En cualquier sitio que busquemos datos para saber sobre la antimateria, nos podemos encontrar con explicaciones como ésta:

“En física de partículas, la antimateria es la extensión del concepto de antipartícula a la materia. Así, la antimateria está compuesta de antipartículas, mientras que la materia ordinaria está compuesta de partículas. Por ejemplo, un antielectrón (un electrón con carga positiva, también llamado positrón) y un antiprotón (un protón con carga negativa) podrían formar un átomo de antimateria, de la misma manera que un electrón y un protón forman un átomo de hidrógeno. El contacto de materia y antimateria llevaría a la aniquilación de ambas, dando lugar a fotones de alta energía (rayos gamma) y otros pares partícula-antipartícula.”

 

 

 

Lo cierto es que solo vemos materia

 

“La desconcertante prevalencia de la materia sobre la antimateria en el universo podría estar relacionado con un extraño estiramiento del espacio-tiempo causado por el giro de nuestra galaxia, según un nuevo estudio”.

 

De tonterias como esa están las revistas científicas llenas. Ya no saben lo que hacer por llamar la atención y, en cualquier mente lógica medianamente “leída”, se puede llegar a la conclusión de que, como en el Universo todo es cuestión de equilibrios entre fuerzas contrapuestas, mejor sería pensar en la existencia de un universo paralelo de antimateria.

La antimateria es el pariente primo de la materia. Por cada partícula de materia se cree que existe su pareja de antimateria, con la misma masa, pero de carga opuesta. Cuando la materia y la antimateria se encuentran, se aniquilan, y de la conversión de su masa en energía resulta una poderosa explosión.

Aunque hoy en día, los científicos siguen sin entender por qué en el universo predomina, casi completamente la materia. De hecho, aunque la han buscado con insistencia, la antimateria del universo primordial…no aparece por ninguna parte.

Según todos los estudios de experimentos y observaciones que han sido llevados a la práctica por Equipos de estudiosos en todo el Mundo, parece ser que, los motivos por los que no se han encontrado grandes estructuras de antimateria en nuestro Universo, y, el hecho de que la Materia supere a la antimateria, es denominado como “Bariogénesis”, es decir, la Materia Bariónica que es la que observamos y emite radiación (Planetas, estrellas, galaxias, etc.) es la que, finalmente, ha quedado predominando en este Universo nuestro (dejando a un lado esa otra clase de materia que llamamos Oscura y que, de ser cierto que existe, debió crearse antes que la Bariónica, sería la primera clase de materia que hizo acto de presencia en el Universo y, la Fuerza de Gravedad que generaba, hizo posible que, a pesar de la expansión de Hubble, se formaran las estrellas y las galaxias.

¿Por qué en el comienzo del Universo podría la materia Bariónica superar a la antimateria?

–Pequeño exceso de materia tras el Bib Bang: Especula con que la materia que forma actualmente el universo podría ser el resultado de una ligera asimetría en las proporciones iniciales de ambas.

–Asimetría CP. Un reciente experimento en el acelerador KEK de Japón sugiere que esto quizás sea cierto, y que por tanto no es necesario un exceso de materia en el Big Bang: simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorecen la supervivencia de la materia frente a la antimateria.

–Existencia de galaxias de antimateria ligada por antigravedad: Muy pocos científicos confían en esta posibilidad, pero todavía no ha podido ser completamente descartada. Esta tercera opción plantea la hipótesis de que pueda haber regiones del universo compuestas de antimateria. Hasta la fecha no existe forma de distinguir entre materia y antimateria a largas distancias, pues su comportamiento y propiedades son indistinguibles. (Esta opción parece poco probable).

La ecuación de Dirac, formulada en en 1928, predijo la existencia de antipartículas además de las partículas de materia ordinarias. Desde entonces, se han ido detectando experimentalmente muchas de dichas antipartículas: Carl D. Anderson, en el Caltech, descubrió el positrón en 1932. Veintitrés años después, en 1955, Emilio Sègre y Owen Chamberlain,  en la universidad de Berkeley, el antiprotón y antineutrón.

Pero la primera vez que se pudo hablar propiamente de antimateria, es decir, de “materia” compuesta por antipartículas, fue en 1965, cuando dos equipos consiguieron crear un antideuterón, una antipartícula compuesta por un antiprotóny un antineutrón. La antipartícula fue lograda en el Acelerador Protón Sincrotrón del CERN, a cargo de Antonio Zichichi,  y paralelamente por Leon Lederman en el acelerador AGS (Alternating Gradient Synchrotron) del Laboratorio Nacional de Brookhaven, en Nueva York.

En 1995, el CERN anunció la creación de nueve átomos de antihidrógeno en el experimento PS210, liderado por Walter Oelert y Mario Macri, y el Fermilab confirmó el hecho, anunciando poco después la creación a su vez de 100 átomos de antihidrógeno.

El 14 de Diciembre de 2.009, científicos de la NASA con la ayuda del telescopio espacial de rayos gamma Fermi, descubrieron rayos de antimateria producidos encima de tormentas eléctricas. El fenómeno es causado por ráfagas de rayos gamma terrestres (TGF) generadas al interior de las tormentas eléctricas y asociados directamente con los relámpagos.

La antimateria es un término que se ha hecho muy común y familiar en los últimos años, y, han sido muchos los que han tratado de buscarla en los confines del Universo. No parece que el resultado obtenido sea muy alentador.

Se ha logrado capturar partículas de antimateria en los Aceleradores de partículas y, con ellas, se han realizado pruebas que han venido a confirmar que, cuanto la Materia se encuentra con la antimateria, la destrucción está asegurada. El resultado de dicha colisión podrían ser muchas de las grandes fuentes de energía Gamma que se han detectado en algunas regiones del Universo.

He aquí la primera imagen jamás obtenida de antimateria, específicamente un “anti-átomo” de anti-hidrógeno. Este experimento se realizó en el Aparato ALPHA de CERN, en donde los anti-átomos fueron retenidos por un récord de 170 milisegundos (se atraparon el 0.005% de los anti-átomos generados).

Producir antipartículas es relativamente “fácil”. De hecho ocurre habitualmente en la naturaleza, en un tipo de desintegración radioactiva denominada “desintegración beta”. También se producen con los rayos cósmicos, que son partículas de altas energías que llegan a la atmósfera y al interaccionar con ella se producen cascadas de partículas.

Pero producir antiátomos es mucho muy difícil, y almacenarlos todavía más. Generar estructuras más complejas, como una mesa de antimateria, actualmente es imposible y de momento no conocemos ninguna forma para poderlo hacer en el futuro.

A finales de 2009 años fuimos testigos de la explosión más grande jamás registrada: una estrella supergigante en el límite posible de la masa permitida, muchas veces más grande que el Sol completamente destruida por reacciones termonucleares increiblemente veloces provocada por la producción de antimateria de rayos gamma. La explosión resultante fue visible durante meses, ya que desató una nube de material radiactivo más de cincuenta veces el tamaño de nuestra propia estrella, dándole un resplandor visible a partir de la fisión nuclear y a pesar de la distancia a la que se hallaba situada la galaxia portadora de la estrella.

Desde nuestra madre Tierra, el cielo nocturno puede parecer tranquilo e inmutable, pero el universo visto en rayos gamma es un lugar de violencia repentina y caótica. Utilizando telescopios sensibles a los rayos gamma, los astrónomos son testigo de explosiones breves pero tremendamente intensas, llamadas explosiones de rayos gamma. No existe nada más potente. Cuando se produce encuentros entre Marteria y Anti-materia, aparecen las fuentes de energías más potentes conocidas en el Universo.

Si cuando se produjo el Big Bang, la creación de materia y antimateria hubiera sido simétrico, ahora, la materia bariónica que forman los objetos que podemos contemplar, no existiría y se habría destruido mediante la interacción de ambos tipos de materia. Sin embargo, al parecer, en el reparto que hizo la Naturaleza, la mayor parte le tocó a la Materia y, de ahí que, cuando se destruyó toda la materia y antimateria que suponía la misma proporción, quedó el exceso existente de Materia que es, precisamente, la que forma las estrellas y los mundos.

A la existencia de la antimateria, llegó Paul Dirac, mediante modelos matemáticos teóricos. Este es otro ejemplo de modelos matemáticos que predicen lo que no conocemos y, cuando en las ecuaciones salta alguna sorpresa como aquella, los físicos se lanzan como locos en su búsqueda.

