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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            El Hubble captó el nacimientio de una estrella en el Espacio lejano. Le llaman renacuajo

En muchos de los trabajos aquí presentados he procurado explicaros lo que son las estrellaslas, como se forman, como evolucionan y finalmente mueren para convertirse en otro objeto distinto. Durante sus vidas, durante miles de millones de años, las estrellas hacen posible que mediante el proceso de fusión, unos elementos se conviertan en otros cada vez más complejos para que sea posible, como ahora sabemos, la existencia de todos esos elemtos que hemos relacionado en la Tabla Periódica, los más complejos formados en explosiones de Supernovas.

                              En nuestro Universo, el Plasma es el estado más común de la materia

Las estrellas son cuerpos celestes compuestos de materia del plasma, o de materia degenerada, que se concentra en un solo lugar por la fuerza de la gravedad. Están formadas principalmente por hidrógeno y helio. Estrella a lo largo de su vida produce la radiación electromagnética en forma de luz visible a través de los procesos de fusión de átomos de hidrógeno en el núcleo.

“Hoy en día, es muy fácil poder ver y disfrutar de hermosas imágenes astronómicas con mucho muy coloridas, que realmente parecen unas verdaderas obras de arte. Sin embargo, cuando tenemos la oportunidad de mirar estos objetos a través de un telescopio, se ven en “blanco y negro” lo que puede representar una decepción mayúscula para alguien que esperaba ver a todo locos un objeto del cielo profundo.”

 

 

“¿Sera acaso que los astrónomos nos mienten mostrándonos imágenes falsas? La respuesta es la siguiente, los instrumentos actuales para fotografiar el cielo, son tan sensibles a la luz, que pueden captar el color real de los objetos que se encuentran a millones de años luz, almacenándola en medios digitales e interpretando el color, pero nuestros ojos, no son capaces de almacenar luz, como lo hacen los aparatos electrónicos, y debido a la poca cantidad de luz que nos llega a nuestra vista, solo vemos con los “bastones” de nuestros ojos, células que son más sensibles a la luz, pero que no captan el color.”

 

 

 

                                                                           Esta es la Nebulosa Roseta. NGC 7635

¿Cómo estan formadas las estrellas? estan formadas en las nubes de materia interestelar, compuesta principalmente de hidrógeno. Una cuarta parte se compone de helio, mientras que el 1% restante es una mezcla de polvo y otros átomos. Esta nube es densa, y los átomos de hidrógeno mismo se combinan para hidrógeno molecular. Nube molecular se forma en fase terminal, lo que aumenta su tamaño y peso. La densidad de la nube está a unos pocos millones de partículas por centímetro cúbico, y el peso de 100 000 a 10 000 000 masas solares. El tamaño es enorme, de 50 a 300 años luz. Como una nube fría y fina, y el proceso de su creación, dura un tiempo relativamente corto.

                            El Colapso gravitatorio del Gas y el Polvo hae que nazcan nuevas estrellas

Estrellas masivas

“Cuando una estrella sobrepasa en masa el valor límite de Chandrasekhar, gasta rápidamente su combustible y empieza a comprimirse. No hay nada que detenga su colapso: la fuerza de compresión gravitacional es tan intensa que las partículas materiales que la conforman ya no obedecen el principio de exclusión y todas terminan por estar en la misma posición y con la misma velocidad, justamente, un punto sin masa, en el espacio.

Ese punto es una singularidad, con una densidad de cientos miles de millones toneladas por centímetros cúbicos. En este caso, la masa no se habría destruido porque sería una violación al principio de conservación de la materia, sino mas bien, transformada en energía gravitacional de acuerdo a la ecuación de Einstein E= mc2.”

 

 

El recorrido que hacen las estrellas desde que “nacen” en la Nebulosa, hasta que consumen su combustible nuclear de fusión, es fascinante. Y, según la masa que puedan contener, finalizarán sus vidas como enanas blancas, estrella de neutrones o agujeros negros.

¿Qué sucede a una estrella, cuando se “quema”? Núcleo de la estrella comienza a colapsar bajo su propio peso, mientras que las capas exteriores son violentamente expulsados​​. En función del peso que la estrella estaba en el principio, se puede transformar en una enana blanca (con aproximadamente el mismo tamaño de la Tierra), que después del enfriamiento se convierte en un enano negro. Si la masa de la estrella es de 8 masas solares, entonces tras el derrumbe occurre erupción, y una explosión crea supernova. Pero cuando la masa de la estrella supera las 10 masas solares, cuando colapsa forma un agujero negro.

