Viaje al centro de la Tierra (2) - Los Planetas

Viaje al centro de la Tierra (1) - Los Planetas

Curiosamente alguien imaginó un día poder viajar al centro de la tierra.
Una mente prolífica e imaginativa como la de Julio Verne pudo darle forma. Hoy, la tecnología moderna quiere poner en práctica ese sueño.

Si No Tuviéramos Luna - Los Planetas

Al perecer una de las razones por las que este planeta es tan amable y estable en su climatología es que nos acompaña un satélite. Este mantiene a la tierra inclinada sobre su eje lo que permite que existan las estaciones. Otra característica que produce la atracción lunar es el de las mareas. Las características reproductivas de la vida se rigen también por los ciclos lunares. Así pues gracias a la luna la vida es posible como la conocemos en este planeta.

Un saludo a todos los lunáticos como yo.

El Observatorio de Dinámica Solar detecta una erupción masiva y lluvias abrasadoras

La NASA presenta impresionantes fotogramas de la actividad solar, en la que se observa, con un detalle sin precedentes, cómo enormes cantidades de plasma se levantan para luego caer, lentamente, de vuelta sobre la superficie solar.

Abril 27, 2010: Hace apenas una semana, un grupo de científicos que trabaja con el nuevo Observatorio de Dinámica Solar (Solar Dynamics Observatory), SDO de la NASA, dio a conocer las más asombrosas películas del Sol, mostrando aspectos que nadie había visto nunca. Y ahora lo hace de nuevo.

"El SDO acaba de observar una erupción masiva en el Sol —una de las más grandes en años", dice Lika Guhathakurta, de las Oficinas Centrales de la NASA, en Washington, DC. "Los fotogramas no sólo son espectaculares, sino que además podrían ayudar a resolver un antiguo misterio de la física solar".

Karel Schrijver, del Laboratorio Solar y de Astrofísica Lockheed Martin (Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Lab), es la organización que dirige este análisis. "Podemos ver mil millones de toneladas de plasma magnetizado cuando es lanzado hacia el espacio mientras que residuos de la explosión caen de vuelta sobre la superficie del Sol. Estos son, por ahora, los mejores datos que jamás hemos tenido".



Arriba: Un filamento magnético en erupción, observado el 19 de abril. El objeto negro con apariencia de "cabello" es una mota de polvo en el detector de la cámara CCD.

Los astrónomos han visto erupciones como esta antes, pero raramente tan grandes y nunca en un detalle tan elocuente. Como el miembro del equipo científico, Alan Title, de Lockheed Martin, mencionó la semana pasada durante una conferencia de prensa: "ningún otro telescopio se acerca siquiera a la combinación de resolución espectral, temporal y espacial del SDO".

Schrijver dice que su parte favorita de la película es la lluvia coronal. "Se ven glóbulos de plasma cayendo hacia la superficie del Sol, formando salpicaduras brillantes cuando caen", explica. "Este es un fenómeno que yo he estado estudiando durante años".

La lluvia coronal ha sido un misterio durante mucho tiempo. No es sorprendente que el plasma caiga de regreso al Sol. Después de todo, la gravedad solar es muy fuerte. Lo misterioso de la lluvia coronal es cuán lento parece caer. "La gravedad del Sol debería tirar el material hacia abajo mucho más rápidamente de lo que se mueve en realidad. ¿Qué es lo que hace que sea tan lento?", se pregunta el científico.
Por primera vez, el SDO da una respuesta.

"La lluvia parece ser levantada por un 'almohadón' de gas caliente", dice Schrijver. "Los observatorios que usamos antes no pudieron verlo, pero allí está".

Una de las características más novedosas del SDO es su detección de las temperaturas. Usando un conjunto de telescopios ultravioletas llamado Generador de Imágenes Atmosféricas (Atmospheric Imaging Assembly ó AIA, en idioma inglés), el observatorio puede medir remotamente la temperatura del gas en la atmósfera del Sol. La lluvia coronal parece ser relativamente fría —"apenas" 60.000 Kelvin. Cuendo la lluvia cae, es soportada parcialmente desde abajo por un almohadón de material mucho más caliente, entre 1 millón y 2 millones 200 mil Kelvin.



Arriba: Una película de la erupción, con colores codificados para la temperatura. Los colores rojos y anaranjados indican material frío (60.000 a 80.000 K); los colores azules y verdes indican zonas calientes (1 millón a 2 millones 200 mil K). El objeto negro con forma de "cabello" es una mota de polvo situada en el detector de la cámara.

"Se puede ver el gas caliente en la película con colores codificados para la temperatura", dice Schrijver. "El material más frío aparece en colores rojizos, mientras que el material más caliente se muestra en tonos azul-verdosos. El gas caliente efectivamente ralentiza el descenso de la lluvia coronal".

Dick Fisher, jefe de la División de Heliofísica de la NASA, en Washington, DC, ha estado trabajando en física solar durante casi cuarenta años. "En todo ese tiempo", dice, "nunca había visto imágenes como ésta".

La música del bosón de Higgs y el pequeño Bang!

21 May 2010
música del bosón de Higgs y el pequeño Bang!
Lily Asquith es una de los cientos de físicos buscando el bosón de Higgs en el LHC. Junto con colegas, músicos y artistas ha creado el Proyecto LHCSound para responder cuál sería el sonido de la partícula más buscada. Además, el sonido de "pequeños bangs".



La idea detrás del proyecto LHCsound es convertir los datos del experimento ATLAS del Gran Acelerador de Hadrones (LHC) en música, a través del proceso de sonificación.

¿Cómo funciona el proceso?
Hay diferentes métodos. El que usan es el "mapeo de parámetros" que implica relacionar características de los datos a atributos acústicos. ATLAS produce enormes cantidades de datos que luego se filtra y procesan.
LHCsound toma esos datos procesados y le agregan un algoritmo que imprime columnas de números representando propiedades de los datos como energía, posición espacial, tiempo. Esos números son leídos por un software de composición como Csound que permite relacionar, por ejemplo, volumen a energía o timbre a tipo de partícula.

Según cuentan en CultureLab, los sonidos ya creados puedan ser usados en algunas animaciones del detector y existen planes futuros para sonificar diagramas de Feynman!



En el blog del proyecto, Lily cuenta que conoce un número de físicos que asocian las diferentes partículas con colores. Para ella, cuenta, un electrón es azul. También, dice, hay colegas de ella que asocian partículas con sonidos y que ha escuchado expresiones como:
"Las lluvias hadrónicas suenan como un hombre llevando doce pintas en una bandeja, cayendo por una larga escalera, incluyendo la maldición".

En los clips de audio disponibles vemos que el ejemplo más simple se llama HiggsJetSimple que mapea las propiedades de un chorro de celdas que contienen depósitos de energía. Cada celda tiene una energía, una distancia y una distancia angular (dR) asociada. El primer track es de 90 segundos y se reduce en densidad de sonidos hacia el final, con varios eventos aislados por varios segundos.
dR se asoció con el tono, la energía con el volumen del sonido y la distancia con el tiempo.
Hay otros ejemplos hechos con otras técnicas en la misma página.

Luego podemos escuchar el EventMonitor, un ejemplo de sonificación del primer intento de convertir data en tiempo real que se puede descargar en un MP3 de casi 5 MB.

Y también podemos barrer el detector ATLAS y escuchar piezas resultantes de eventos simulados que contienen dos quarks top y un bosón de Higgs.

Finalmente en InnerDetectorLayers encontramos una serie de eventos.

¡El sonido de los pequeños Bangs!
En el blog del LHC de Estados Unidos, simultáneamente, tenemos un video sobre cómo sonaría una colisión de un ión pesado. La cosa proviene del Acelerador relativista de iones pesados (RHIC) y sus creadores montaron el video y la página The Sound of the Little Bang (El sonido del pequeño Bang).

Allí cuentan que, usando los aceleradores para colisionar núcleos de oro a casi la velocidad de la luz, los físicos pueden recrear la materia tan caliente y densa como un segundo después del Big Bang. Por ese motivo, las colisiones a veces se llaman "pequeños Bang".

La materia creada en estos pequeños bangs, explican en el sitio, se comporta como líquidos. Si un plasma quark-gluón (un gas supercaliente de partículas elementales digamos) existe en esas colisiones, luego las ondas acústicas deben ser capaces de propagarse a través de la materia. Ellos dicen buscar evidencia del fenómeno acústico y usar los datos disponibles para determinar el sonido de los pequeños bangs. Lo que presentan es cómo un observador interior del plasma oiría al expandirse y enfriarse el sistema.