Nunca, por uno u otro Organismo, se ha dejado de buscar la antimateria en el Universo, y, los escasos resultados obtenidos hasta el momento son, hasta cierto punto comprensibles, toda vez que, si como se cree, la mayor parte fue eliminada al encontrarse con la materia, los residuos que puedan estar ahí, teniendo en cuenta las dimensiones del Universo, no serán fáciles de encontrar.

“El Premio Nobel de Física en 1976 Samuel Ting ha expresado su esperanza de que el experimento que lleva a cabo el laboratorio europeo de partículas Cern y su proyecto de enviar un gran imán al espacio permitan descubrir donde se esconde la antimateria en el universo. El gran colisionador de hadrones (LHC) del Cern, ha lñogrado en sus experimentos reproducir en laboratorio un mini Big-Bang similar al que podría haber dado origen al Universo hace unos 13.700 millones de años, a base de iones de plomo, lo que ha generado una especie de sopa o plasma de quarks y gluones que ahora los científicos tratan de analizar.

Ting, que colabora con el Cern, lideró por su parte una iniciativa para colocar en órbita el espectómetro magnético Alfa (AMS, de sus siglas en inglés), un gran imán que sería situado en órbita espacial con el objetivo de detectar la presencia de antimateria en otras galaxias. “Encontrar antimateria sería muy importante porque permitiría destruir muchas de las teorías actuales”, dijo el investigador estadounidense, que ha sido invitado por el programa ConCiencia de la Universidad de Santiago de Compostela (USC) a una serie de conferencia y actos de divulgación científica. En una conferencia de prensa, Ting aseguró que “el tiempo no es importante” para descubrir dónde se encuentra la antimateria producto de la explosión al origen del Universo, aunque precisó que el AMS estará “durante 20 años” analizando su presencia entre las cien millones de galaxias que calcula que lo integran.”

Bueno, de todas las maneras, esperemos que, si algún día encontramos abundancia de antimateria en el Universo, no sea utilizada para prácticas militares. Por otra parte, como la antimateria es exactamente igual que la materia a excepción de las cargas que son opuestas (electrón-positrón), esperemos que no existan mundos de antimateria con seres que lo pueblen, ya que, si alguna vez nos encontramos con alguno, lo mejor será no saludarlo con un apretón de manos.

 Físicos de Estados Unidos y Canadá, propusieron una nueva partícula que podría resolver dos importantes misterios de la física moderna: ¿Qué es la materia oscura y por qué hay mucha más materia que antimateria en el universo?

La aún por descubrir “partícula X”, se espera que decaiga mayormente en materia normal, mientras que su antipartícula se espera que decaiga mayormente en antimateria “oculta”. El equipo afirma que su existencia en los inicios del universo podría explicar por qué hay más materia que antimateria en el universo – y que la materia oscura es, de hecho, antimateria oculta.

Como podreis ver, por teorizar, especular, lanzar hipótesis y exponer cuestiones imaginativas…Que no quede. Todos tenemos nuestras propias ideas y, desde luego, no siempre van encaminadas en la dirección correcta. ¿Partícula X? ¿Qué está pasando? ¿De qué estamos hablando?

Lo cierto es que  el Universo sabe muy bien como tenernos entretenidos.

emilio silvera

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Hablamos de Agujeros de Susano y otros temas similares, o, de Universos paralelos, siempre pensando en que el nuestro, nuestro Universo y primero nuestro mundo, llegará a su fin. Es necesario que los científicos piensen en estas cosas para solucionar los problemas del futuro y cuándo llegue el momento, salir de las encrucijadas a las que, irremediablemente, estamos destinados.

La gente corriente no piensa en estas cuestiones; su preocupación es más cercana y cotidiana, la hipoteca del piso o los estudios de los niños y, en la mayoría de los casos, lo “importante es el fútbol” para evadirse dicen algunos. Es una lástima, pero así son las cosas. No se paran ni a pensar cómo se forma una estrella, de qué está hecha y por qué brilla. Nuestro Sol, por ejemplo, es una estrella mediana, amarilla, del Grupo G-2, ordinaria, que básicamente consume hidrógeno y como en el Big Bang original, lo fusiona en helio. Sin embargo, puesto que los protones en el hidrógeno pesan más que en el helio, existe un exceso de masa que se transforma en energía mediante la fórmula de Einstein E = mc². Esta energía es la que mantiene unidos los núcleos. Esta es también la energía liberada cuando el hidrógeno se fusiona para crear helio. Esta, al fin, es la razón de que brille el Sol.

  ¡La Imaginación! ¿Donde estará el límite?

 

 

Se denominan autótrofos por que generan su propio alimentos, atraves de sustancias inorganicas para su metabolismo. Los organismos autótrofos producen su masa celular y materia orgánica, a partir del dióxido de carbono, que es inorgánico, como única fuente de carbono, usando la luz o sustancias químicas como fuente de energía. Las plantas y otros organismos que usan la fotosíntesis son fotolitoautótrofos; las bacterias que utilizan la oxidación de compuestos inorgánicos como el anhídrido sulfuroso o compuestos ferrosos como producción de energía se llaman quimiolitotróficos.

Los órganos autótrofos son los que producen el alimento de esos seres. Los seres autótrofos son una parte esencial en la cadena alimenticia, ya que absorben la energía solar o fuentes inorgánicas como el dióxido de carbono y las convierten en moléculas orgánicas que son utilizadas para desarrollar funciones biológicas como su propio crecimiento celular y la de otros seres vivos llamados heterótrofos que los utilizan como alimento. Los seres heterótrofos como los animales, los hongos, y la mayoría de bacterias y protozoos, dependen de los autótrofos ya que aprovechan su energía y la de la materia que contienen para fabricar moléculas orgánicas complejas. Los heterótrofos obtienen la energía rompiendo las moléculas de los seres autótrofos que han comido. Incluso los animales carnívoros dependen de los seres autótrofos la energía y su composición orgánica obtenida de sus presas procede en última instancia de los seres autótrofos que comieron sus presas. también se pueden clasificar en: fotosintéticos y quimiosintéticos.

Los seres autótrofos siguen dos vías diferentes para transformar la biomasa que ingieren en los compuestos complejos de los que se componen sus tejidos. Esta transformación puede ser mediante fermentación anaeróbica o a través de respiración aeróbica. La primera vía se restringe a las células procariotas simples, como las fermentadoras, las bacterias metanogénicas y los hongos Ascomycota responsables de la fermentación del etanol (alcohol etílico). La segunda vía se hizo posible a partir del momento en que la cantidad de oxígeno atmosférico, generado por los vegetales, alcanzó un nivel suficientemente alto como para que algunos seres procariotes pudieran utilizar la respiración aeróbica para generar trifosfato de adenosina más eficientemente que por fermentación. Desde un punto de vista energético, la oxidación es claramente ventajosa. Así, por cada mol de glucosa se liberan 197 KJ por fermentación en ácido láctico, 232 KJ por fermentación alcohólica y 2’87 MJ por la oxidación completa, lo que representa para esta última una ganancia que está comprendida entre 12 y 14 veces.

Reino Monera (Bactérias, Cianobactérias)

Está formado por bacterias y cianobacterias (algas azules). Pueden vivir en diversos lugares, tales como agua o aire y en el interior de los animales y plantas como parásitos. La mayoría de sus representantes son heterótrofas (no pueden producir su propio alimento), pero también hay algunas autótrofas (producen sin alimentos, por ejemplo a través de la fotosíntesis). Existen también bacterias aerobias es decir, que necesitan oxígeno para vivir, el requisito de anaerobios, que no pueden vivir en presencia de oxígeno, y anaerobios facultativos, que pueden vivir tanto en ambientes oxigenados como en ambientes no oxigenados. La forma física de las bacterias pueden ser de cuatro tipos: cocos, bacilos, vibriones y espirilos. Los cocos pueden unirse y formar colonias. Grupos de dos cocos forman diplococos, alineados forman estreptococos y en grupos forman una infección de estafilococos.

Por ser los seres vivientes más primitivos en la Tierra, son también los que están en mayor número. Por ejemplo, en un gramo de tierra fértil pueden haber cerca de 2,5 mil millones de bacterias, en hongos 400.000 y en algas y protozoos entre 30.000 y 50.000.

Con un microscopio electrónico podremos llegar muy lejos en el universo de lo muy pequeño.

La importancia de las bacterias

 

Las bacterias también tienen su importancia en el medio ambiente, así como cualquier ser vivo. Describamos algunos papeles fundamentales.

