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Biografía de Pauli Wolfgang Principio de Exclusión

BIOGRAFÍA DE PAULI, WOLFGANG
Físico austríaco-estadounidense

Wolfgang Pauli (1900-1958), físico estadounidense de origen austríaco, premiado con el Nobel y conocido por su definición del principio de exclusión en mecánica cuántica. Además su hipótesis, en 1931, de la existencia del neutrino, una partícula subátomica, constituyó una contribución fundamental al desarrollo de la teoría mesónica.

Fisico Pauli Wolfgang

Pauli formuló el principio de exclusión, que establece que dos electrones no pueden ocupar el mismo estado energético de forma simultánea en un átomo. Por este descubrimiento recibió, en 1945, el Premio Nobel de Física.

Se doctoró en 1921 en la Universidad de Munich y fue asistente en la Universidad de Gotinga. Continuó su formación en Copenhague, bajo la tutela de Niels Bohr. Trabajó inicialmente en la Universidad de Hamburgo y, luego, se mantuvo por espacio de veinticinco años como profesor de física teórica en la Escuela Politécnica Federal de Zurich.

Se le distingue como uno de los fundadores de la mecánica cuántica, junto con Heisenberg y Planck; adquirió gran prestigio por su principio de exclusión, enunciado en 1924, conocido también como principio de Pauli, según el cual dos partículas similares no pueden existir en el mismo estado, es decir, que ambas no pueden tener la misma posición y la misma velocidad, dentro de los límites fijados por el principio de incertidumbre de Heisenberg.

En otros términos, en un mismo átomo no pueden existir dos electrones con el mismo conjunto de números cuánticos –sabiendo que cada átomo queda descrito por completo una vez se han especificado sus cuatro números cuánticos– de donde resulta que al menos uno de ellos debe ser diferente. Mediante el Principio de Pauli se logró interpretar las propiedades químicas de los elementos cuando se agrupan ordenadamente por su número atómico creciente.

Pauli recibió el premio Nobel de física a la edad de 45 años, en 1945, «por el descubrimiento del principio de exclusión». Al año siguiente, recibió la nacionalidad norteamericana y trabajó a partir de ese momento en el Instituto de Estudios Avanzados de Princeton, regresando posteriormente a Zurich.

DESCRIPCIÓN DE LA UBICACIÓN DE LOS LOS ELECTRONES EN UN ÁTOMO:

El núcleo y la disposición de los electrones a su alrededor, son los componentes cruciales que dictan la forma como se comporta un elemento.

Si pudiésemos tomar millones de fotografías de los electrones que orbitan alrededor del núcleo de un átomo, éstos aparecerían cada vez en una posición ligeramente diferente. Las distintas posiciones forman series de hasta 7 anillos de nubes u «órbitas» alrededor del núcleo, donde las posibilidades de encontrar un electrón son altas. En los átomos más pequeños, hidrógeno y helio, existe sólo una pequeña órbita cercana al núcleo. Los átomos del helio tienen dos electrones y los del hidrógeno uno, por lo que la opción de hallar un electrón en un punto determinado de esta órbita es dos veces mayor en el átomo de helio que en el de hidrógeno.

Existe siempre un límite al número de electrones que cada órbita puede albergar. En la órbita interior hay espacio sólo para dos, por lo cual, si un átomo tiene más electrones, éstos se desplazan a una segunda órbita, más retirada del núcleo. Esta segunda órbita puede albergar hasta 8 electrones. La tercera también puede mantener 8 electrones, e incluso más -hasta 18-,si existe otra órbita. Sólo excepcionalmente la órbita externa presenta más de 8 electrones.

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Los átomos con 8 electrones en su órbita externa son muy estables y lentos para reaccionar con otros elementos, debido a que se requiere mucha energía para adicionar un electrón o para desplazarlo. Los átomos con un solo electrón en su órbita externa, como los del hidrógeno, sodio y potasio, son muy reactivos debido a que su electrón se remueve con facilidad.

de igual modo, los átomos a los que les falta uno de los 8 electrones son muy reactivos, pues aceptan con rapidez otro electrón en su órbita externa. El fluoruro (un átomo de flúor con un electrón obtenido de otro átomo) que encontramos en la crema dental protege los dientes al eliminar y remplazar un componente del esmalte dental que es afectado por los ácidos en los alimentos.

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Fuente Consultada:
Historia Universal de la Civilización  Editorial Ramón Sopena Tomo II del Renacimiento a la Era Atómica

Biografía de Eddington Arthur Trabajos Cientificos

Biografía de Eddington Arthur  y Su Trabajo Científico

BIOGRAFÍA DE EDDINGTON, Sir ARTHUR STANLEY (1882-1944): Astrónomo y físico británico, que realizó un importante trabajo en el campo de la relatividad y de la astronomía. Eddington nació en Kendal, por entonces en Westmorland (actualmente Cumbria) y estudió en el Owens College (actualmente Universidad de Manchester) y en el Trinity College de la Universidad de Cambridge. Fue ayudante jefe en el Real observatorio de Greenwich desde 1906 a 1913, año en que fue catedrático de astronomía en Cambridge.

En la década de los años veinte, este astrofísico inglés demostró que el interior del Sol era mucho más caliente de lo que se había pensado hasta entonces. Supuso al astro como una enorme y extremadamente caliente esfera de gas, con características similares a las de los gases estudiados en la Tierra.

Eddigton Arthur Stanley

Arthur Eddihton: famoso físico del siglo XX, cuyo trabajo mas destacado fue sobre la evolución y la constitución de las estrellas. Su trabajo en astronomía quedó reflejado en su clásico libro La constitución interna de las estrellas, que se publicó en 1926.

Sometido a la acción de la gravedad, su materia tendría que estar atraída hacia el centro y, por tratarse solamente de gas, no tardaría en colapsarse en un cuerpo mucho más pequeño. Ya que el Sol no entra en colapso e inclusive conserva medidas superiores a las establecidas para esa gravedad, debería existir alguna fuerza que impulse la expansión de la sustancia solar y resista a la tendencia de contracción.

El único fenómeno que podría explicar esta situación, según Eddington, sería el calor, ya que si se aumenta la temperatura, los gases se expanden y aumentan de volumen. Por lo tanto, el Sol permanece en un estado de equilibrio, con un calor interior tal que tiende a expandirlo, pero con una fuerza gravitatoria que lo induce a contraerse.

Concluyó que cuanto mayor es la masa de una estrella, mayor es la cantidad de calor que debe producir para no entrar en colapso, y que la cantidad de calor debe crecer con mayor rapidez que la masa.

Eddington se opuso a las teorías de su discípulo, Chandrasekhar, sobre la posibilidad de que existiera una estrella cuya masa alcanzara cierto límite y dejara de contraerse hasta llegar a un estado final como las estrellas enanas blancas.

Sus principales obras son: Espacio, Tiempo y Gravitación; Estrellas y Átomos; La Naturaleza del Mundo Físico; El Universo en Expansión y Nuevos Senderos de la Ciencia.

Fuente Consultada:
Historia Universal de la Civilización  Editorial Ramón Sopena Tomo II del Renacimiento a la Era Atómica