Murmullos de la Creacion - Los Planetas

Como COBI hace la primera fotografia de "la cara de Dios"

Sombras y Señales, Planeta Azul - Los Planetas

Catastrofes Cosmicas, Una Vez en la Vida - Los Planetas

La Estrella Madre, Magnitudes Extremas - Los Planetas

Explendor Galactico, Solos en el Espacio - Los Planetas

El Cosmos Invisible, Luz Fantastica - Los Planetas

Big Bang & Las Fronteras del Tiempo - Los Planetas

Exploracion del Cielo - Los Planetas

El Sistema Solar Exterior - Los Planetas

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La Magnetosfera Terrestre - Los Planetas

Los Espiritus de la Noche - Los Planetas

Solarmax - Los Planetas

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Vida Mas Alla De La Tierra - Los Planetas

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La Luna - Los Planetas

Historia De Los Descubrimientos - Los Planetas

La Tierra - Los Planetas

Diferentes Mundos - Los Planetas

Colant de Chocolate

Ingredientes:

• 250 gr. de chocolate negro,
• 250 gr. de mantequilla,
• 110 gr. de harina,
• 150 gr. de azúcar,
• 5 huevos y 1 yema.


Elaboración:

Se mezcla el azúcar, la harina y la mantequilla. Después, se echan los huevos uno a uno y se mezclan con la anterior masa. A continuación, se funde el chocolate al baño María y también se incorpora a la mezcla.
Después, se untan unos moldes de flan con mantequilla y cacao y se vierte la mezcla elaborada anteriormente. Se precalienta el horno a 180º y se introducen los moldes. Hornear durante 15 minutos.

Brownie

El brownie es un bizcocho de chocolate con nueces fruto de un accidente culinario, un error de un cocinero que olvidó poner levadura al bizcocho de chocolate que estaba elaborando, pero ¿cómo no iba a estar bueno con estos ingredientes como base?, así pues, este bizcocho de crujiente por fuera y tierno y jugoso en su interior, se bautizó con el nombre de brownie (marroncito), muchas gracias al cocinero que se equivocó, se las merece.

Ingredientes
120 gramos de chocolate fondant, 220 gramos de mantequilla, 4 huevos, 220 gramos de azúcar, 70 gramos de harina, nueces y para acompañar, lo que desees, helado de vainilla, salsa de chocolate, confitura…

Elaboración
Precalienta el horno a 200º C. Mezcla en un cuenco la harina tamizada, el azúcar y los huevos. Funde el chocolate con la mantequilla y mezcla ambas preparaciones.

Parte las nueces y trocéalas al gusto, la cantidad de éstas también dependerá de cuántos tropezones te guste encontrar, con unas 12-15 nueces puede haber suficientes.

Agrega las nueces a la masa preparada de brownie y unta un molde de mantequilla, espolvorea un poco de azúcar o harina y desecha la que no se quede adherida. Nosotros lo hacemos habitualmente en el molde de cake, aunque es un disfrute comer los bordes crujientes del brownie, también nos encanta su jugoso interior.

Introduce el molde en el horno y reduce la temperatura a 180º C. Hornea durante 20 minutos aproximadamente si utilizas un molde de paredes bajas, si es más alto puede necesitar más tiempo, pero no demasiado.

MTV Video Music Awards Performance 1995 - Michael Jackson

Bad - Full Version - Michael Jackson

Smooth Criminal - Michael Jackson

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La Despedida

A pesar de tus desplantes
en el mundo vas a encontrar
tanta estimacion y cariño
como que yo te pueda dar.
Puro amor,
solidario como una flor
que enbellece la ternura
del querer correspondido.
El destino me acerca
de admiracion a ti,
pues no seria de otra forma
no corresponderte asi.
Aun abandonado a tu malicia
recuerdos quedan
de mejores momentos
de un grato tiempo pasado
de una union completo.
Buenos deseos te asistan,
grandes hazañas te esperen,
espero que el amor que buscas
de solidaridad con la vida encuentres.
Solo deseo
que por lo que a mi me toca
conserves gratos recuerdos
de bonitos momentos
contigo compartidos.
No quiero sufrir ni padecer
por la indiferencia,
no quiero verme rechazado
por mi querer sincero.
Mendigo me veo de
de tus besos y tus caricias
coronando mi afecto
de gran indiferencia.
No te puedo hablar,
no te puedo escribir,
por tus pretensiones espantar.
Cosa dificil de llevar
si se quiere siquiera amistad.
Cuan dificil me resulta
negarte nada
cuan facil para ti resulta.
Dificil momento
de mostrar este sentimiento
tan duro como estamparme
sobre solido cemento.
Como decirte mi amor
estas palabras
en este momento
pues hecho trizas tengo
el corazon roto.
Un camino andado
a su final llega
nuestros senderos se separaran
y un adios por despedida.