• Descomposición: Actúan en el reciclaje de la materia, devolviendo al ambiente moléculas y elementos químicos para ser re-utilizados por otros seres vivos.
• Fermentación: algunas bacterias se utilizan en las industrias para producir yogurt, queso, etc (lácteos).
• Industria farmacéutica: para la fabricación de antibióticos y vitaminas.
• Industria química: para la producción de alcoholes como el metanol, etanol, etc.
• Genética: mediante la alteración de su ADN, podemos hacer productos de interés para los seres humanos, como la insulina.
• Determinación de nitrógeno: permite eliminar el nitrógeno del aire y tirado en el suelo, que sirve como alimento para las plantas.

 

Todo eso es posible como consecuencia de que en el núcleo de un átomo existen fuerzas (fuerzas nucleares) que mantienen los protones y neutrones ligados. Estas fuerzas deben ser suficientemente grandes para contrabalancear las repulsiones eléctricas resultantes de la carga positiva de los protones. La Simetría que está presente en los átomos hace que, la evolución bioquímica hiciera posible la presencia de estos ininitesimales seres que, evolucionaron hasta lo que hoy podemos ver a nuestro alrededor.

Los nutrientes necesarios para el metabolismo de tipo heterótrofo proceden de la digestión de los tejidos vegetales o de otros heterótrofos. En el metabolismo heterótrofo hay notables regularidades orgánicas. Entre ellas destaca claramente el hecho de que al representar en un gráfico logarítmico la tasa metabólica basal (TMB), – metabolismo mínimo cuando el animal se encuentra en reposo absoluto – frente al peso, los resultados relativos a los animales comprendidos entre el ratón y el elefante se dispongan a lo largo de una línea recta.

               Representación de Kleiber del metabolismo basal de los mamíferos desde el ratón al elefante.

Esta dependencia lineal en un gráfico logarítmico fue descubierta por Kleiber en 1.932, y muestra que, si representamos las TMB en vatios y el peso, p, en kilogramos, la dependencia funcional entre ambas magnitudes es 3’52 p^0’74. Si en vez del peso, se representa la TMB frente a la superficie corporal de los animales, el exponente de Kleiber es 0’67, que es el valor que se había supuesto anteriormente. Las medidas posteriores de la TMB en cientos de especies han confirmado la primera dependencia funcional que ha sido redondeada en 1.961 por el propio Kleiber, en 3’4 p^0’75 (en W).

Aunque aún no se ha encontrado una explicación definitiva de la razón de esta ley de potencia con exponente ¾, el análisis de los requerimientos mecánicos de los cuerpos animales dan una buena pista. Con criterios elásticos se deduce que el cubo de la longitud crítica de rotura de los huesos varía linealmente con el cuadrado del diámetro (d) de la sección de los mismos, que a su vez, es proporcional a p^3/8. La potencia muscular es proporcional al área de su sección transversal (esto es, proporcional a d²), y por tanto, la forma funcional de la potencia máxima se expresa como (p^3/8)², o lo que es lo mismo, p^0’75.

Una explicación aún más fundamental se basa en la geometría y en la física de la red vascular necesaria para distribuir los nutrientes y eliminar los materiales de desecho del cuerpo de los animales. Estas redes que llenan el espacio, son fractales que determinan las propiedades estructurales y funcionales de los sistemas cardiovasculares y respiratorios, y de sus propiedades se deduce que el metabolismo total de los organismos escala con su masa elevada a la potencia ¾

El sistema respiratorio de los Vertebrados, al igual que el circulatorio, está muy perfeccionado y adaptado para aportar la energía necesaria a los tejidos de los animales homeotermos, de forma que les permita resistir en condiciones desfavorables

El exponente de Kleiber tiene una consecuencia importante para los organismos con TMB específica (la TMB dividida por el peso corporal) decrecientes. Esta relación limita el tamaño mínimo de los animales homeotermos y facilita que las grandes criaturas puedan sobrevivir en condiciones ambientales adversas. La ingesta diaria de néctar de un pequeño colibrí es equivalente a la mitad del peso de su cuerpo (para los seres humanos, la comida diaria representa alrededor del 3% del peso corporal), y los animales de sangre caliente, de tamaño menor que un colibrí, tendrían que estar comiendo continuamente para poder compensar las rápidas pérdidas de calor.

En el otro extremo, los grandes mamíferos pueden pasar varios días sin alimentarse, recurriendo a las reservas de grasa acumuladas para mantener su bajo metabolismo durante periodos de hibernación relativamente largos.

Los casos de separación de la tendencia general ilustran varios modos de adaptación al medio. Para regular térmicamente su cuerpo en agua fría, la TMB de las focas y las ballenas es el doble de las de otros animales de su tamaño. Los mamíferos del desierto, con sus bajas TMB, se han adaptado a los periodos de carencia de alimentos y a la escasez recurrente o crónica de agua.

En su colonización del medio terrestre, los cambios evolutivos de los primeros habitantes del medio acuático derivaron en extremidades locomotoras pentadáctilas con adaptaciones específicas, tales como las manos desgarradoras de los úrsidos, los felinos, etc.

Naturalmente, la TMB representa sólo una parte de las necesidades energéticas. La digestión eleva las tasas metabólicas de todos los animales y la reproducción requiere aumentos periódicos de energía (como también ocurre con el cambio de plumaje o pelaje en los pájaros y mamíferos). La búsqueda de comida es una actividad ineludible para todos los animales que no estén hibernando. Simplemente por estar de pie, la tasa metabólica en los pájaros es un 15 por ciento superior a la tasa de reposo; y en los mamíferos, exceptuando al caballo, esta diferencia llega al 30 por ciento. El límite metabólico, múltiplo de la TMB durante el máximo esfuerzo, es mucho mayor durante la carrera, natación o el vuelo.

Tendría que mencionar ahora la reproducción y sus distintas formas, que varían de modo continuo entre los casos extremos de la cría generalizada generada de golpe y los nacimientos espaciados de un único neonato. El primer caso maximiza la producción de individuos que maduran con rapidez, y estas especies son más oportunistas. La mayoría de las bacterias, así como muchas especies de insectos, pertenecen a este grupo de seres que se reproducen de forma oportunista e intensa. En condiciones adecuadas llegan a invertir una parte tan importante de su metabolismo en la reproducción que acaban convirtiéndose en plagas indeseables. En unos pocos días de verano, pequeños insectos como los áfidos, dedican el 80% de su metabolismo a reproducirse, en una estrategia que reduce de forma importante la vida de los progenitores y también las posibilidades de reproducción repetida. Los endoparásitos, sin embargo, son una desafortunada excepción a esta restricción: la tenia, debido al fácil suministro de energía que recibe, se reproduce copiosamente y puede sobrevivir más de quince años.

• Áfidos (pulgones)
  • Causan al chupar fluidos
  • Pequeños, color o amarillo
  • Producen mielecilla (sustancia pegajosa)
• Trips
  • Se alimentan de flores y hojas
  • Daño causa pequeñas áreas descoloridas
• Ácaros (arañuelas)
  • Dañan hojas
  • Difícil detectar a simple
  • Algunos producen seda y dejan telarañas
• Mosca blanca
  • Causan deformaciones
  • Producen mielecilla
  • En el revés de hojas

 

En el otro extremo del rango reproductivo están las especies del tipo selección-k que se reproducen varias veces, espaciando los nacimientos y cada vez con crías poco numerosas, y que maduran lentamente. El resultado de esta forma de reproducción es una tasa de crecimiento y poca capacidad de colonización, que se compensa con la mayor longevidad, competitividad, adaptabilidad y frecuentemente por un comportamiento social altamente desarrollado.

Independientemente de su posición en el rango reproductivo, los rasgos comunes que presentan las transformaciones bioquímicas asociadas con la producción de los gametos y el crecimiento de los embriones permiten estimar la eficiencia de la reproducción heterótrofa. El máximo teórico de la eficiencia, para transformar los monómeros procedentes de la alimentación en los polímeros de la biomasa, está en torno a un impresionante 96%. Ineficiencias inevitables en la digestión de nutrientes y en la reproducción de recambio de tejidos reducen esta eficiencia, que siempre se mantiene por encima del 70%.

Los protozoos son organismos unicelulares, pero a diferencia de las bacterias, tienen membrana nuclear (cariomembrana, son eucariotas). Son organismos complejos, con un reproductivo, un aparato locomotor digestivo y la capacidad de producir energía por lo que durante muchos años han sido considerados “animales unicelulares”. Esta forma de vida todavía viven en colonias, ya sea de forma individual o como parásitos. Se encuentra en agua dulce, agua salada, en suelos húmedos o en otros seres como huéspedes. Pueden causar enfermedades a los seres humanos.