También hemos hablado aquí, de las galaxias y sus diferentes tipos, de radiogalaxias y de los cuásares, además de otras cuestiones de interés que, en todo momento, he tratado de explicar de manera muy sencilla con el objeto de que su comprensión sea fácil para las personas no versadas en Astronomía.

Es preciso que todos sepais que, en cualquier región del Universo, por muchos años luz que de nuestra Galaxia esté alejada, las leyes que rigen son las mismas que aquí, en nuestra región, interaccionan con la materia. Todo el Cosmos es lo mismo en cualquier lugar. Los Cúmulos de Galaxias y los espacios “vacíos” que existen entre ellos, las Nebulosas, los Agujeros Negros que ocupan el corazón de las Galaxias, el gas y el polvo interestelar que forman nuevas estrellas, y, en fin, todas las maravillas que a través de los procesos nucleares, forman la materia compleja a partir del Hidrógeno y del Helio.

               Simulación computacional del gas pristino. Cuando salió la noticia del descubrimiento, se pudo leer:

“Astrónomos de la Universidad de California en Santa Cruz han encontrado, por primera vez, restos de la materia prima original del Universo en nubes de gas que datan de la noche de los tiempos. Estas nubes contienen remanentes absolutamente intactos del gas «limpio» que apareció en los primeros minutos después del Big Bang y que nunca llegó a formar parte de las estrellas. El hallazgo, que aparece publicado en la revista Science, coincide con las predicciones teóricas sobre los orígenes de los elementos en el Cosmos.

 

 

 

 

Solo los elementos más ligeros, principalmente hidrógeno y helio, se crearon en el Big Bang. A continuación, tuvieron que pasar varios cientos de millones de años para que grupos de este gas primordial se condensaran para formar las primeras estrellas, momento en el que los elementos más pesados se forjaron. Hasta ahora, los astrónomos han detectado siempre «metales» (término para referirse a todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio) en cualquier lugar que buscaran en el Universo.”

 

 

 

Antes de que se formaran las primeras estrellas, el 75% del material era Hidrógeno

 

 

Hidrógeno y Helio es el material primario del Universo y, a partir de ellos, se forman las estrellas que convierten ese material en una especie de plasma a altas temperaturas que en la superficie de la estrella puede ser de 6.000 grados y en el núcleo de 15 millones.

La fusión nuclear, convierte el hidrógeno en helio, el helio en carbono, el carbono en oxígeno, y, de esta manera hasta llegar al hierro. Otros materiales más complejos se producen cuando las estrellas supermasivas explotan en supernovas sembrando el espacio con una nueva Nebulosa y, su núcleo se convierte en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

Pero veamos algún objeto más de los que pueblan el inmenso espacio del Universo.

La luz está compuesta por fotones y precisamente ya se ha dicho que es la luz la que tiene el record de velocidad del universo al correr a unos 300.000 Km/s, exactamente 299.792’458 Km/s.

¿Y los neutrinos?

Existen 3 tipos de neutrinos y los científicos creen poco probable que haya algún otro «sabor», a menos que tenga propiedades muy diferentes a las de los encontrados. Estos se asocian con distintas partículas cargadas y de allí se derivan sus nombres: Están asociados al electrón (neutrino electrónico), al muón (neutrino muónico) y a la partícula Tau (neutrino tauónico).

               Nobel de Física al descubrimiento de que los neutrinos tienen masa

Los físicos siempre pensaron que la naturaleza es escalable. Que las cosas que son de nuestro tamaño serían proporcionalmente iguales que las pequeñas o las enormes. Sin embargo no es así. El mundo de lo diminuto y de lo enorme se comporta de manera muy diferente a lo que observamos a nuestro alrededor. Por eso nos cuesta tanto imaginarlo. En estos dos últimos siglos los grandes adelantos de la física se han centrado precisamente en estos extremos: lo inmensamente grande y lo extremadamente diminuto. Este es el caso del Nobel de Física otorgado este año al japonés Takaaki Kajita y el canadiense Arthur McDonald. Los neutrinos, pertenecientes al mundo de lo diminuto y casi de lo invisible.

Un grupo de investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) determinó que la masa de los neutrinos no excede de 0,26 electronvoltios, dos millones de veces inferior a la masa del electrón. El equipo ha descubierto que la suma de las masas de los tres tipos de neutrinos que existen (electrónicos, muónicos y tauónicos) no representa más del 6 por mil del total de la masa-energía del cosmos.