Como se Mide el Universo

El ser humano esta acostumbrado a medir, etiquetar y catalogar todo y a hacerlo mediante un sistema de medidas de referencia adecuado a las necesidades diarias teóricas y prácticas. La medición y catalogacion del universo ha sido una tarea que no ha escapado a esta tradición de compilación de datos y conocimiento para su posterior análisis y estudio.
Pero, a la vista de la enormidad del tamaño del universo, alguna vez nos hemos hecho la pregunta, ¿Cómo se pueden medir distancias en el universo y comprobar su veracidad? Pues bien, el desarrollo del conocimiento humano hace tiempo que consiguió dominar con precisión este arte de la ciencia astronómica.
El universo tiene una extensión tan grande que en realidad no sabemos hasta donde se extiende. Lo único que sabemos a ciencia cierta, nunca mejor dicho, es hasta donde podemos alcanzar a ver, cual es nuestro horizonte en el universo. Este horizonte no es otro, que el radio del universo observable, también conocido como horizonte de partículas. Con él identificamos la distancia a los objetos más lejanos que podemos observar, es decir los primeros objetos lumínicos que se formaron en las primeras fases posteriores al Big Bang.
Para expresar pues, las distancias en el universo, se utilizan algunos términos y conceptos que nos son muy familiares pero otros no lo son tanto. Así para medir distancias no se utilizan las medidas métricas terrestres habituales sino medidas vinculadas a una de las características mas destacadas de nuestro universo, la luz.
Por otro lado, también se manejan sistemas de medición de la misma forma en que se utilizan en la Tierra (masa, volumen, la densidad y la temperatura). En este caso las unidades de medida son las mismas que en la Tierra, sólo que los valores que se obtienen no pueden compararse con los terrestres porque medimos en otra escala muy diferente, una escala universal.
Pero una vez, dicho algo tan básico, vamos a fijarnos un poco en como se miden estas distancias. Como existen diveras formas de medir diferentes objetos cosmicos, vamos a poner ejemplos en varios de los casos típicos y estudiados por los astrónomos.
El primero de estos casos es la Luna. La Luna es el satélite que ha permitido a la Tierra ser lo que es. Sin ella la vida no se habría dado como tal y como la conocemos y junto con Júpiter ha sido un escudo durante miles de millones de años que ha salvado a la Tierra de imnumerables colisiones de asterorides y cometas.
El interés que ha suscitado la Luna desde el principio de los tiempos tomo un nuevo impulso con las misiones Apolo que la visitaron a finales de los 60 y principios de los 70. Los astronautas de estas misiones dejaron en la Luna unos pequeños “retrorreflectores” que permitieron realizar mediciones entre esta y la Tierra gracias a un poderoso laser que se hacía impactar (y rebotar) en los “espejos” situados en la superficie.
El tiempo que tarda este laser en llegar a la Luna y volver a la Tierra es de unos 2 segundos y medio, gracias a que los telescopios en la Tierra recogen el destello que regresa a esta tras impactar el laser original enviado a los “retrorreflectores”. La medición de este tiempo permitió establecer la distancia a la Luna mediante una sencilla formula. El tiempo que tarda el rayo de luz en llegar a la Luna y volver se multiplica por la velocidad de la luz y el resultado se divide entre dos, para establecerse la distancia entre los dos objetos.
Estas mediciones tienen un margen de error de tan sólo 5 centímetros y como casi constantemente se realizan estas pruebas, se ha comprobado que la Luna hoy se encuentra 30 centímetro mas alejada de la Tierra que cuando llegaron las primeras misiones Apolo.
La siguiente parada en el estudio de mediciones de distancias en el Universo, son los planetas. En este caso al quedar descartado la utilización de “retrorreflectores”, se hacía necesario la utilización de otro tipo de método. En un principio se utilizaron formas que se basaban en la velocidad de la luz y el paralaje (“Diferencia entre las posiciones aparentes que en la bóveda celeste tiene un astro, según el punto desde donde se supone observado”). Con la aparición del radar, este pasó a utilizarse para medir dichas distancias de una forma mucho mas precisa.
Enviando ondas de radio hacia un planeta y recibiéndolas posteriormente (muy posteriormente…) en forma de una onda eco muy débil, tras rebotar en las superficies rocosas de estos. Este método, conocido como radioastronomia, permitió estudiar planetas rocosos como Mercurio, Marte o Venus y se convirtió en una de las ramas mas importantes para el estudio del universo.
Sin embargo, este sistema solo puede ser utilizado en objetos con superficie rocosa, lo que nos es aplicable a planetas como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno ya que no reflejan las ondas de radio debido a su composición gaseosa.
Al igual que en el Sol, el radar no puede utilizarse para realizar mediciones de estos cuerpos gaseosos. En lugar de eso, se utiliza la ley del movimiento planetario, la tercera de las leyes formuladas por Johannes Kepler en 1618 que establece que el cuadrado del tiempo en el que un planeta recorre su órbita alrededor del Sol (denominado periodo orbital) es igual al cubo de la distancia medida entre dicho planeta y el Sol.
Mediante esta ley formulada por un científico que apenas disponía de su propio tiempo y recursos para investigar, se pudo establecer la distancia promedio entre la Tierra y el Sol siglos después. El resultado, 149.597.870 millones de kilómetros.
Esta unidad se convirtió de facto, en una referencia mas lógica para medir distancias en el universo. Paso a denominarse UA (unidad astronómica) y aunque no es una unidad de gran referencia no tiene la extrema precisión que caracteriza a otras mediciones de astros y objetos.
Por último, vamos un paso más allá. ¿Cómo medir la distancia a las estrellas cercanas?
Estos astros se encuentra a distancias millones de veces mas lejanas que el Sol. Por ello, no es de extrañar que se tengan que utilizar otros métodos para realizar las mediciones. Uno de ellos, el más importante, es la utilización del anteriormente mencionad, paralaje. Este método se basa en medir el ángulo de movimiento de una estrella entre dos puntos y su relación con la órbita de la Tierra.
Los astrónomos aficionados utilizan un sencillo método para establecer estas distancias de una forma muy curiosa. Sosteniendo el dedo indice frente a la cara y cerrando un ojo, establecemos donde se encuentra nuestro dedo con relación al fondo. Si cerramos el otro ojo y abrimos el otro, se da la sensación que el indice se ha movido. Así, cuanto mas cerca se encuentre el dedo de nuestra cara, mayor es la distancia a la que parece moverse.
Trasladado a la medición estelar, la estrella cercana cuya distancia queremos medir, representa el dedo. Registramos su posición en relación con estrellas muy distantes en dos puntos de la órbita terrestre y cuando medimos el angulo del movimiento aparente de la estrella entre esos dos puntos y conociendo el diámetrio de la órbita terrestre, tenemos a nuestro alcance la distancia al astro.
Cuanto mas nos adentramos en el universo, las distancias se vuelven cada vez más incomprensibles y desconcertantes. ¿Podremos comprender razonablemente algún día cual es la naturaleza del universo, su forma y evolución pasada y futura? En realidad, ya lo estamos haciendo, pero cada vez hacemos preguntas más complejas y dificiles de responder.
Las distancias espaciales se expresan en términos de lo más rápido que existe en el universo: la velocidad de la luz
¿Cómo se mide el universo en que vivimos?
Al alzar la vista hacia el firmamento nocturno, durante los últimos meses del año, en el Hemisferio Norte podemos ver un parche de débil luz en la constelación de Andrómeda. Esta tenue mancha en realidad es un enorme conjunto de estrellas: la galaxia de Andrómeda. Es el objeto más distante visible a simple vista; su luz tarda 2.2 millones de años en llegar a nosotros.
Las distancias espaciales se expresan en términos de lo más rápido que existe en el universo: la velocidad de la luz. Un rayo de luz recorre 9,460 billones de kilómetros en un año, de modo que podemos definir una distancia como el tiempo que tarda la luz de una estrella u otro cuerpo celeste en llegar a nosotros. Esta distancia se expresa en años luz.
Thomson se imaginó al átomo como un hueso de ciruela: una esfera con carga positiva en la cual estaban incrustados como grosellas los electrones con carga negativa. Pero este sencillo modelo no sobrevivió a los experimentos iniciados en 1906 por el físico Ernest Rutherford, que culminaron con la división del átomo. Rutherford dedujo que el núcleo, aunque contenía casi toda la masa del átomo, debía de ser en extremo pequeño. Si el átomo fuera del tamaño de una casa mediana, el núcleo sería apenas como una cabeza de alfiler.
Inicialmente, todo tuvo que aceptarse sólo en teoría, pues no había forma de ver las partículas. Pero poco después el físico inglés Patrick Maynard Stuart Blackett, que inició sus investigaciones hacia 1919, logró captar imágenes de los choques de partículas que producían transmutaciones. Para esto se valió de un aparato llamado cámara de nubes: un vaso de cristal que contenía aire húmedo. Si de pronto se reduce la presión en el vaso, el vapor de agua se condensa en nubes. El proceso de condensación podía desencadenarse al hacer pasar partículas subatómicas cargadas, que dejaban un rastro perceptible en la cámara de nubes.
Blackett registró el aplastamiento del núcleo en una cámara de nubes. Para lograrlo tomó 23,000 fotografías que mostraban los rastros de 400,000 partículas alfa. Sólo en 1925, seis años después de iniciado su trabajo, este notable hombre de ciencias registró ocho rastros ramificados, que mostraban el núcleo de un átomo al recibir el choque.
La cámara de nubes, y posteriormente la cámara de burbujas, en la cual las partículas dejan un rastro de burbujas en un líquido, fueron desde entonces las herramientas básicas de los físicos que estudian las partículas.
Basados en observaciones muy cuidadosas, los astrónomos han podido determinar que el universo está compuesto de aproximadamente 100 mil millones de galaxias.
Las galaxias normalmente se encuentran agrupadas en cúmulos, pero tomado en conjunto el universo parece ser uniforme. Las distancias entre galaxias son colosales (varios millones de años luz). El tamaño del universo es inimaginable: a la velocidad de la luz tardaríamos 30.000 millones de años para ir de un extremo a otro del universo.

EXPANSIÓN DEL UNIVERSO

¿Cómo sabemos que el universo se expande?
¿Cómo se miden las distancias a las galaxias lejanas?
¿Cómo se mide el movimiento de las galaxias?
Para entender mejor las respuestas a estas preguntas fundamentales de la cosmología moderna, es necesario entender los siguientes conceptos:


Naturalmente, entre más alejada se encuentra una estrella más débil será su brillo. Es así como el brillo aparente de una estrella nos puede ayudar a saber qué tan lejos se halla.
La luz que se observa de una estrella no solamente es afectada por la distancia a la que se encuentra. Si la estrella se mueve, también vamos a percibir cambios cualitativos en la luz que nos llega (Efecto Doppler).
Y si la estrella se encuentra en una galaxia muy lejana, la expansión del universo afecta la luz emitida por la estrella produciendo cambios que también pueden ser medidos. Las longitudes de onda se hacen más largas.
La luz que viene de una estrella se compone de muchos colores o longitudes de onda. A los astrónomos les interesa descomponer esta luz separando los colores que la forman, para investigar la composición química de la estrella. La distribución de energías que porta un rayo de luz para cada longitud de onda es lo que se llama el espectro.
Los espectros estelares también presentan lineas caracteristicas producidas por la absorción de radiación por los átomos de nubes o gas interestelar por donde pasa la luz.
Cuando el espacio mismo sufre una expansión, tal como lo predice la Teoría General de la Relatividad, las longitudes de onda de la luz crecen con la expansión universal. El resultado es que el espectro de la luz que viaja por un espacio en expansión presenta corrimientos hacia el rojo en sus líneas.
Se mide la velocidad de las galaxias. El espectro de la luz también nos da información sobre el estado de movimiento de la estrella. Midiendo el corrimiento de las líneas de absorción en su espectro podemos inmediatamente calcular la velocidad a la cual se aleja o acerca una estrella. Esta información es posible obtenerla gracias al efecto Doppler de la luz y es útil en el estudio de movimientos locales en estrellas relativamente cercanas.
La Ley de Hubble En 1929 pudo establecer el hecho de que el universo está en expansión. ¿Cómo pudo llegar a esta conclusión? Hubble midió las distancias a varias galaxias lejanas y también midió los corrimientos hacia el rojo en sus espectros. Si interpretamos los corrimientos hacia el rojo como efecto de la expansión del espacio nos encontramos con el resultado asombroso que, en promedio, las galaxias se están alejando con velocidades que aumentan proporcionalmente a la distancia que las separa de nosotros. Este hecho implica que el universo tiene una edad finita.
Los astrónomos han descubierto una forma de medir las distancias a objetos que se encuentran tres veces más lejos en el espacio de lo que se podía lograr anteriormente gracias a una clase poco común de estrellas cefeidas variables gigantes.
Las cefeidas clásicas son estrellas con luminosidad pulsante y desde hace tiempo han sido utilizadas como puntos de referencia para medir distancias en el universo cercano. Pero ahora los científicos han descubierto una manera de utilizar las Cefeidas variables de período ultra-largo (en inglés: ULP = ultra long period) como fanales para calcular distancias de hasta 300 millones de años-luz, e incluso más.