Los rendimientos se pueden medir fácilmente en los seres heterótrofos unicelulares que se reproducen rápidamente: los rendimientos más altos son los de las bacterias (50 – 65%) y se encuentra un medio en las levaduras y los protozoos. No es sorprendente que los poiquilotermos sedentarios sean, entre los heterótrofos superiores, los más eficientes en la transformación de nutrientes en zoomasa: sus tasas se aproximan frecuentemente al 70 – 80%, que es la máxima eficiencia posible.

La temperatura ambiental es determinante también para la reproducción y el desarrollo. Generalmente a mayor temperatura el desarrollo es más rápido, es decir, el tiempo requerido para una determinada etapa del desarrollo se acorta. La razón está en que a mayor temperatura se aceleran los procesos fisiológicos del organismo.La influencia de la temperatura sobre el proceso de reproducción y el de descendientes es determinante en muchos casos. Los animales de sangre caliente u homotermos pueden adaptarse a diferentes ambientes tanto fríos como cálidos, porque regulan su temperatura corporal.

Entre los vertebrados, los homeotermos presentan tasas de crecimiento fetal mucho más altas que las especies poiquilotermas. Los ornitólogos han los primeros en estudiar la energética de la reproducción debido a la importancia del huevo en la vida de las aves. La energía necesaria para el crecimiento testicular en los pájaros, durante el periodo de rápido desarrollo de las gónadas, está comprendido entre el 0’4 y el 2 por ciento del metabolismo basal. El crecimiento de las gónadas femeninas generalmente requiere aportes energéticos tres veces mayores que las masculinas pero, en cualquier caso, es una cantidad pequeña comparada con el coste energético de la producción e incubación de un huevo.

La cadena alimenticia, los herbívoros, los carnívoros, peces, natación, carreras y saltos, el vuelo, y tantos y tantos conceptos implicados me aconsejan reducir el presente trabajo que, en realidad, sólo quería limitarse a facilitar algunos conocimientos del planeta y que, por mi cuenta y riesgo, he unido a los seres que lo pueblan y cómo se mantienen y están relacionados. Pero no es eso lo que pretendía al , así que, volveremos al tema principal de este Blog: la Física, la Astronomía y los Pensamientos.

emilio silvera

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Alpha Centauri A, la componente principal, se constituye en una buena candidata para la búsqueda de planetas del mismo que la Tierra. Está Acompañada por Próxima Centauri y Alpha Centauri B

 « ¿Sabremos alguna vez lo que es la Mente?

 

                                                                                     Conexiones sin fin

 

Si contáramos una sinapsis cada segundo, tardaríamos 32 millones de años en hacer el recuento. Si consideramos el número posible de circuitos neuronales, tenemos que habérnosla con cifras hiperastronómicas: 10 seguido de al menos un millón de ceros (En comparación con el número de partículas del universo conocido asciende a “tan sólo” 10⁷⁹ es decir, es el número conocido como N_Edd (Número de Eddintong) que es:

15.747.724.136.275.002.577.605.653.961.181.555.468.044.717914.527.116.709.366.231.425.o76185.631.031.296 protones y el mismo número de electrones, fue calculado por Arthur Eddintong allá por la década de 1920. Pues bien, esa descomunal cifra, se queda muy corta si la comparamos con las conexiones de nuestr5o cerebro. De ahí viene lo que decimos de que, “nuestros cerebros son las máquinas más complejas del Universo”. Y, desde luego, el comentario no está lejos de ser cierto.

 

¡La Velocidad de la Luz!

La luz se mueve tan rápidamente que nuestra experiencia cotidiana no nos induce a pensar que el valor de su velocidad pueda ser finito. Es comprensible, por tanto, que los científicos creyesen (o incluso diesen por sentado) hasta el siglo XVII que la luz se transmitía de forma instantánea.

Pero veámos el trabajo de hoy sobre las Nebulosas.

¿Quién sabe como podría ser aquella Nebulosa de la que surgió el Sistema Solar? ¿Sería como ésta que llaman, por su , del Capullo? Algunas veces me da que pensar nuestra presencia aquí, en el planeta Tierra y, con la imaginación, viajo hacia muy atrás en el tiempo, “veo” una estrella masiva que, llegado al final de su ciclo en la secuencia principal, expulsa sus capas exteriores de materia al espacio interestelar que, en ese momento, ha sido sembrado del gas y el polvo del que, millones, o miles de millones de años más tarde, surgiría nuestro Sistema Solar.

Las Nebulosas, esas nubes de gas y polvo que abarcan extensiones de -luz y que pueblan el cielo. Son en realidad, criaderos de estrellas y de sistemas solares. De una de ellas, hace ya de eso miles de millones de años, surgió nuestro propio Sistema Solar. Es curioso constatar que fueron dos filósofos,Immanuel Kant y pocos años más tarde Pierre Simon de Laplace, los que por primera vez expusieron en sendos libros, una teoría sobre el nacimiento del sistema solar y, aunque sus teorías no fueran perfectas y adolecieran de visibles carencias (vistas en perspectiva retrógrada desde esta ), no deja de llamar la atención que, filósofos y no astrónomos, pusieran su mirada en el amanecer del sistema al que pertenecemos.

Bueno, si queremos ser precisos, René Descartes (1596-1650) fue el primero en intentar buscar una explicación científica, en el sentido moderno. Le siguió el naturalista Buffon (1707-1788) propuso la primera teoría catastrofistade la formación del Sistema Solar. La llamada teoría de las Mareas. Buffon sugirió que el Sistema Solar surgió de la eyección de materia solar tras el choque del Sol con un cometa hace 70.000 años.

Si continuamos profundizando, siempre nos encontraremos con algún que otro pensamiento que nos lleve a querer desvelar ese principio del conjunto planetario al que pertenecemos, ningún gran descubrimiento ha nacido por generación expontánea y, casi siempre, ha sido fruto del enlace de muchas ideas que, con el tiempo, se fueron perfeccionando.

                             Rosetta. Ese es el de esta Nebulosa situada a 5.500 años-luz de nosotros

Aunque ya en épocas en que se confundían con las galaxias los astrónomos griegos anotaron en sus catálogos la existencia de algunas nebulosas, las primeras ordenaciones exhaustivas se realizaron a finales del siglo XVIII, de la mano del francés Charles Messier y del británico William F. Herschel.

En el siglo XX, el perfeccionamiento de las técnicas de observación y la utilización de dispositivos de detección de ondas de radio y rayos X de procedencia no terrestre completaron un detallado cuadro de Nebulosas, claramente diferenciadas en origen y características de las galaxias y los cúmulos de estrellas, lo que hizo posible estudiar sus propiedades de sistemática. En la Tabla de Objetos Messier, existen clasificadas muchas de ellas, y, entre las más conocidas podríamos citar a las siguientes:

• Nebulosa del Cangrejo en Tauro
• Nebulosa de la Laguna en Sagitario
• Nebulosa Trífida en Sagitario
• Nebulosa Planetaria en Vulpécula
• Nebulosa de Dumbell en Vulpécula
• La Gran Nebulosa de Orión en Orión
• Nebulosa Brillante en Orión
• Nebulosa brillante “del anillo” en Lira
• Nebulosa planetaria “del Búho” en Osa Mayor
• Nebulosa de Orión, M42
• Nebulosa de la Cabeza de Caballo
• Nebulosa Norteamericana en la Constelación del Cisne.

 

 

Es la Nebulosa de La Gaviota que abarca 100 años-luz de espacio y se encuentra situada a 3.800 años-luz de la Tierra

Existen casi 4 000 nubes de este sólo en nuestra Galaxia,y cada una tiene una masa que oscila entre 100 000 y 200 000 masas solares. El Hidrógeno y el Helio presentes en las Nebulosas existen desde el principio del Universo. Los elementos más pesados, como el Carbono, Oxígeno, Nitrógeno y Azufre, de más reciente formación, proceden de transmutaciones estelares que tienen lugar en el interior de las estrellas.

Y, como sería interminable el reseñar aquí todas la Nebulosas existentes en el cielo, sólo nos limitamos a dejar una reseña de varias de ellas de entre un inmenso de variadas Nebulosas que pueblan el Universo. Lo que es ineludible por ser el objetivo principal de divulgar el conocimiento de la Astronomía, al tratar sobre Nebulosas, es explicar lo que una Nebulosa es, y, las clases o variedades más importantes que de ellas existen, así que, sin más preámbulo pasamos a exponer lo que son estos objetos del cielo.

