden arribar a formar alllò que s'anomena un condensat.

Així l'Heli-4 a baixes temperatures forma un condensat de Bose-Einstein. La mecànica quàntica pot explicar les estranyes propietats de l'Heli-4 a baixes temperatures. Fins i tot l'Heli-3, que inicialment no es considerava un superfluid quàntic, quan es refreda a 0,002K es comporta com a tal.


15. La inflació de l'Univers

L'equilibri tèrmic de l'Univers i el fet de que sembli gairebé pla no es pot explicar només utilitzant el model del Big Bang. Per solucionar-lo, l'any 1981 Guth va introduir el model de l'Univers inflacionari. La inflació es va produir ne un temps molt breu i l'Universo va augmentar de mida de forma exponencial i amb un ordre de magnitud de 1025. Va començar als 10-35s i als 10-32 s va parar, continuant l'expansió a un ritme normal tal com el Big Bang predeia.


16. Experiment dels dos forats

Constitueix l'element bàsic de la mecànica quàntica. Si considerem l'experiment de forma macroscòpica i utilizant ones que es propaguen en aigua s'obté una figura d'interferència, figura que es destrueix en tapar qualsevol dels dos forats. Si usem bales i els dos forats oberts no hi ha interferència.

Si passem al món microscòpic i utilitzem fotons o electrons tornem a tenir interferència quan els dos forats estan oberts, però la interferència desapareix quan es tapa un forat. ¿Com saben el fotó o l'electró si un forat està obert o tancat?.

Ara volem saber per quin forat passa un electró.

Si s'observa per on passa, es destrueix la interferència i els electrons es comporten com les bales malgrat que els dos forats estiguin oberts.

En el moment en què s'observa l'ona dispersa de l'electró es converteix en una partícula. El que es vol dir és que en mecànica quàntica l'observador forma part de l'experiment.

17. El gat de Schrödinger

Amb la finalitat de demostrar que la mecànica quàntica era una teoria incomplerta, Schrödinger va proposar un experiment mental conegut com el gat de Schrödinger.

Segons la mecànica quàntica el gat que hi ha a l'interior de la caixa, si aquesta no s'obre, està en una superposició d'estats, això vol dir que no està viu i mort alhora. Per a Schrödinger és inimaginable que un objecte clàssic pugui estar d'aquesta forma.

Però la mecànica quàntica estableix que només podem saber si està mort o viu obrint la caixa. En aquets moment la funció d'ona es col·lapsa, és a dir la superposició d'estats es destrueix, i el gat està viu o mort. Abans d'obrir la caixa no té sentit preguntar-se si està viu o mort, és en el moment d'efectuar la mesura quan s'adquireix el coneixement.


18. Forats negres

Ja al segle XVIII es va pensar en estels on la gravetat era tan intensa que ni la llum no en podia escapar. Al segle XX Schwarzschild, aplicant la Relativitat General, va calcular el radi i la massa que tindrien aquests estels.

Oppenheimer va predir que un estel massiu podria convertir-se en forat negre per patir un col·lapse gravitatori.

Es coneixen dos tipus de forats negres: els de Schwarzschild, que són estàticos, i els de Kerr, que són forats negres en rotació.

Els forats negres es poden detectar per la quantitat de radiació, en forma de raigs X, que emet un estel que és atrapat per un forat negre.

L'any 1974 Hawking va predir que un forat negre podia emetre radiació, arribant fins i tot a evaporar-se.


19. Forma i destí de l' Univers

A partir del paràmetre densitat es descriuen els models d'Univers. En un Univers obert aquest patirà una expansió desaccelerada sense fi. En un Univers pla l'expansió seria molt suau. En un Univers tancat la gravitació farà que la matèria de l'Univers es concentri en un punt, seria una mena de Big Bang a la inversa. Aquests models són incomplerts. Si tenim en compte observacions que ens indiquen que l'Univers s'expandex de manera accelerada, es pot produir un “Big Rip”. L'espai entre galàxies agumentarà tan ràpid que només podrem observar les galàxies més properes i la resta de l'Univers serà fosc.


20. Experiment EPR

L'experiment mental d'Einstein, Podolsky i Rosen va ser introduit per demostrar que la mecànica quàntica era una teoria incomplerta. Si tenim dues partícules en interacció i se separen de manera que no interaccionin més fins que un observador les mesuri, es pot saber alhora la posició i la quantitat de moviment de la segona partícula sense necessitat de fer-hi cap mesurament, només mesurant els paràmetres corresponents de la primera partícula.

Això estava en desacord amb la interpretació de Bohr i els seus col·legues, ja que la posició i la quantitat de moviment de la segona partícula no serien reals fins que es mesuressin. Posteriorment Bell va establir un criteri matemàtic que permetria als físics experimentals dilucidar qui tenia raó.


21. El LHC

El gran col·lisionador d'hadrons del CERN és el major accelerador de partícules existent. Els xocs entre protons tindran una energia de 14 TeV. També es faran col·lisionar ions de plom. Les col·lisions seran seguides per quatre detectors repartits pels quatre punts de trobada de l'anell accelerador.

La comunitat científica espera trobar, si existeix, el bosó de Higgs, partícules supersimètriques, quarks i antiquarks que permetin resoldre el misteri de la simetria existent a l'abundància a l'Univers de matèria-antimatèria. Un altre objectiu és buscar matèria fosca i també s'estudiarà el plasma quark-gluó.


22. Ordinadors quàntics

S'introdueix la unitat bàsica d'informació d'aquest tipus d'ordinadors, que és el qubit. L'any 1994 Shor va introduir el primer algoritme quàntic que permet factoritzar grans números. La gran diferència entre els ordinadors quàntics i els actuals és que els primers tenen una potència de càlcul elevadíssima, la qual cosa permet que les claus criptogràfiques dels ordinadors actuals es desxifrin en qüestió de segons. L'any 2001 es va aconseguir trobar els factors de 15 utilitzant un ordinador de 7 qubits. Si bé per a que els ordinadors quàntics siguin factibles han de tenir diverses dotzenes de qubits, per la qual cosa hauran de passar anys per a que puguin reemplaçar els actuals.


23. Teletransport quàntic

Al teletransport quàntic el que es transporta és l'estat quàntic d'una partícula, destruint-se la informació de la partícula original. Es fa mitjançant dues partícules entrellaçades. l'Alícia mesura alhora la partícula original i una de les partícules entrellaçades. En Robert té l'altra partícula entrellaçada. L'Alícia efectua un mesurament conjunt de les partícules que té i a continuació mitjançant un missatge, que pot ser telefònic, envia a en Robert informació de com ha de mesurar la seva partícula. Amb aquesta informació la partícula entrellaçada d'en Robert arriba a tenir el mateix estat quàntic que la partícula original que tenia l'Alícia. Els anys 1997 i 1998 es va aconseguir teletransportar fotons i l'any 2004 es va realitzar el teletransport d'àtoms.


24. Desigualtat de Bell

David Bohm va descriure una versió completa de l'original EPR. En ella hi tractava la polarització de fotons. L'any 1964 Bell va introduir un criteri matemàtic per a que es pogués dilucidar la validesa o no de la mecànica quàntica. Si violés la desigualtat de Bell es compliria la mecànica quàntica i Einstein no tindria raó. L'any 1982 Alain Aspect va confirmar, a través d'experiments amb fotons, la violació de la desigualtat de Bell.