La CEFEIDAS como unidad de Medida.

Las cefeidas clásicas son muy luminosas, pero a más de 100 millones de años-luz de la Tierra su señal se pierde entre las de otras estrellas brillantes, dijo Jonathan Bird, estudiante doctoral de astronomía de la universidad estatal de Ohio, quien discutió sus hallazgos en la conferencia de la Sociedad Astronómica Americana del 08/06/2009.
Pero las ULPs componen una rara y extra-luminosa clase de cefeidas que pulsan muy lentamente.
Los astrónomos han creído también por largo tiempo que las cefeidas ULP no evolucionan de la misma forma en que lo hacen las otras cefeidas. Sin embargo, en este estudio los científicos han descubierto la primera evidencia de una cefeida ULP evolucionando igual que una cefeida clásica.
Existen varios métodos para calcular las distancias a las estrellas, y a menudo los astrónomos han tenido que combinar métodos para medir indirectamente una distancia. La analogía usual es una escalera, con cada nuevo método en un escalón superior al otro. En cada nuevo paso los errores se acumulan, reduciendo la precisión de la medición total, de modo que poder saltearse algún escalón se convierte en una herramienta preciosa para sondear el universo.
Krzysztof Stanek, profesor de astronomía de la universidad estatal de Ohio, aplicó en 2006 una técnica de medición directa cuando utilizó la luz proveniente de un sistema estelar binario en la galaxia M33 para medir por primera vez la distancia hasta esa galaxia. M33 se encuentra a 3 millones de años-luz de la Tierra.
Esta nueva técnica que utiliza las cefeidas ULP es diferente. Es un método indirecto, pero este estudio inicial sugiere que el mismo podría funcionar para galaxias que están mucho más lejos que M33.
“Descubrimos que las cefeidas de período ultra-largo podrían ser potencialmente un poderoso indicador de distancia. Creemos que podrían proporcionar las primeras mediciones estelares de distancia para las galaxias dentro de un rango de 50 a 100 megaparsecs (150 a 326 millones de años-luz) e incluso más allá”, dijo Stanek.
Como los investigadores en general no toman nota de las cefeidas de período ultra largo, hay pocas de ellas en el registro astronómico. Para este estudio, Stanek, Bird y el estudiando de la universidad estatal de Ohio José Prieto rescataron 18 cefeidas ULP en la literatura.
Cada una de ellas estaba localizada en una galaxia cercana, como por ejemplo la Pequeña Nube de Magallanes (ver en este blog: Las Nubes de Magallanes). Las distancias hasta estas galaxias cercanas son bien conocidas, de modo que los astrónomos utilizaron este conocimiento para calibrar la distancia a las cefeidas ULP.
Descubrieron que podían utilizar a las cefeidas ULP para determinar distancias con un error de un 10-20%, un rango típico de otros métodos que componen la escala cósmica de distancias.
Las cefeidas de período corto, esas que aumentan y disminuyen su luminosidad en un plazo de pocos días, son buenos marcadores de distancias en el espacio porque su período está relacionado directamente con su luminosidad, y los astrónomos pueden usar esa información de luminosidad para calcular la distancia.
Pero los científicos han pensado siempre que las cefeidas ULP, que varían su luminosidad en el curso de varios meses o más, no obedecían a esta relación. Son más grandes y más luminosas que las cefeidas típicas. De hecho, son más grandes y más luminosas que la mayoría de las estrellas; en este estudio, por ejemplo, las 18 cefeidas ULP se encuentran en un rango de tamaño de entre 12 a 20 veces la masa de nuestro Sol.
Su luminosidad las convierte en buenas marcadoras de distancia, dijo Stanek. Las cefeidas comunes son difíciles de detectar en las galaxias distantes, ya que su luz se mezcla con la de otras estrellas. Las cefeidas ULP son lo suficientemente brillantes como para destacarse.
Durante largo tiempo los astrónomos han sospechado que las cefeidas ULP no evolucionan de la misma forma que las otras cefeidas. Sin embargo, en este estudio el equipo descubrió la primera evidencia de una cefeida ULP evolucionando como lo haría una cefeida más clásica.
Una cefeida corriente se hará muchas veces más fría y más caliente a lo largo de su vida. Entretanto, las capas exteriores de la estrella se volverán inestables, lo que causará los cambios en su luminosidad. Se cree que las cefeidas ULP pasan por este período de inestabilidad solamente una vez, y lo hará en una única dirección: de más caliente a más fría.
Pero a medida que los astrónomos ensamblaron los datos provenientes de diferentes partes de la literatura para este estudio, descubrieron que una de las cefeidas ULP, una estrella de la Pequeña Nube de Magallanes conocida como HC829, se movía claramente en la dirección opuesta.
La luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y de su tamaño, por ello las variaciones periódicas de la temperatura pueden producir modulaciones en su luminosidad. En el caso de las cefeidas, las variaciones de temperatura pueden tener lugar como consecuencia de una serie de contracciones y expansiones radiales de la propia estrella debido a la ionización de una capa de helio causada por el cambio de temperatura. El período de pulsación de una cefeida sería proporcional al valor medio del radio que, a su vez, depende intrínsecamente de las características de la propia estrella. Cuando la estrella está más contraída, aumenta la temperatura en las regiones centrales, por lo que la estrella se calienta y aumenta su brillo. La radiación tiene dificultades para escapar, así que aumenta la presión interior y la estrella comienza a hincharse. Según se expande, la cefeida se hace más transparente, la radiación escapa y la estrella se enfría perdiendo luminosidad. Luego, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Alcanzada cierta temperatura mínima, la expansión se detiene y el radio de la estrella se ajusta en torno a una posición de equilibrio. Es decir, la luminosidad de una variable cefeida es inversamente proporcional a sus dimensiones, lo que significa que es máxima cuando el radio es mínimo, y viceversa. Las cefeidas alcanzan su máximo brillo en el momento de expansión más rápida, cuando la temperatura ha alcanzado un máximo por la contracción y la expansión aún no ha dado tiempo al enfriamiento a pesar de que la superficie estelar radiactiva ya ha aumentado. El tamaño de la estrella oscila entre un 5 y un 10%. El tiempo de vida de una cefeida en este estado de oscilación es del orden de un millón de años. La mayoría de las estrellas de entre 3 y 15 masas solares pasan por esta fase. Las estrellas más masivas tienen periodos más largos: el tener un radio importante, les lleva más tiempo dilatarse.
Las oscilaciones de una estrella pulsante son el resultado de ondas que resuenan en el interior estelar. Estas ondas, implicadas en los modos radiales de pulsación estelar, son esencialmente ondas estacionarias similares a las que ocurren en el tubo de un órgano que está abierto en uno de sus extremos. La estrella y el tubo del órgano pueden sustentar varios modos de oscilación. La onda estacionaria, para cada modo, tiene un nodo al final (el centro de la estrella) donde los gases no se mueven y un antinodo al otro extremo (superficie de la estrella). En el modo fundamental los gases se mueven en la misma dirección en cada punto de la estrella. Sí hay un sólo nodo entre el centro y la superficie, es el llamado primer armónico, con los gases moviéndose en direcciones opuestas a ambos lados del nodo y para el segundo armónico hay dos nodos. Para los modos radiales el movimiento del material estelar ocurre principalmente en las regiones superficiales. La mayoría de las Cefeidas clásicas y W Virginis pulsan en el modo fundamental.
La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente (módulo de distancia). Por este motivo, las cefeidas tienen el importante papel de indicadoras de distancia y han sido utilizadas con este fin continuamente.

La relación enunciada por H. Leavitt es de la siguente forma:

M = a log P + b

donde M es el valor medio de la magnitud absoluta y P el periodo. Como el coeficiente a es negativo, cuanto más luminosa sea la cefeida, mayor será su periodo . Para las cefeidas de tipo I, cuya relación periodo-luminosidad es más exacta, los valores de los coeficientes equivalen a:

a= -1,74 ; b= -0,65

Una vez determinados P y M, podemos medir la distancia a través de la comparación con la magnitud aparente. Es decir, relacionamos la magnitud que sabemos que posee esa estrella con la que vemos nosotros. Para afinar estos resultados, había que calcular lo más exactamente posible el valor de los coeficientes. Para ello se utilizaron las cefeidas más cercanas para calibrar estos valores, para posteriormente calcular distancias con las variables cefeidas más lejanas. Esta calibración fue realizada por E. Hertzsprung en 1913, y después por H. Shapley en 1918 utilizando una población de cefeidas observadas en los cúmulos globulares de nuestra Galaxia. En 1918, utilizando las cefeidas como indicadoras de distancia, se logró medir las dimensiones de la Vía Láctea. En 1924, Edwin Hubble observa por primera vez cefeidas en M31, M33 y NGC6822, y utilizando esta calibración, determinó sus distancias y estableció así que M31 no es una nebulosa sino una galaxia similar a la nuestra que dista 2,5 millones de años luz. En los posteriores años, Hubble y otros astrónomos se dedicaron a calcular la distancia que nos separa de múltiples galaxias y objetos más cercanos como cúmulos estelares y nebulosas.
Dada la importancia de los datos que aportan las cefeidas, aún hoy en día se estudian sus curvas de luz para calibrar más refinadamente el valor de sus coeficientes. En 2001 el GEA descubrió la cefeida NSV01450. Observaron este astro durante más de 50 noches seguidas en las bandas fotométricas B y V lo que generó más de 5.000 imágenes de CCD que fueron tratadas informáticamente. El análisis de los datos reveló que la estrella tenía un periodo de 12,64 días. Gracias al estudio fotométrico de la curva de luz de esta estrella pudo determinarse la forma aproximada de su situación en la Vía Láctea respecto de nuestro Sol.