Es conocida como Nebulosa de la Tarántula que ocupa mil años-luz de espacio y está muy próxima, sólo 1.500 a.l. nos separan de esta araña cósmica. Ahí a la derecha de la imagen, podemos contemplar un cúmulo de estrellas masivas que resaltan azuladas en toda la región que ocupan al haber ionizado el material circundante con sus energéticas radiaciones ultravioletas.

En realidad, ¿qué es una nebulosa?

Se llama Nebulosa a una nube de gas y polvo situada en el espacio. El término se aplicaba originalmente a cualquier objeto con apariencia telescópica borrosa, pero con la llegada de instrumentos más potentes Tecnológicamente hablando, se descubrió que muchas nebulosas estaban en realidad formadas por estrellas débiles. En 1864, W. Huggins descubrió que las verdaderas nebulosas podían distinguirse de aquellas compuestas de estrellas analizando sus espectros.

En la actualidad, en término Nebulosa significa nebulosa gaseosa. El término nebulosa extragaláctica, utilizado originalmente para describir galaxias es obsoleto. Existen tres tipos principales de nebulosas gaseosas:

1. Las Nebulosas de emisión, que brillan con luz propia.
2. Las Nebulosas de reflexión, que reflejan la luz de fuentes brillantes próximas estrellas.
3. Las nebulosas oscuras (o nebulosas de absorción), que aparecen oscuras frente a un fondo más brillante.

Este amplio esquema de clasificación ha sido extendido sobre todas las longitudes de onda, dando lugar a términos nebulosas de reflexión infrarroja. Las nebulosas de emisión incluyen a las nebulosas difusas o regiones H II situadas alrededor de las estrellas jóvenes, las nebulosas planetarias que se hallan alrededor de las estrellas viejas y los remanentes de supernovas.

Todas estas Nebulosas que podemos ver para nuestro regocijo y asombro, están en nuestra Vía Láctea, una Galaxia entre cien millones más que, contiene todo aquello que en el Universo pueda existir, ya que, al fin y al cabio, ¿qué es una galaxia sino un universo en miniatura? Y, entre las muchas maravillas que la Galaxia contiene, también exhibe un variado de Nebulosas que podemos admirar como las siguientes:

NEBULOSA BIPOLAR

Nube de gas con dos lóbulos principales que están situados simétricamente a cada lado de una estrella central. Esta bipolar se debe a la eyección de material por la estrella en direcciones opuestas. En algunos casos el material que fluye escapa a lo largo del eje de rotación de un denso disco de material que rodea a la estrella, y que la puede oscurecer completamente en longitudes de onda óptica. Las Nebulosas bipolares pueden ser producidas por el flujo de materia procedente de estrellas muy jóvenes o muy viejas.

NEBULOSA BRILLANTE

NGC 6302 una Nebulosa brillante que tiene una temperatura superficial de aproximadamente 250 mil grados centígrados debido a que su estrella central, en exceso caliente, hace de nebulosa planetaria peculiar, una muy brillante conglomeraciópn de gas y polvo. El telescopi Espacial Hubble captó esta bella imagen nosotros.

Nube luminosa de gas y polvo interestelar. El término incluye a las nebulosas de emisión, en las que el gas brilla con luz propia; y las nebulosas de reflexión en las que el gas y el polvo reflejan la luz de las estrellas cercanas.

NEBULOSAS DE ABSORCIÓN – NEBULOSA OSCURA

 

Nube de gas y polvo interestelar que absorbe la luz que incide sobre ella detrás, de manera que parece negra frente a un fondo más brillante. La luz absorbida calienta las partículas de polvo, las cuales rerradian parte de esa energía en forma de radiación infrarroja. Parte de la luz del fondo no es absorbida, sino que es difundida o redirigida. La Nebulosa de la Cabeza del Caballo en Orión es una famosa nebulosa oscura; otro ejemplo es el Saco de Carbón, cerca de Cruz que oculta parte de la Vía Láctea.

NEBULOSA DE EMISIÓN

Nube luminosa de Gas y polvo en el espacio que brilla con luz propia. La luz ser generada de varias maneras. Usualmente el gas brilla porque está expuesto a una fuente de radiación ultravioleta; algunos ejemplos son las regiones H II y las Nebulosas planetarias, que son ionizadas por estrellas centrales.

El gas también brillar porque se ionizó en una colisión violenta con otra nube de gas, como en los objetos Herbig-Haro. Finalmente, de la luz de los remanentes de supernovas como la Nebulosa del Cangrejo está producida por el proceso de radiación sincrotón, en el que las partículas cargadas se mueven en espiral alrededor de un campo magnético Interestelar.

NEBULOSA DE REFLEXIÓN

 

Al igual que las otras, es una nube de gas y polvo interestelar que brilla porque refleja o difunde la luz de estrellas cercanas. La luz procedente de una nebulosa de reflexión tiene las mismas líneas espectrales que la luz estelar que refleja, aunque es normalmente más azul y puede estar polarizada. Las nebulosas de reflexión aparecen a menudo junto a las nebulosas de emisión en las regiones de formación estelar reciente. El Cúmulo de las Pléyades está rodeado por una nebulosa de reflexión.

NEBULOSA DIFUSA

Otra nube de gas y polvo interestelar que brilla debido al efecto sobre ella de la radiación ultravioleta procedentes de las estrellas cercanas. En la actualidad se recomienda el uso del términoRegión H II para referirse a este de nebulosas. El calificativo de “difuso” data de la época en la que las nebulosas eran clasificadas de acuerdo a su apariencia en el óptico. Una nebulosa difusa era una que mantenía su aspecto borroso incluso cuando se observaba aumentada a través de un gran telescopio, en contraposición a aquellas que podían ser resueltas en estrellas. Esta de arrina es la Gran Nebulosa Carina, inmensa nebulosa difusa más grande que la famosa Nebulosa de Orión.

NEBULOSA FILAMENTARIA

Grupo de nubes de gas y polvo alargadas con una estructura en de finos hilos vista desde la Tierra. Muchas estructuras filamentarias pueden realmente ser hojas vistas de perfil, en vez de hilos. Las nebulosas filamentarias más conocidas como la Nebulosa del Velo, son remanentes de supernova. Aunque estos remanentes tienen temperaturas de 10 000 K, son en realidad las partes más frías del remanente, pudiendo alcanzar otras partes de ella temperaturas superiores a 1.000.000 K.

NEBULOSA PLANETARIA

Brillante nube de gas y polvo luminoso que rodea a una estrella altamente evolucionada. Una nebulosa planetaria se cuando una gigante roja eyecta sus capas exteriores a velocidades de unos 10 km/s. El gas eyectado es entonces ionizado por la luz ultravioleta procedente del núcleo caliente de la estrella. A medida que pierde materia este núcleo queda progresivamente expuesto, convirtiéndose finalmente en una enana blanca (lo que pasará con nuestro Sol). Las nebulosas planetarias tienen típicamente 0,5 a.l. de diámetro, y la cantidad de material eyectado es de 0,1 masas solares o algo más.

Debido a la altísima temperatura del núcleo, el gas de la nebulosa está muy ionizado. La Nebulosa Planetaria dura unos 100.000 años, tiempo durante el cual una fracción apreciable de la masa de la estrella es devuelta al espacio interestelar. Las nebulosas planetarias se llaman así porque a los antiguos observadores les recordaba un disco planetario. De hecho, las formas detalladas de las nebulosas planetarias reveladas por los modernos telescopios cubren muchos tipos diferentes, incluyendo las que tienen de anillos (como la Nebulosa Anular), forma de pesas, o irregular.

Algunas nebulosas planetarias presentan ansae, unas pequeñas extensiones a lado de la estrella central, que se piensa que son producidas por eyección a alta velocidad de material de un flujo bipolar.

Los cometas, asteroides y meteoritos aportan importantes pistas conocer la composición de la nebulosa solar. Discos similares de gas y polvo han sido detectados alrededor de estrellas jóvenes cercanas, notablemente Beta Pictoris.

Mucho más es lo que podríamos decir de las Nebulosas. Sin embargo, estimamos debidamente cumplido el objetivo de enseñar aquí, de manera sencilla, lo que son las Nebulosas y, si algunos de los lectores (aunque sean pocos), han aprendido algo sobre ellas, el objetivo está cumplido y nos damos por pagados.

