Espectros Atómicos y Efecto Doppler

La luz blanca, al pasar a través de un prisma, se descompone en los colores del arcoíris. Esto indica que está compuesta por ondas luminosas o fotones de diferentes longitudes de onda. Cuando un elemento químico es iluminado con luz blanca, los electrones de sus átomos absorben selectivamente ondas de ciertos tamaños y dejan pasar las demás. Estos tamaños de onda que cada elemento absorbe son específicos y constituyen su «huella digital». Al comparar el espectro de absorción del Sol con el de estrellas similares en galaxias lejanas, se observan las mismas líneas, pero con una diferencia: las líneas del espectro de las estrellas lejanas están corridas hacia el rojo. Este fenómeno, conocido como efecto Doppler, indica que esas galaxias se alejan de nosotros. Cualquier objeto que se aleje de un observador y emita ondas, como la luz, mostrará este corrimiento al rojo, ya que el color rojo tiene ondas más largas. Un ejemplo similar es el sonido de una ambulancia: al alejarse, su sonido se hace más grave (ondas sonoras más largas), mientras que al acercarse, el tono se hace más agudo (ondas más cortas).

Radiación Cósmica de Fondo

Al calentar objetos metálicos, inicialmente se ponen «al rojo vivo». Si se siguen calentando, su color cambia del rojo hacia un azul tenue y brillante, para finalmente verse blancos. Este cambio de color se debe a que, al aumentar la temperatura, a la radiación roja se agregan progresivamente fotones de mayor energía, hasta cubrir todas las longitudes de onda del espectro visible, lo que resulta en la percepción del color blanco.

Nucleosíntesis Primigenia

La nucleosíntesis primigenia ocurrió desde el tiempo cero hasta aproximadamente cuatro minutos después del Big Bang. En estos primeros instantes, el Universo era extremadamente denso y caliente (más de 10²⁷ K), pero al expandirse, la temperatura y la densidad disminuyeron rápidamente. Un segundo después del Big Bang, la temperatura descendió a 10¹⁰ K. En estas condiciones, existían fotones (γ), positrones (e⁺), neutrinos (ν), antineutrinos (), protones (p⁺), neutrones (n) y electrones (e⁻). A estas temperaturas, los neutrones libres se desintegraban en protones: . Las partículas se encontraban en equilibrio: . Al descender la temperatura a 10⁹ K, protones y neutrones comenzaron a fusionarse formando deuterio (²H), inestable en esas condiciones. Con el enfriamiento, la fusión continuó: . A 4 × 10⁸ K, la repulsión entre núcleos impidió la formación de núcleos más grandes. La nucleosíntesis primigenia resultó en hidrógeno (¹H) y helio (⁴He) en proporción 12:1, con trazas de ²H, ³He, ⁷Li y ⁷Be. La materia permaneció como plasma durante 400,000 años.

Nucleosíntesis Estelar

Cientos de millones de años después del Big Bang, en regiones frías, se formaron nubes de hidrógeno y helio que se acumularon por gravedad. En estas nubes, la materia en estado de plasma permitió la fusión de cuatro protones para formar helio, liberando energía. Este proceso, la nucleosíntesis estelar, ocurre en millones de estrellas: . La reacción en cadena inicia con: , seguida de la fusión de deuterio con un protón para producir ³He: . La rama PPI es la más probable para la formación de ⁴He, aunque existen las ramas PPII y PPIII: . El ¹²C, base de la vida, se forma por la fusión de tres núcleos de ⁴He. También se produce ¹⁶O: . Otras reacciones ocurren entre 5 × 10⁸ K y 2 × 10⁹ K: .

Nucleosíntesis en Supernovas

La energía liberada en la fusión nuclear se debe a que la energía de enlace de los productos es mayor que la de los reactivos. Esta energía alcanza un máximo en ⁵⁶Fe o ⁵⁶Ni: .

Nucleosíntesis Interestelar

El ⁷Li, formado en pequeñas cantidades tras el Big Bang: , junto con el berilio y el boro, no se formaron por los procesos anteriores. Estos elementos se originan por espalación, la fragmentación de núcleos atómicos debido a colisiones de alta energía con rayos cósmicos: .

pH

El pH mide el grado de acidez o alcalinidad de una sustancia o solución en una escala de 0 a 14. Un pH de 7 es neutro.

Hidrólisis

La hidrólisis es la ruptura de enlaces moleculares por la adición de agua, separando la molécula en sus componentes. En la hidrólisis ácido-base, el agua se divide en un ion hidroxilo (OH^–) y un protón (H⁺), que se hidrata formando un ion hidronio (H₃O⁺).

Isótopos de Hidrógeno

Protio (¹H): El isótopo más abundante del hidrógeno, con un protón en su núcleo. Combustible en la fusión nuclear estelar.

Deuterio (²H): Isótopo estable del hidrógeno con un protón, un neutrón y un electrón.

Tritio (³H): Isótopo radiactivo del hidrógeno con dos neutrones y un protón. Se desintegra emitiendo partículas beta.

Isótopos

Formas de un elemento químico con el mismo número de protones pero diferente número de neutrones. Ejemplo: carbono 12, carbono 13 y carbono 14.