Hace cuarenta años, HV829 pulsaba cada 87,6 días. Ahora lo hace cada 84,4 días. Dos otras mediciones descubiertas en la literatura confirman que el período ha estado disminuyendo continuamente a lo largo de las décadas pasadas, lo que indica que la estrella misma se está encogiendo y haciéndose más caliente.

Los astrónomos llegaron a la conclusión de que las cefeidas ULP pueden ayudar a los astrónomos no solamente a medir el universo, sino también a conocer más sobre la evolución de las estrellas muy masivas.

Algunos de estos resultados fueron reportados en el número de abril de 2009 de Astrophysical Journal. Desde que fue escrito el artículo, los astrónomos de Ohio han comenzado a utilizar el Gran Telescopio Binocular de Tucson, en Arizona, para la observación de más cefeidas ULP. Stanek dice que ha descubierto algunas buenas candidatas en la galaxia M81, pero estos resultados todavía deberán ser confirmados.

Supernovas

Uno de los fenómenos energéticos más conocido es una supernova. Esto ocurre al final de la vida de una estrella, cuando su combustible nuclear se agota y ya no es apoyado por la fuerza nuclear de su interior. Si la estrella es masiva, su núcleo se derrumba y, al hacerlo, produce una gran cantidad de energía. Esto hará que una onda de choque que expulsa la estrella sobre el espacio sea descomunal. El resultado de la transformación puede ser, en algunos casos, estrella de neutrones que se puede observar muchos años después como un púlsar de radio.
Si bien muchas supernovas se han observado en las galaxias cercanas, son raros acontecimientos relativamente cercanos a nuestra propia galaxia. El último en ser visto era la estrella de Kepler en 1604. Este remanente ha sido estudiado por muchos satélites de la astronomía de rayos-X. Hay sin embargo muchos remanentes de explosiones de supernovas en nuestra galaxia, que son vistos como los rayos X. Otro famoso remanente es el de la Nebulosa del Cangrejo que explotó en 1054. En este caso se ve un púlsar que gira 30 veces por segundo y emite un haz rotatorio de rayos X como un faro. Otro remanente de supernova es el lazo de Cygnus.
Una supernova es una estrella en explosión que puede convertirse en miles de millones de veces más brillante que el sol desapareciendo gradualmente de la vista. En su brillo máximo, la estrella que explotó podría superar la luminosidad de toda una galaxia. La explosión produce una gran nube de polvo y gas hacia el espacio. La masa del material expulsado podrá ser superior a 10 veces la masa del sol.
Los astrónomos reconocen dos tipos de supernovas - Tipo I y Tipo II. Las supernovas de tipo I, están presentes en ciertas estrellas binarias. Una estrella binaria es un par de estrellas que están muy juntas. Las de tipo I se producen probablemente en los sistemas binarios en los que una de las estrellas es una estrella pequeña y densa llamada enana blanca. Si las dos estrellas están lo bastante cerca ima de la otra, la atracción gravitatoria de la enana blanca atrae en masa de la compañera más grande. Cuando la enana blanca alcanza una masa alrededor de 1,4 veces la del sol, se colapsa y explota.

Una supernova de tipo II resulta de la muerte de una estrella mucho más masiva que el sol. Cuando una estrella empieza a quemar todo su combustible, su núcleo se colapsa rápidamente. Una tremenda energía se libera de repente en forma de neutrinos y en radiación electromagnética. Esta energía hace que la estrella estallé en una supernova.

La mayoría de las supernovas llegan a un brillo máximo en unos días intensificandose durante varias semanas. Algunas se desvanecen en pocos meses. Otras se desvanecen en un período de años. Las supernovas también difieren en la cantidad y composición del material que expulsan.

Las supernovas también pueden dejar atrás diferentes Tipos de Materiales. Después de algunas explosiones de supernovas, sigue habiendo una densa estrella pequeña compuesta principalmente de neutrones o tal vez de las partículas elementales llamadas quarks. esta estrella se llama estrella de neutrones. De rotación rápida, altamente magnetizadas las estrellas de neutrones se denominan púlsares. Después de una explosión, un objeto invisible llamado un agujero negro puede surgir. Un agujero negro tiene tal gravedad y fuerza que ni siquiera la luz puede escapar de ella. En algunos casos, no hay nada que quede después de una explosión de supernova.

Los científicos creen que las supernovas han creado todos los elementos más pesados como el hierro, oro y uranio, que se encuentran en la tierra y se han detectado en los objetos fuera del sistema solar.

En 1054, los astrónomos chinos registraron una supernova tan brillante que fue visible durante el día. La explosión dejó un pulsar y una enorme nube de gas y polvo conocido como la Nebulosa del Cangrejo, que todavía pueden verse hoy en día.

En 1987, una supernova de tipo II se hizo visible en la Gran Nube de Magallanes, la galaxia más cercana a la Vía Láctea. Fue la primera supernova visible a simple vista. en casi 400 años. Podría ser visto sólo desde el hemisferio sur.
Las supernovas se dividen en dos tipos básicos:

Tipo Ia. Estos son el resultado de algunas estrellas binarias en las que una de las dos, la enana blanca está consumiendo materia de un compañero. Cuando la masa de una enana blanca que su núcleo alcanza una densidad crítica de 2 x 10 9g / cm 3, es suficiente para dar lugar a una fusión incontrolada de carbono y oxígeno, detonantes de la estrella.
Tipo II. Estas supernovas se producen al final de la vida de una estrella, cuando su combustible nuclear se agota y ya no es apoyado por la liberación de la energía nuclear. Si la estrella de núcleo de hierro es lo suficientemente masiva luego colapsa y explota en una supernova.
Sin embargo, este tipo de supernovas fueron clasificadas originalmente basados en la existencia de hidrógeno en las líneas espectrales : Tipo Ia no muestran líneas de hidrógeno, mientras que el Tipo II si.

Las estrellas masivas tienen atmósfera, mayormente de hidrógeno, mientras que las estrellas enanas blancas no tiene atmosfera. Sin embargo, si de principio la estrella expulsa el hidrógeno de su atmósfera en el momento de la explosión, entonces tampoco se mostrarán las líneas espectrales de hidrógeno. Estas supernovas son a menudo llamados supernovas de tipo Ib, a pesar de formar realmente parte de la clase II. En cuanto a esta discrepancia entre nuestra clasificación moderna (basada en una verdadera diferencia en la forma en que las supernovas explotan), y la clasificación histórica (sobre la base de las primeras observaciones) muestra cómo las clasificaciones en la ciencia puede cambiar con el tiempo a medida que comprendamos mejor el mundo natural.

Para las supernovas de tipo II, los flujos de masas en el núcleo de hierro de la estrella producen la fusión nuclear . Una vez que el centro ha ganado mucho en masa de manera que no puede soportar su propio peso, el núcleo implosiona . Esta implosión por lo general puede ser paralizada por los neutrones , las únicas cosas en la naturaleza que puede detener un colapso gravitacional. Cuando la implosión es detenida por los neutrones, la materia rebota en el núcleo de hierro, convirtiendo así de una implosión en una explosión.

Cuando el núcleo es más ligero de alrededor 5 masas solares , se cree que los neutrones detienen el colapso de la estrella creando una estrella de neutrones . Las estrellas de neutrones en ocasiones se puede observar como los púlsares o rayos-X.
Cuando el núcleo es más pesado de 5 masas solares, nada en el universo es capaz de detener el colapso del núcleo, por lo que el núcleo cae totalmente en sí mismo, creando un agujero negro , un objeto tan denso que incluso la luz no puede escapar de su fuerza gravitacional.