Gracias por la visita. Nos veremos en las estrellas.

emilio silvera

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La galaxia anular de Hoag (A1515+2146) es un anillo de materia con estrellas jóvenes y azuladas que rodea a una galaxia esferoidal central sin traza de ninguna barra que conecte ambas, aunque como tienen el mismo corrimiento al rojo, deben estar a la misma distancia y deben estar relacionados entre sí. Las teorías actuales de formación galáctica permiten la formación de una galaxia anular siempre y cuando tenga una barra central. Se ha propuesto en el caso del objeto de Hoag que dicha barra se ha disuelto. Hay muchas galaxias anulares con anillos polares como NGC 6028 (que sí tiene una barra central) y UGC 6614 (ver más abajo, aunque no son imágenes tan detalladas como la del Telescopio Espacial Hubble).

Las azuladas estrellas orbitan alrededor del núcleo central de la Galaxia como si de un carrusel cósmico se tratara. En esa imagen que vemos las estrellas jóvenes emiten radiación ultravioleta que ioniza el material circundante de las nebulosas de las que surgieron, allá en la lejanía y ocultos por la inmensa imfinitud de mundos y otros exóticos objetos que en la imagen captada por el Hubble no podemos ver.

                          Remanente de Supernova

Imagen de la galaxia compacta azul con formación estelar IIZw71 y espectro de la región central con la identificación de las lineas de emisión de neón y argón.

Existen Galaxias con bajo brillo superficial (LSB): Tipo de galaxia cuya densidad de estrellas es tan baja que es difícil detectarla frente al fondo del cielo. Se desconoce la proporción de galaxias con bajo brillo superficial en relación a las galaxias normales, pudiendo representar una parte significativa del universo. Muchas de estas débiles galaxias son enanas, situadas particularmente en cúmulos de galaxias; algunas son tan masivas como las grandes espirales, por ejemplo, Malin-1.

Galaxia con envoltura: Galaxia espiral rodeada por débiles arcos o capas de estrellas, situados a ángulos rectos con respecto a su eje mayor.  Pueden observarse entre una y veinte capas casi concéntricas, aunque incompletas. Se disponen de manera que capas sucesivas puedan aparecer normalmente en lados opuestos de la galaxia. Alrededor del 10% de las elípticas brillantes presentan envolturas, la mayoría de ellas en regiones de baja intensidad o densidad de galaxias. No se conoce ninguna espiral con una estructura de capas de ese tipo. Podrían ser el resultado de una elíptica gigante que se come una compañera.

Esta burbuja, fotografiada y examinada conjuntamente por la NASA y la ESA, entre 2006 y 2010, parece flotar sin actividad, pero lo cierto es que vivió un pasado convulso. Dicha envoltura gaseosa se formó después de una explosión estelar. Se conoce por el nombre de SNR B0509-67.5 y tiene un diámetro de 23 años luz (cuatro veces la distancia que nos separa de la estrella más cercana: Próxima Centaury).

Galaxia de anillo polar: Raro tipo de galaxia, casi siempre una galaxia lenticular, que tiene un anillo luminoso de estrellas, gas y polvo orbitando sobre los polos de su disco. Por tanto, los ejes de rotación del anillo y del disco forman casi un ángulo recto. Dicho sistema puede ser el resultado de una colisión, una captura de por maneras, o la unión de una galaxia rica en gas con la galaxia lenticular.

Hay un artículo muy interesante que propone analiza en detalle una galaxia con anillo polar y presenta una explicación bastante coherente y que a mí me parece bastante natural. Se trataría de galaxias tipo SBa(R) en la que los dos brazos espirales se han unido hasta confundirse en un anillo y el bulbo y la gran barra central han evolucionado hasta formar una galaxia de tipo S0 central. La explicación me gusta porque no alude a colisiones galácticas, para las que uno esperaría un resultado mucho menos simétrico, ni a dinámicas gravitatorias exóticas. Por supuesto, queda por clarificar por qué la conexión entre la barra central y el anillo se ha perdido.

Hay Galaxias de disco: Tipo de galaxia cuya estructura principal es un delgado disco de estrellas con órbitas aproximadamente circulares alrededor de su centro, y cuya emisión de luz típicamente disminuye exponencialmente con el radio. El término se aplica a todos los tipos de galaxias que no sean elípticas, esferoidales enanas o algunas galaxias peculiares. El disco de las galaxias lenticulares contiene muy poco material interestelar, mientras que los discos de las galaxias espirales e irregulares contienen cantidades considerables de gas y polvo además de estrellas.

                                                                 La brillante galaxia NGC 3621

Galaxia de tipo tardío: Galaxia espiral o irregular. El nombre proviene de la posición convencional de estas galaxias en el diagrama diapasón de los tipos de galaxias. Por razones similares, una galaxia espiral Sc o Sd pueden ser denominadas espiral del tipo tardío, en contraposición a una espiral Sa o Sb de tipo temprano.

Galaxia de tipo temprano: Galaxia elíptica o lenticular: una sin brazos espirales. El hombre proviene de la posición de las galaxias en el diagrama diapasón de las formas de las galaxias. Por razones similares, una galaxia Sa podría ser referida como una espiral de tipo temprano, en contraposición a una espiral Sc o Sd de tipo tardío.

Se podría continuar explicando lo que es una galaxia elíptica, enana, compacta azul, esferoidal enana, espiral (como la Vía Láctea), espiral enésima, espiral barrada, interaccionante, irregular, lenticular, peculiar, starburst, primordiales… etc, sin embargo, creo que ya se ha dejado constancia aquí de los datos necesarios para el que lector tenga una idea de lo que es una galaxia. Así que decido finalizar el apartado de galaxias, reflejando un cuadro del Grupo Local de galaxias en el que está situada la nuestra.

En todas estas galaxias que arriba podemos contemplar, existen estrellas binarias de cuyo estudio obtenemos datos fascinantes y podemos llegar a conocer mejor la denámica del Universo. Ejemplo de una estrella binaria, donde dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un centro de masa en órbitas elípticas.

Ejemplo de una estrella binaria, en donde dos cuerpos con una pequeña diferencia de masa orbitan alrededor de un centro de masa.

Binarias astrométricas: En este tipo de sistemas dobles sólo es visible un componente de la estrella. Se detectan que son binarias gracias al “tirón” gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya que este tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10 parsecs, a distancias menores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño, que los cálculos no se pueden realizar. Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación.

Hemos creado modelos del origen del Universo que están muy extendidos al coincidir sus predicciones con la observación. Así de momento hemos aceptado que en su inicio el Universo era algo extremadamente denso y de infinita energía que, al explosionar, se expandió y de la radiación intensa se paso la era de las partículas y más tarde, al enfriarse paulatinamente, a la de la materia para que comenzara, millones de años más tarde, a formarse las primeras estrellas. Se liberaron los fotones y el Universo se hizo transparente, es decri, se hizo la luz.

La Radiación del fondo de microondas ha venido a corrobarar tal teoría del Big Bang.  la densidad y temperatura de la materia y la radiación en el Universo decrecieron continuamente a medida que el Universo se expandía. Esta expansión puede continuar para siempre o puede un día invertirse en un estado de contracción, volviendo a pasar por condiciones de densidad y temperaturas cada vez mayores hasta llegar al Big Crunch en un tiempo finito de nuestro futuro. Este escenario evolutivo tiene la característica clave de que las condiciones físicas en el pasado del Universo no eran las mismas que las actuales o las futuras. Hubo épocas en que la vida no podía existir porque había demasiado calor para los átomos; hubo épocas previas a las estrellas y habrá un tiempo en el que todas las estrellas hayan muerto. En este escenario hay un intervalo preferido de la historia cósmica durante el que es más probable que los observadores evolucionen por primera vez y hagan sus observaciones del Universo.

Todo eso, si es que realmente fue así, ambién implicaba que hubo un comienzo para Universo, un tiempo pasado antes del cuál éste (el propio tiempo) no existía, pero no decía nada al respecto de el por qué o al dónde de este comienzo. Todo quedaba oculto en el más profundo de los misterios y, nadie ha podido llegar a ese tiempo que marca la frontera que está situada en esa fracción de segundo, más allá del tiempo de Planck, en el cual los cosmólogos, para tapar su ignorancia, han puesto una singularidad lo mismo que ahora han colocado la materia oscura para explicar la expansión.

El Universo estacionario sostiene que el Universo nunca tuvo un origen, sino que siempre existió de la misma manera como lo conocemos hoy.