Los neutrinos se forman en ciertas reacciones nucleares y ningún físico atómico ha sido hasta ahora capaz de medir su masa. Es probable que los neutrinos, como los fotones, tengan una masa en reposo nula, aunque en realidad el neutrino nunca podrá estar en reposo y, como el fotón, siempre se está moviendo a 299.792’458 Km/s y adquieren esa velocidad desde el instante en que se forma.

Los fotones son los cuantos de la luz y transmisores del electromagnetismo y de cualquier clase de radiación en el Universo.

Pero los neutrinos no son fotones, porque ambos tienen propiedades muy distintas. Los fotones interaccionan fácilmente con las partículas de materia y son retardados y absorbidos al pasar por la materia. Los neutrinos, por el contrario, apenas interaccionan con las partículas de materia y pueden atravesar un espesor de años luz de plomo sin verse afectados.

Parece claro, por tanto, que si los neutrinos tienen una masa en reposo nula, no son materia. Por otro lado, hace falta energía para formarlos, y al alejarse se llevan algo de ella consigo, de modo que son una forma de energía.

Para capturarlos, han ideado grandes depósitos de agua pesada en las profundidades de la Tierra.

Los neutrinos atraviesan cualquier espesor de materia sin interaccionar apenas, de modo que prácticamente no efectúan trabajo. Lo cual les distingue de cualquier otra forma de energía. En su momento se habló de que los neutrinos podían ser la energía oscura que tanto fascina a todos los físicos, astrofísicos y astrónomos, sin embargo, al no haber detectado la masa de los neutrinos, se desechó la idea.

El neutrino es de la familia de los leptones y existe en tres formas. Una asociada al electrón y se conoce como neutrino electrónico (V_e), otra al muón y es el neutrino múonico (V_µ) y por último el que está asociado con la partícula tau, que es el neutrino tauónico (V_t). Cada forma tiene su propia antipartícula.

El neutrino fue postulado en 1.931 para explicar la energía “perdida” en la desintegración beta. Fue identificado de forma tentativa en 1.953, y definitivamente en 1.956, dando la razón a Wolfgang Pauli que presintió su existencia.

Los neutrinos no tienen carga y como dijimos antes, tampoco tienen masa; son pura energía que viaja siempre por el espacio a la velocidad de la luz. En algunas teorías de gran unificación se predice que los neutrinos tienen masa no nula, pero no hay evidencia concluyente para eso.

Cuando Pauli propuso su existencia para justificar la energía perdida en la desintegración beta, Enrico Fermi lo bautizó con el nombre de neutrino.  La ley de conservación de la energía prohíbe que ésta se pierda, y en la desintegración beta, que es un tipo de interacción débil en la que un núcleo atómico inestable se transforma en un núcleo de la misma masa atómica pero de distinto número atómico, hace que en el proceso un neutrón se convierta en un protón con la emisión de un electrón, o de un protón en un neutrón con la emisión de un positrón. Pero la cuenta no salía, allí faltaba algo, no se completaba en la transformación la energía original, así que Pauli añadió en la primera un antineutrino electrónico y la segunda la completó con un neutrino electrónico.

Evitamos fórmulas y explicaciones complejas.

Así fue como se dio a conocer al mundo la existencia de neutrinos.

Ahora para ir conociendo mejor el Universo, dejemos aquí explicados algunos conceptos:

Asteroide.

(Planetas menores; planetoides)

Pequeños cuerpos que giran alrededor del Sol entre las órbitas de Marte y Júpiter en una zona alejada entre 1’7 y 4’0 Unidades astronómicas del Sol (cinturón de asteroides).  El tamaño de estos objetos varía desde el más grande, Ceres (con un diámetro de 933 km.), a los objetos con menos de 1 km. De diámetro.  Se estima que hay alrededor de 10 cuerpos con diámetro mayor de 250 km. Y unos 120 cuerpos con diámetros por encima de 130 km.

Aunque son millones, su masa total es apenas una pequeña fracción de la Tierra, aunque no por ello dejan de ser preocupantes en el sentido del peligro que pueda suponer para nuestro planeta, la colisión con uno de estos pedruscos enormes del espacio estelar.  La desaparición de los Dinosaurios podría ser una prueba de los efectos devastadores de una colisión de este calibre. Según algunos creen uno de estos cuerpos enormes cayó en Mexico y arrasó con la vida de los grandes reptiles.

Astrofísica.