Para entender el fenómeno de colapso de núcleo mejor, considere una analogía con un cohete que quiere salir de la atracción terrestre. De acuerdo con la ley de Newton de la gravedad , la energía que se necesita para dos cosas completamente separadas viene dada por:
E = m GM / r

donde G es la constante gravitacional, M es la masa de la Tierra, m es la masa del cohete y r es la distancia entre ellos (el radio de la Tierra). Cuando el cohete se disparó a una velocidad v dada, su energía es:
E = 1 / 2 mv2

Para que el cohete escape del campo gravitatorio terrestre, esta energía debe ser al menos tan grande como la energía gravitatoria que se describe en la primera ecuación. Por lo tanto, para determinar si el cohete se liberará completamente de la atraccion gravitatoria de la Tierra, pusimos las dos ecuaciones iguales entre sí y despejamos v:
v = (2 GM / r) 1.2

Este resultado se conoce como la velocidad de escape. Para la Tierra, la velocidad de escape es de 11 km / seg.

Lo siguiente es imaginar el núcleo central de una estrella en la analogía anterior. Considere qué sucedería si durante el colapso del núcleo, el núcleo central se hiziera tan denso ( es decir , el radio se redujera mientras que su masa se mantiene igual) que tendriamos que viajar mas rapido que la luz para escapar. Cada vez que ocurre este fenómeno ( es decir , M básicos > ~ 5 masas solares), la supernova crea un agujero negro del núcleo de la estrella original. Ahora la velocidad de escape sería mayor que la velocidad de la luz - 300.000 km / seg.

Aunque muchas supernovas se han visto en las cercanías de las galaxias , las explosiones de supernovas son raros eventos en nuestra propia galaxia, sucede una vez cada siglo más o menos en promedio.
En 1987 hubo una explosión de supernova en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia compañera de la Vía Láctea. Supernova 1987A, está lo suficientemente cerca para observarla continuamente a medida que cambia con el tiempo.

Nacimiento y Muerte de las Estrellas

LAS ESTRELLAS nacen, evolucionan y mueren. Su aparición, su vida y su muerte no son de ninguna manera caóticas, sino que obedecen a reglas precisas que la astrofísica moderna empieza a desentrañar. ¿Cómo ha sido esto posible? Nadie ha vivido lo suficiente como para ver nacer y morir a una estrella; la vida misma de toda la humanidad representa apenas un brevísimo suspiro en el tiempo de vida de una estrella. ¿Cómo es entonces que podemos hablar del nacimiento, la evolución y la muerte de las estrellas? El secreto está en que el cielo está lleno de ellas y en que no todas las que vemos se encuentran en el mismo estado de evolución. Se han visto nacer y morir estrellas y se han presenciado cambios de estado en algunas otras; esto ha permitido elaborar modelos de evolución estelar bastante satisfactorios que concuerdan con las observaciones cada día más abundantes. En la actualidad se pueden obtener en las rápidas y potentes computadoras las soluciones a las ecuaciones teóricas que gobiernan el estado de una estrella y obtener así un modelo del camino evolutivo de las estrellas en función de su masa y su composición química.

En términos generales, el proceso se inicia al azar. El gas y el polvo que se encuentra en el espacio va concentrándose por colisiones de las partículas y por atracción gravitacional a lo largo de millones de años hasta formar en algún lugar una enorme nube fría. Conforme el proceso de concentración continúa, empiezan a aparecer núcleos de concentración aquí y allá que son los embriones de los que más tarde surgirán estrellas. Estos embriones o protoestrellas son enormes, mucho mayores que todo nuestro sistema solar, y relativamente fríos, radiando sólo en el rango invisible del infrarrojo. Conforme continúa la concentración gravitacional, la protoestrella se vuelve cada vez más densa, se contrae cada vez con mayor velocidad y su temperatua es cada vez más alta. Una protoestrella que tenga aproximadamente la misma cantidad de materia que nuestro Sol se encoge desde su diámetro original de billones de kilómetros hasta el diámetro del Sol en aproximadamente 10 millones de años; para entonces, su parte central o núcleo ha alcanzado una temperatura del orden de 10 millones de grados y se inician las reacciones de fusión que convierten hidrógeno en helio: la estrella comienza a arder. Al principio, la estrella joven girará muy rápido y tendrá mucha actividad magnética, pero no seguirá ciclos regulares; un viento estelar intenso irá frenando su fogocidad y unos 20 millones de años después la estrella se estabiliza, se vuelve más brillante, gira en forma más lenta, su viento se vuelve más suave y menos masivo y su actividad magnética empieza a obedecer ciclos regulares; permanecerá en ese estado estable los próximos 10 000 millones de años, la etapa más larga de su existencia. Nuestro Sol tiene ya 5 000 millones de años en esta etapa que podríamos llamar madura y le esperan en ella otros 5 000 más. Desde la formación de la corteza terrestre el Sol ha sido una estrella muy semejante a la que es ahora y miles de millones de generaciones venideras seguirán viendo el mismo Sol. Después de esto, el Sol iniciará una serie de procesos que lo conducirán finalmente hasta su muerte; el fin inevitable de todas las estrellas. Pero no todas ellas duran lo mismo que el Sol. Mientras más masa tiene una estrella más corta es su vida. Una estrella con una masa 10 veces mayor que la del Sol es 1 000 veces más brillante, pero sólo puede vivir 100 millones de años, mientras que las estrellas pequeñitas pueden llegar a arder incluso decenas de billones de años.

Nuestra galaxia —la Vía Láctea— con unos 15 000 millones de años, sigue siendo aún un terreno fértil para la formación de estrellas. Se han formado en ella estrellas grandes y pequeñas; han nacido y muerto en ella miles de millones de ellas y el material que la compone sigue reciclándose en un ir y venir de nuevos astros. Se cree que nuestro sistema solar surgió de los restos de una enorme estrella que explotó en el pasado remoto; todo en él, incluyendo los átomos que forman nuestros cuerpos, formó parte alguna vez de una estrella gigante y espléndida que completó su ciclo de vida y devolvió al espacio su materia cumpliendo un proceso de reciclaje cósmico que mantendrá por siempre la formación de nuevas estrellas. Y es este proceso de reciclaje el que ha permitido la aparición de planetas como el nuestro donde se dieron todos los elementos necesarios para la evolución de la vida, aparición que pudo haber ocurrido en millones de otros sistemas planetarios. No existe ninguna razón para suponer que somos los únicos, ni los primeros, ni los últimos. La vida inteligente no es más que la herencia de las estrellas, un cierto paso más en el proceso evolutivo de un Universo vivo que en majestuosa armonía hace nacer estrellas y hombres y un sin fin de cosas aún insospechadas.

La energía de las estrellas no es inagotable; tarde o temprano, en forma tranquila o explosiva, cada estrella llega a su fin. Las características de las etapas finales de su evolución dependen de su masa: las estrellas pequeñas mueren de forma más modesta que las grandes, se extinguen simplemente, mientras que las gigantes tienen esplendorosos finales explosivos. Nuestra estrella es de las modestas.
Por efecto del viento solar, el Sol seguirá rotando cada vez de manera más lenta, pero su frenamiento será ligero, ya que el viento solar actual y futuro es un viento tenue. Posiblemente la actividad magnética también continuará disminuyendo y las ráfagas serán menos violentas. Pero los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.

La temperatura del Sol no aumentará de forma indefinida; dentro de unos 4 o 5 000 millones de años, el Sol prácticamente habrá quemado todo el hidrógeno de su núcleo y lo habrá convertido en helio; para entonces su luminosidad será casi el doble de la actual y su tamaño habrá aumentado en un 40%. Las reacciones de fusión en su núcleo empezarán a extinguirse y ya no habrá presión suficiente para mantener su tamaño; empezará a contraerse y con ello a calentarse más, y nuevas reacciones de fusión de hidrógeno se iniciarán ahora en las capas circundantes al núcleo ya agotado. Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500 millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.

El Sol será entonces lo que se conoce como una subgigante roja, pues su temperatura superficial disminuirá y su apariencia se tornará rojiza.
En los siguientes 250 millones de años el Sol seguirá creciendo y su luminosidad irá en aumento mientras que su superficie se tornará más fría; al final de esta etapa será una gigante roja de color intenso, con un diámetro 100 veces mayor que su tamaño actual y una luminosidad 500 veces más intensa. Mercurio será tragado por el Sol en esta etapa y la superficie de la Tierra será lava fundida.

El Sol no durará mucho en este estado. En sólo 250 millones de años su fase de gigante roja terminará bruscamente, se agotará prácticamente todo el hidrógeno y el centro del Sol se contraerá de nuevo; esta contracción irá aumentando la temperatura central que finalmente alcanzará un valor de 100 millones de grados. A esta temperatura, el helio, que hasta entonces había sido sólo un material residual, producto de la quema del hidrógeno, se convierte en un nuevo combustible con el que se iniciarán nuevas reacciones de fusión, ahora de núcleos de helio para formar núcleos de carbono con renovada liberación de energía; esto calentará aún más el núcleo y las reacciones de fusión se acelerarán, aumentando a su vez la temperatura central del Sol hasta un valor de 300 millones de grados.