El escenario alternativo creado por Bondi, Gold y Hoyle estaba motivado en parte por un deseo de evitar la necesidad de un principio (o un posible final) del Universo. Su otro objetivo era crear un escenario cosmológico que pareciera de promedio siempre el mismo, de modo que no hubiera instantes privilegiados en la historia cósmica.

El gráfico de abajo indica la velocidad de alejamiento de las galaxias en función de sus distancias. La pendiente de la recta de “La constante de Hubble”

Horizontalmente: la medida de la distancia es proporcionada por la luminosidad de las galaxias más brillantes de diferentes grupos. Verticalmente: velocidades en Km. por segundo. Las diferentes curvas describen la relación velocidad distancia en función de la densidad supuesta del universo (en unidades de densidad crítica). Cuanto más denso es el universo, tanto más a la izquierda se sitúa la curva en el dibujo. La comparación con los puntos observados muestra que la densidad real es tres veces inferior a la densidad crítica. La cuirva más baja es la esperada en un universo estacionario.

Claro que dicho escenario, al principio parece imposible de conseguir. Después de todo, el Universo se está expandiendo. Está cambiando, de modo que, ¿cómo puede hacerse invariable? La visión de Hoyle era la de un río que fluye constantemente, siempre en movimiento pero siempre igual. Para que el universo presente la misma densidad media de materia y el mismo ritmo de expansión, independientemente de cuándo sea observado, la densidad debería ser constante.

Él propuso que, en lugar de nacer en un instante pasado, la materia del universo se craba continuamente a un ritmo que compensaba exactamente la tendencia a que la densidad sea diluida por la expansión. Este mecanismo de “creación continua” sólo tenía que ocurrir muy lentamente para conseguir una densidad constante; sólo se requería aproximadamente un átomo por metro cúbico cada diez mil millones de años y ningún experimento ni observación astronómica sería capaz de detectar un efecto tan pequeño.

Esta teoría del “estado estacionario” del Universo hacía predicciones muy precisas. El Universo parecía el mismo de promedio en todo momento. No había hitos especiales en la historia cósmica: Ningún “principio”,  ningún “final”, ningún momento en que empezaran a formarse las estrellas o en el que la vida se hiciera posible por primera vez en el Universo. Claro que, finalmente, esta teoría quedó descartada por una serie de observaciones iniciadas a mediados de la década de 1950 que mostraba en primer lugar que la población de galaxias que eran emisores profusos de radioondas variaba significativamente a medida que el Universo envejecía.

La culminación de todo aquello llegó cuando en el año 1965 se descubrió la radiación térmica residual del comienzo caliente predicho por los modelos del Big Bang. Esta radiación de fondo de microondas no tenía lugar en el Universo en estado estacionario. Durante veinte años los astrónomos trataron de encontrar pruebas que dijeran si realmente el universo estaba realmente en el estado estacionario que propusieron Bondi, Gold y Hoyle.

Un sencillo argumento antrópico podría haber demostrado lo poco posible que sería ese estado de cosas. Si uno mide el ritmo de expansión del Universo, da un tiempo durante el que el Universo parece haber estado expandiéndose. En un Universo Big Bang éste es realmente el tiempo transcurrido desde que empezó la expansión: la edad del Universo. En la teoría del estado estacionario no hay principio y el ritmo de expansión es tan sólo el ritmo de expansión y nada más.

Las primeras estrellas se formaron millones de años después del (supuesto) big bang. Eran enormes, pesadas, y muy calientes. Brillaron con furia, vivieron rápido y murieron jóvenes. Fueron las responsables de la creación de los primeros agujeros negros en el Universo y también, de la creación de los primeros elementos pesados y más complejos que el hidrógeno y el Helio.

En una teoría del Big Bang, el hecho de que la edad de expansión sea sólo ligeramente mayor que la edad de las estrellas es una situación natural. Las estrellas se formaron en nuestro pasado y por ello deberíamos esperar encontrarnos en la escena cósmica una vez formadas, dado que, los elementos necesarios para la vida, se forjaron en los hornos nucleares de las estrellas calientes que fusionaron aquella primera materia más simple en otras más complejas.

Se necesita mucho tiempo para que las estrellas fabriquen Carbono a partir de gases inertes como el Hidrógeno y el Helio. Pero no basta con el tiempo. La reacción nuclear específica que se necesita para hacer Carbono es una reacción bastante improbable. Requiere que se junten tres núcleos de Helio para fusionarse en un único núcleo de Carbono. Los núcleos de Helio se llaman partículas alfa, y esta reacción clave para formar Carbono ha sido bautizada como el proceso “triple alfa”.

Precisamente fue Fred Hoyle el que descubrió todo aquel complejo proceso de fabricación de Carbono en las estrellas. Él se unió a un grupo de investigadoresque estaban trabajando sobre la cuestión de la relativa abundancia de elementos en las superficies de las estrellas. En conjunto, estructuraron un exhaustivo estudio de los elementos que se acumulan en los núcleos estelares. En un denso trabajo que publicaron en Octubre de 1957 en Review of Modem Physics, bajo el título de “Síntesis de los elementos de las estrellas”, lograron explicar la abundancia de practicamente todos los sótopos de los elementos desde el Hidrógeno hasta el Uranio.

Descubrieron que las estrellas, en la medida que van gastando su combustible nuclear, transmutan el Hidrógeno en Helio; el Helio a Carbono y Oxígeno; y así sucesivamente, subiendo hasta llegar hasta los más pesados de la Tabla Periódica. En las explosiones de las supernovas se crean mucho de los elementos más pesados, incluidos el platino, el oro y el uranio. El trabajo que fue un inmenso logro científico, no sólo explicó la síntesis de todos los elementos más allá del Hidrógeno, sino que predijo su formación exactamente en las mismas proporciones que ocurrían en el Universo. Pero quedó por explicar la cuestión del Hidrógeno: Cómo se genera el combustible inicial de las estrellas.

Así, en las estrellas podemos encontrar muchas respuestas de cómo se forman los elementos que conocemos. Primero fue en el hipotético big bang donde se formaron los elementos más simples: El Hidrógeno (que nunca hemos podido llegar a saber cómo se formó), Helio y Litio. Pasados muchos millones de años se formaron las primeras estrellas y, en ellas, se formaron elementos más complejos como el Carbono, Nitrógeno y Oxígeno. Los elementos más pesados se tuvieron que formar en temperaturas mucho más altas, en presencia de energías inmensas como las explosiones de las estrellas moribundas que, a medida que se van acercando a su final forman materiales como: Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Argón, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Niquel, Cobre, Cinc, Plomo, Torio…Uranio. La evolución cósmica de los elementos supone la formación de núcleos  simples ¿en el big bang? y la posterior fusión de estos núcleos ligeros para formar núcleos más pesados y complejos en el interior de las estrellas y en la transición de fase de las explosiones supernovas.  Abjo un gráfico de la Necleosíntesis estelar.

Estaba explicando el proceso triple alfa que es el proceso por el cual tres núcleos de helio  (partículas alfa) se transforman en un núcleo  de carbono. Esta reacción nuclear de fusión sólo ocurre a velocidades apreciables a temperaturas por encima de 100 000 000 kelvin y en núcleos estelares con una gran abundancia de helio. Por tanto, este proceso sólo es posible en las estrllas más viejas, donde el helio producido por las cadenas protón–protón y el ciclo CNO se ha acumulado en el núcleo. Cuando todo el hidrógeno presente se ha consumido, el núcleo se colapsa hasta que se alcanzan las temperaturas necesarias para iniciar la fusión de helio.

⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be

⁸Be + ⁴He ↔ ¹²C

Las estrellas que son unas ocho veces más masivas que el Sol representan sólo una fracción muy pequeña de las estrellas en una galaxia espiral típica. A pesar de su escasez, estas estrellas juegan un papel importante en la creación de átomos complejos y su dispersión en el espacio.

Elementos necesarios como carbono, oxígeno, nitrógeno, y otros útiles, como el hierro y el aluminio. Elementos como este último, que se cocinan en estas estrellas masivas en la profundidad de sus núcleos estelares, puede ser gradualmente dragado hasta la superficie estelar y hacia el exterior a través de los vientos estelares que soplan impulsando los fotones. O este material enriquecido puede ser tirado hacia afuera cuando la estrella agota su combustible termonuclear y explota. Este proceso de dispersión, vital para la existencia del Universo material y la vida misma, puede ser efectivamente estudiado mediante la medición de las peculiares emisiones radiactivas que produce este material. Las líneas de emisión de rayos gamma del aluminio, que son especialmente de larga duración, son particularmente apreciadas por los astrónomos como un indicador de todo este proceso. El gráfico anterior muestra el cambio predicho en la cantidad de un isótopo particular de aluminio, Al26, para una región de la Vía Láctea, que es particularmente rica en estrellas masivas. La franja amarilla es la abundancia de Al26 para esta región según lo determinado por el laboratorio de rayos gamma INTEGRAL. La coincidencia entre la abundancia observada y la predicha por el modelo re-asegura a los astrónomos de nuestra comprensión de los delicados lazos entre la evolución estelar y la evolución química galáctica.