El encendido del helio en el núcleo del Sol será un suceso explosivo que se llevará a cabo en unos cuantos minutos, por lo que se le conoce como "el estallido del helio". Esta explosión arrojará al espacio una cantidad considerable de la masa del Sol, tal vez un tercio de ella, después de lo cual la masa restante se contraerá y el Sol se reducirá a sólo 10 veces su tamaño actual y su color se volverá anaranjado debido a una mayor temperatura superficial. Después del estallido del helio, el Sol será ya inestable y sufrirá una serie de oscilaciones en periodos relativamente cortos. Pero su luminosidad seguirá aumentando y volverá a crecer quizá hasta un tamaño de 25 veces el actual. Sin embargo, ahora sus capas externas serán tan diluidas y su núcleo tan pequeño que su radiación misma acabará por barrer toda su envoltura gaseosa dejando desnudo su centro mismo y formando lo que se conoce como una nebulosa planetaria.

Finalmente toda la envoltura del Sol se difundirá y lo que quedará será sólo una pequeña estrella de la mitad de la masa del Sol actual, donde el material se hallará en un estado de altísima compresión, ocupando una esfera de diámetro similar al de la Tierra, un centésimo del diámetro del Sol en nuestros días. Su temperatura superficial será muy alta, del orden de 10 000 grados, por lo que se verá brillar con luz blanca; el Sol se habrá convertido entonces en una enana blanca. Esto ocurrirá cuando el Sol tenga alrededor de 15 000 millones de años de edad, dentro de unos 10 000 millones de años. Su luminosidad será entonces de un milésimo de la actual, la Tierra se enfriará nuevamente y tal vez, si logró retener sus nubes, las cuencas de sus océanos se llenarán de nuevo.

El núcleo, ya casi en su totalidad de carbón, del Sol que ha quemado ya su helio, nunca alcanzará temperaturas suficientemente altas para quemar el carbón. De ahí en adelante el Sol seguirá encogiéndose y enfriándose, aunque tal vez tenga todavía algunos estallidos que lo abrillanten en forma momentánea. Pero ahora ya se dirige hacia su fin; al enfriarse se volverá gradualmente amarillo y después rojo y finalmente, después de algunos miles de millones de años, se extinguirá para siempre dejando eternamente helado y en tinieblas a su sistema de planetas.

¿Qué futuro le espera a la especie humana? ¿Será en definitiva aniquilada cuando el Sol inicie la evolución hacia su fin, dentro de unos 5 000 millones de años? La civilización humana tiene sólo unos miles de años sobre el planeta Tierra; es aún muy joven comparada con todo lo que aún le falta por vivir al amparo del Sol y ha demostrado ya una gran capacidad de desarrollo. ¿Quién puede predecir lo que serán las civilizaciones terrestres dentro de 5 000 millones de años? Pero si hemos de guiarnos por la historia, podemos esperar que el hombre encontrará la manera de preservar su especie, de salvar su herencia cultural y transportarla al futuro. Los viajes espaciales son ya una realidad y aunque aún estamos lejos de poder colonizar otros mundos, aunque aún no conocemos otros mundos hospitalarios a los que poder emigrar, esto no se ve ya muy remoto. 5 000 millones de años son tiempo de sobra para resolver los problemas que en la actualidad ya están planteados. El instinto de supervivencia, la utilización racional de su inteligencia y la conciencia del valor de la conciencia han hecho del hombre la especie más empeñada y más capaz de sobrevivir en un universo cambiante y podemos abrigar grandes esperanzas de que lo logrará.

La Vida de las Estrellas

Las estrellas, como casi cualquier entidad física, siguen un proceso de nacimiento, evolución y muerte. A diferencia de nosotros, la vida de una estrella se mide en miles de millones de años, pero esto no impide que podamos estudiar su evolución y podamos describir cómo nacen y cómo desaparecen. Nuestro Sol no es una excepción, y aunque nos parezca que siempre estará ahí, un día morirá después de haber destruido la Tierra y otros planetas.
Las estrellas nacen en grandes nubes de gas interestelar desperdigadas por el espacio: las nebulosas. El modelo más simple de su nacimiento explica que en las nebulosas hay zonas que, al ser algo más densas que las otras (como los gránulos en una sopa), empiezan a atraer más y más gas por efecto de la gravedad. Ya sabes que la gravedad es más intensa cuanto mayor sea el cuerpo que la origina. A medida que estas zonas acumulan más y más gas, su tamaño aumenta y su gravedad también. La gravedad es la causa que las estrellas nazcan.
El gránulo de gas inicial se denomina protoestrella y poco a poco va acumulando más gas a su alrededor. Esto hace que las partículas de gas choquen entre ellas, produciendo un aumento de la temperatura. Cuando se logra una cierta cantidad de gas y éste se ha calentado lo suficiente, la protoestrella se enciende, como una cerilla. Ha nacido una estrella. Pero el encendido de una estrella no es igual que el de las cerillas o los mecheros. En realidad es mucho más complejo. En las estrellas se producen reacciones nucleares, unas reacciones muy diferentes a aquellas que ocurren en las llamas habituales, donde el oxígeno reacciona con un combustible para producir calor y luz. La estrella es una enorme masa de gas, casi toda formada de hidrógeno, aunque contiene también una mezcla de otros elementos en menor proporción. Los átomos de hidrógeno, cuando se encuentran en altas densidades y a altas temperaturas, como las que hay en el interior de una protoestrella, pueden fusionarse de manera espontánea y formar helio. Esta reacción va acompañada de la liberación de muchísima energía. Cuando esto sucede, la estrella "se enciende" e inicia su vida, liberando energía en forma de calor y luz, y consumiendo hidrógeno para transformarlo en helio.
La vida de una estrella depende de la cantidad de combustible que tenga y del ritmo al cual lo consuma. Una estrella muy grande, como una gigante azul, tiene mucho hidrógeno para quemar. Pero lo hace a tal velocidad que su vida es corta, mucho más corta que la de estrellas más pequeñas como el Sol. En menos de unos pocos centenares de millones de años un gigante azul puede consumir todo su hidrógeno, mientras que las estrellas más modestas pueden respirar tranquilas durante 5.000 millones de años.
Mientras la estrella tenga combustible en forma de hidrógeno, no sufrirá ningún síntoma de envejecimiento, no se alterará. Se encontrará en una situación de equilibrio, una lucha entre la gravedad y el calor. La gravedad es una fuerza que hace que las cosas se aglomeren. El calor, en cambio, hace que las partículas se separen. La gravedad en las estrellas es inmensa (sólo hace falta pensar que el Sol, que es de un tamaño normalito, es 332.946 veces más masivo que la Tierra) y atrae la masa estelar hacia su centro con gran intensidad.
En cambio, el calor producido por las reacciones nucleares empuja la masa hacia fuera, evitando que la estrella se colapse.
El equilibrio interno entre gravedad empujando hacia adentro y calor empujando hacia afuera dura la mayor parte de la vida de una estrella. Tras más de 4500 millones de años que ya lleva en marcha, nuestro Sol continuará otros 4500 millones de años más fusionando hidrógeno con tranquilidad.
La energía de la fusión de la estrella no solamente produce calor y luz. También expulsa una pequeña parte de la materia de la estrella hacia el espacio a gran velocidad: es el viento estelar. El viento estelar producido por nuestra estrella, el Sol, afecta a nuestros satélites artificiales, y también tendría consecuencias sobre la vida en la Tierra si no tuviéramos un campo magnético que desvía la mayor parte.
Llega un momento en que el hidrógeno se acaba. A medida que el cometa acumula helio procedente de la fusión del hidrógeno, más difícil resulta esta reacción. En este punto, la fusión de hidrógeno es tan baja que no sirve para frenar la gravedad. La estrella se contrae y se calienta todavía más. En estas condiciones el helio puede empezar a fusionarse, igual que lo hacía el hidrógeno, en un proceso complejo que acaba dando berilio. Estas reacciones hacen que el núcleo de la estrella esté mucho más caliente que en la fase anterior, llegando a los 100 millones de grados Kelvin. Esto hace que la estrella empiece a crecer hasta unas 100 veces su tamaño normal: el calor de su núcleo empuja con más fuerza las capas externas. El resultado es una gigante roja o una supergigante roja, según la masa original de la estrella. Es decir, una estrella más caliente en su núcleo, más fría en su superficie, más grande y menos densa, de un color rojizo. Cuando el Sol entre en esta fase, se hinchará hasta tragarse Mercurio, Venus y la Tierra. La vida en nuestro planeta, si es que no lo ha hecho antes, desaparecerá. Afortunadamente, todavía quedan 4500 millones de años.
Dependiendo de la masa inicial de la estrella, su final será uno u otro. Una estrella que sea más pequeña que el triple del tamaño del Sol, evolucionará a su fase de gigante roja hasta agotar nuevamente todo el helio de su núcleo. Continuará entonces fusionando el helio en sus capas externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a calentarse. El final de la estrella está próximo. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas externas de material. Así, creará lo que denominamos nebulosas planetarias, que acumulan material para futuros nacimientos de estrellas. Quedará en el centro una estrella muy pequeña y densa, denominada enana blanca. Una enana blanca es casi todo carbono y es prácticamente inactiva. Solamente una parte de aquello que fue una estrella brillante y activa.
Cuando la estrella es grande, su final es todavía más espectacular. Su núcleo se compacta a temperaturas tan altas que no solamente el helio y el berilio se fusionan para producir carbono, sino que todos los elementos empiezan a fusionarse en cadenas muy complejas de fusión, hasta llegar al hierro. El hierro es el final de la cadena de elementos que se fusionan de forma espontánea. Cuando se llega a este elemento, en la estrella no hay nada que pueda sostenerla. Las capas externas caen hacia el núcleo de la estrella, colapsándose de forma dramática. Después, en un efecto de rebote, explotan hacia el exterior en uno de los fenómenos más espectaculares del Cosmos: una supernova. Las supernovas son las explosiones más impresionantes que podemos ver; pueden brillar durante unos segundos tanto como toda una galaxia entera. La energía que liberan es tan grande que la materia puede fusionarse en elementos más complejos a la vez que se dispersa por el Universo. Sin las supernovas, no tendríamos ni oro, ni uranio, ni ninguno de los elementos más pesados que el hierro. Las supernovas son el origen de la riqueza de elementos que tiene la naturaleza, muchos de ellos importantes para la vida.
Las estrellas de masa pequeña acaban dejando un residuo frío y denso, que denominamos enana blanca. Algunas de las estrellas de masa más grande también dejan, después de una explosión espectacular, una enana blanca. Pero algunas dejan unos restos más interesantes: las estrellas de neutrones. Son estrellas de unos 10 kilómetros de diámetro, pero extremadamente densas, que giran a una velocidad enorme. Las estrellas de neutrones son unos de los objetos astronómicos de mayor interés y merecen un artículo propio. Las más grandes se convierten en algo que no es ni una enana blanca, ni una estrella de neutrones. Sino uno de los objetos más exóticos del Universo: los agujeros negros.

Herschel revela el lado oculto de nacimiento de la estrella

La burbuja Galáctica RCW 120

06 de mayo 2010
la ESA PR 09-2010. Los primeros resultados científicos de Herschel infrarrojos observatorio espacial de la ESA están revelando detalles ocultos antes de la formación estelar. Nuevas imágenes muestran miles de galaxias lejanas y hermosos cumulos de estrellas que forman las nubes de estrellas cubierto a través de la Vía Láctea. Una imagen de estrellas en su formación.

Presentado hoy durante un simposio científico celebrado en la Agencia Espacial Europea (ESA), los resultados desafíaron viejas ideas de nacimiento de estrellas, y abrió nuevos caminos para futuras investigaciones.
la observación de Herschel de la nube de formación de estrellas RCW 120 ha puesto de manifiesto una estrella embrionaria que promete convertirse en una de las mayores y más brillantes estrellas de nuestra galaxia dentro de los próximos cien mil años. Esta ya contiene ocho o diez veces la masa del Sol rodeada de una masa adicional de 2000 veces la masa del sol de gas y polvo del que se puede alimentar aún más.
"Esta estrella sólo puede crecer más", dice Annie Zavagno, Laboratorio de Astrofísica de Marsella. Las estrellas masivas son escasas y de corta duración. Para ver una durante su formación se presenta una oportunidad de oro para resolver una paradoja en la astronomía. "Según nuestros conocimientos actuales, no debería ser capaz de formarse estrellas de más grandes de ocho masas solares," dice el Dr. Zavagno.


Esta imagen de la constelación Vulpecula, muestra el difuso fulgor del polvo que sirve como reserva de material para formar estrellas.
Esto se debe a la rabiosa luz emitida por estrellas masivas resultado de una explosión fuera de sus nubes antes de cualquier masa se puede acumular. Pero de alguna manera se forman. Muchos de estos "imposibles" de las estrellas son ya conocidas, algunas con hasta 150 masas solares, pero ahora que ha visto una Herschel cerca del comienzo de su vida, los astrónomos pueden usar los datos para investigar la forma en que está desafiando a sus teorías.

Herschel es el mayor telescopio astronómico en ser colocado en el espacio. El diámetro de su espejo principal es cuatro veces más grande que cualquier otro telescopio espacial infrarrojo anterior y una vez y media más grande que el Hubble. Como las estrellas empiezan a formarse, el polvo de los alrededores y el gas es calentado a unas pocas decenas de grados sobre el cero absoluto comienza a emitir en longitudes de onda del infrarrojo. La atmósfera de la Tierra bloquea completamente la mayoría de estas longitudes de onda y por lo tanto las observaciones desde el espacio son necesarios.




Esta imagen fue tomada mirando hacia una región de la galaxia en la constelación del Águila, más cerca del centro galáctico que nuestor Sol. Se ve en el centro y a la izquierda de la imagen, dos regiones de masiva formación (G29.9 y W43).
A través de su resolución sin precedentes y la sensibilidad, Herschel está llevando a cabo un censo de regiones de formación de estrellas en nuestra galaxia. "Antes de Herschel, no estaba claro cómo el material en la Vía Láctea se reunia en altas densidades y suficiente a bajas temperaturas lo suficiente como para formar estrellas", dice Sergio Molinari, Instituto di Fisica dello Spazio Interplanetario, Roma.

Una nueva imagen de Herschel a dado a conocer hoy una serie de viveros estelares en la Vía Láctea y muestra cómo sucede. Los primeros embriones estelares aparecen dentro de los filamentos de polvo brillante y gas cubierto a través de la galaxia. Estas cadenas forma de guarderías estelares, decenas de años luz de longitud, enrollado de la galaxia en una red de nacimiento de estrellas.

Herschel también ha estado examinando el espacio profundo más allá de nuestra galaxia, y ha medido la luz infrarroja de miles de otras galaxias, distribuidos en miles de millones de años-luz del Universo. Cada galaxia aparece como un simple pinchazo, pero su brillo permite a los astrónomos determinar la tasa de nacimiento de estrellas dentro de ella.




Esta imagen del primer campo observado por la sonda H-ATLAS no es de color verdadero, sino que representan diferentes longitudes infrarrojas. Los difusos puntos azules muestran polvo en nuestra galaxia y el brillante objeto justo arriba del centro es un "glóbulo de Bok", una densa nube de gas y polvo, también en la Vía Láctea. Los otros objetos en la imagen son todas galaxias, a distancias de hasta 12 mil millones de años luz. ESA/ATLAS Consortium
Aquí, también, Herschel ha desafiado nuestra comprensión anterior al mostrar que las galaxias han ido evolucionando con el tiempo cósmico mucho más rápido que se pensaba. Los astrónomos creen que las galaxias han estado formando estrellas a una tasa igual para los tres últimos millones de años. Herschel muestra que esto no es cierto.

En el pasado, había muchos más estelar denominado "galaxias formando estrellas a 10-15 veces la tasa que vemos en la Vía Láctea en la actualidad. Pero lo que desencadenó esta actividad frenética no se conoce completamente. "Herschel, ahora vamos a investigar las razones de este comportamiento", dice Steve Eales, de la Universidad de Cardiff, Reino Unido.

Herschel es también un instrumento de primer orden para la detección de las formas más pequeñas de la materia: las moléculas. Se ha realizado el primer descubrimiento en el espacio de una "nueva fase" de agua. Se diferencia de carga eléctrica, del hielo sólido, líquido y vapor de agua gaseoso, que no ocurre naturalmente en la Tierra. En el nacimiento las nubes que rodean las estrellas jóvenes, sin embargo, donde la luz ultravioleta se bombeo a través del gas, esta irradiación puede golpear un electrón de la molécula de agua, dejándola con un cambio de corriente.

"Esta detección de vapor de agua ionizado fue una sorpresa", dice Arnold Benz, ETH Zurich, Suiza. "Nos dice que hay procesos violentos que tienen lugar durante las etapas de nacimiento prematuro que conducen a la radiación energética generalizada a lo largo de la nube." Desde la galaxia mas grande a las moléculas más pequeñas. Estos resultados se han presentado a la comunidad científica en "Primeros resultados del Simposio de Herschel, ESLAB 2010", que tendrá lugar esta semana en la ESA ESTEC y el centro de la tecnología, en Noordwijk, Países Bajos.

"Es pronto para Herschel y esto es sólo el comienzo de toda la ciencia que vamos a obtener de esta misión en los próximos años", dice Göran Pilbratt, la ESA Herschel científico del proyecto.