Pero sigamos con la historia recorrida por Hoyle y sus amigos. Felizmente, la naturaleza proporcionó una piedra Rosetta con la cual Hoyle y sus colaboradores podían someter a prueba sus ideas, en la forma de curva cósmica de la abundancia. Ésta era un gráfico del peso de los diversos átomos -unas ciento veinte especies de núcleos, cuando se tomaban en cuanta los isótopos- en función de su abundancia relativa en el universo, establecido por el estudio de las rocas de la Tierra, meteoritos que han caido en la Tierra desde el espacio exterior y los espectros del Sol y las estrellas.

Hablar del Universo, algo tan grande que se escapa a nuestra comprensión, nos llevaria tanto tiempo que finalizar el trabajo sería casi imposible, así que, habiendo dado una sencilla vuelta por algunos de los sucesos y objetos que en él están presentes, aquí lo dejamos. Sin embargo, de todo estos sucesos se derivan objetos múltiples de diversidad muy rica que adorna y embellece todo el espacio interestelar con la inmensa cantidad de objetos que lo adornan a lo largo de millones y milones de año luz de espacio.

Un rico abanico de Nebulosas que se configuran en función de la masa inicial de la estrella que las formó al eyectar material al final de sus vidas. Estrellas masivas supergigantes que, comparadas con nuestro Sol son enermes objetos que lo contienen más de cien veces y consumen hidrógeno a velocidad de vértigo como si quisiera convertirse en agujero negro en el menor tiempo posible. Diversidad de mundos, explosiones supernovas, sistemas planetarios, cúmulos y siupercúmulos de galaxias…

                                                                         Crédito  NASA/ESA

que se fusionan por la fuerza de la gravedad que hace que se atraigan las unas hacia las otras como vemos en el conocido “aglomerado de galáxias Quinteto Stefan“, de cuya imagen podemos deducir de manera fácil las transiciones de fase que se producen en esta clase de fusiones de grandes galaxias, de donde surgen miles de millones de estrellas nuevas, se destruyen y nacen nuevos mundos y, finalmente, el complejo nuevo creado se convierte en una galaxia mayor, supergigante.

Explosiones de estrellas que finalizan sus vidas convirtiendose en estrellas de neutrones o púlsares. Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.  Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo.  Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía.  El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio.

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía en Cambridge. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.

“El 16 de marzo de 2013 se cumplió medio siglo del descubrimiento de que los cuásares eran objetos extragalácticos muy brillantes y a enormes distancias de nosotros. Este descubrimiento fue consecuencia del desarrollo pionero de la Radioastronomía y del estudio cuidadoso de los espectros ópticos de unas misteriosas “fuentes casi-estelares”. En la actualidad sabemos que el proceso que genera un cuásar es un agujero negro súper-masivo en el centro de una galaxia.”

La medida de sus desplazamientos al rojo espectroscópico,  indicaban que estaban a grandes distancias de la Tierra. El primer cuásar estudiado, 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra y se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra, es decir, cuásares que son casi tan viejos como el mismo universo.

Y, pasados los diez mil primeros millones de años, cuando las estrellas habían crwado los materiales necesarios para que eso fuese posible, surgiron los primeros indicios de la presencia de vida en el Universo, Se asentaron en mundos como la Tierra y, en moléculas que se juntaron para formar células vivas surgidas de un protoplasma primordial… ¡Dio comienzo la aventura de la vida que, tantos secretos esconde y que tratamos de desvelar!

Muchas veces hemos opido hablar de la datación del Carbono y, el sistema de datación radiométrica más conocido es el proporcionado por el ¹⁴C, o Carbono 14, un esótopo raro de Carbono que se produce en natural por acción de los rayos cósmicos y antropogénicamente por bombas nucleares. Se desintegra en Nitrogeno (¹⁴N) con una vida media de 5.730 años. Como el Carbono 14 es tan poco común (menos de uno de mil átomos de Carbono) y su vida media es tan corta, la datación con radio carbono queda limitada a los últimos cien mil años, aproximadamente.

Las trazas de vida primitiva han sido borradas por la geología, el fluir de las aguas, los UV y por la propia evolución de la vida, los cambios…del Oxígeno, de la atmósfera, etc.

En los materiales más antiguos simplemente no queda suficiente ¹⁴C que pueda medirse con precisión. Por consiguiente, el ¹⁴C proporciona una herramienta de datación valiosa para egiptólogos o para paleontólogos interesados en Mamuts lanudos, pero no sirve para desentrañar la historia profunda de la Tierra que sus secretos muy bien guardados en lo más profundo de los tiempos.

El grupo Warrawoona

En el Cinturón de Pilgangoora el Grupo Coonterunah de 3.517 millones de años y las granulitas de Carlindi (3.484-3.468 millones de años son la razón fundamental del Grupo Warrawoona bajo un desajuste de erosión, aportando así pruebas de la antigua corteza continental . La Cúpula del Polo Norte (NPD) se encuentra a 10 kilómetros del Grupo Warrawoona.

Son celulas que se agrupan en colonias formando rocas sedimentarias. Estas rocas se encuentran en mares calidos y son el resultado de la union de seres uni- celulares, cianobacterias. Las rocas se forman muy lentamente, capa sobre capa y una capa se muere se deposita el carbonato de calcio de sus paredes sobre la capa anterior.

En el Grupo Warrawoona (3.400-3.500 millones de años) se encontraron estructuras sedimentarias que se identificaron como producidas por la actividad de organismos por William Schopf. Debido a identificación, se consideraron esos restos como la huella de vida más antigua de la que se tiene constancia. Son poco comunes (sólo se han encontrado, además de en Warrawoona, en el Supergrupo Pongola , de 2.700-2.500 millones de años, y en el Grupo de Bulawayan de Rhodesia, de 2.800 millones de años), por lo que no se puede estar seguro de que los organismos que los formaran fueran fotosintéticos y tampoco se pueden sacar conclusiones claras acerca de los ambientes en que se formaron. Ciertas bacterias no fotosintéticas forman estructuras similares a estromatolitos en fuentes termales de Yellowstone, por lo que existe la posibilidad de que bacterias similares formaran las estructuras estromatolíticas arcaicas.

Estos restos de Warrawoona incluyen microfósiles filamentosos y cocoides muy parecidos a cianobacterias, lo que ha inducido a pensar en la existencia de organismos fotosintéticos aeróbicos.

Son muchas las teorías científicas que, a lo largo de la historia han tratado de explicar el origen de la vida en la Tierra. Ya Aristóteles (384 – 322 aC), en la antigua Grecia, propuso una hipótesis: que la vida surgió por generación espontánea. Esta idea sería rebatida por los experimentos científicos de Louis Pasteur (1822 – 1895). Ahora sabemos que de donde no hay nada puede surgir, sabemos que los elementos se crearon en las estrellas que, en explosiones supernovas son expandidos por todo el universo. Sabemos que esos elementos depositados en mundos bien situados en las zonas habitables de sus estrellas, pueden llegar a constituirde en estructuras complejas de las que pueden surgir, formas de vida poco evolucionadas que, con el tiempo, se transforman en complejas y, en algunos casos, en miles de millones de años de evolución, pasando por fases que las hace ser una vez una cosa y más tarde otra… ¡Pueden llegar hasta la consciewncia de Ser!

           Sí, muchas son las cosas que no sabemos

Son muchas las cosas que no sabemos y, palabras que empleamos de manera cotidiana de cosas que sabemos para que sirven, como por ejemplo la energía, no sabríamos explicar lo que es. Tampoco sabemos a ciencia cierta y en toda su extensión lo que la materia es, y, si nos referimos al Tiempo… ¿Qué es el Tiempo? ¿Existe en realidad o es una simple ilusión de la mente?

Mientras continuamos tratando se desvelar todos esos secretos, disfrutemos del El Universo,  de su rica Diversidad, de la Belleza que nos ofrece por todas part y, desde luego…,  ¡de la Vida! Que no hemos llegado a comprender.

emilio silvera

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