Ciencia que estudia la física y la química de objetos extraterrestres.  La alianza de la física y la astronomía, que comenzó con la creación de la espectroscopia, permitió investigar lo que son los objetos celestes, y no solo donde están. Es una de las ciencias más antiguas, cuyo objetivo es explicar los fenómenos del Universo apoyándose en los conocimientos de la Física y otras ciencias afines. Asi también la astrofísica pretende determinar el origen, la formación y la evolución de los planetas, estrellas y galaxias.

Esta ciencia nos permite saber la composición de elementos que tiene un objeto estelar situado a miles de años-luz de la tierra, y, de momento, se confirma que el material existente en el Universo entero, es igual en todas partes.

El Universo primitivo era un plasma, cuando se enfrió se convirtió en Hidrógeno y algo de Helio (los dos elementos más simples) y más tarde, cuando se formaron las primeras estrellas y galaxias, se pudo fabricar,  en los hornos termonucleares de las estrellas, el resto de elementos más complejos y pesados, tales como litio, carbono, oxigeno, nitrógeno, todos los gases nobles como argón, kriptón, neón, etc., el hierro, mercurio… uranio y se completó la tabla periódica de elementos naturales que están, de una u otra forma dispersos por el Universo.

Nosotros mismos, la especie humana, estamos hechos de un material que solo se puede producir en las estrellas, así qué, sin lugar a ninguna duda,  el material que nos formó se fabricó hace miles de millones de años en estrellas situadas a miles o cientos de miles de años-luz de nuestro Sistema Solar. ¡Qué insignificante somos comparados con la enormidad del Universo! Sin embargo, el hecho de pertenecer a él nos da cierta importancia, y, además, somos conscientes de Ser.

Astronomía invisible.

Estudio de objetos celestes observados mediante la detección de su radiación o longitudes de onda diferentes de las de la luz visible.

Mediante este método se ha detectado, por ejemplo, una fuente emisora de rayos X, Cygnus X-I, que consiste en una estrella supergigante que rota alrededor de un pequeño compañero invisible con una masa unas diez veces mayor que la del Sol y, por tanto, por encima del límite de Chandrasekhar y que todos los expertos le conceden su voto para que, en realidad sea un agujero negro situado en el corazón de nuestra Galaxia a 30.000 años-luz de la Tierra.

Astronómica, unidad.

Distancia media de la Tierra al Sol, igual a 149.600 millones de km., ó 499,012 segundos-luz, ó 8’316 minutos-luz.  Cuando se utiliza para medir distancias entre Galaxias, se redondea en 150 millones de km.

Átomo.

La parte más pequeña que puede existir de un elemento.  Los átomos constan de un pequeño núcleo muy denso de protones y neutrones rodeado de electrones situados por capas o niveles y moviéndose.  El número de electrones es igual al de protones y, siendo la carga de estas positivas y la carga de aquellas negativa, pero equivalentes, el resultado final del total de la carga es cero y procura la estabilidad entre cargas opuestas pero iguales.

La estructura electrónica de un átomo se refiere a la forma en la que los electrones están dispuestos alrededor del núcleo y, en particular, a los niveles de energía que ocupan.  Cada electrón puede ser caracterizado  por un conjunto de cuatro números cuánticos: el núm. Cuántico principal, el orbital, el magnético y el número cuántico de espín.

De acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, dos electrones en un átomo no pueden tener el mismo conjunto de números cuánticos.  Los números cuánticos definen el estado cuántico del electrón y explicar como son las estructuras electrónicas de los átomos.

En el núcleo reside casi por completo, la masa del átomo que esta compuesta, como se ha dicho por protones y neutrones que, a su vez, están hechos por quarks.

Se puede dar el caso  de que, en ocasiones, se encuentren átomos exóticos en el que un electrón ha sido reemplazado por otra partícula cargada negativamente, como un muón o mesón.  En este caso, la partícula negativamente cargada finalmente colisiona con el núcleo con la emisión de fotones de rayos X.  Igualmente, puede suceder que sea el núcleo de un átomo el que sea reemplazado por un mesón positivamente cargado.  Ese átomo exótico tiene que ser creado artificialmente y es inestable.

Big Bang.

Teoría cosmológica en la que toda la materia y energía del Universo se originó a partir de un estado de enorme densidad y temperatura que explotó en un momento finito en el pasado hace unos 15 mil millones de años.  Esta teoría explica de forma satisfactoria la expansión del Universo, la radiación de fondo de microondas observada, característica de la radiación de cuerpo negro a una temperatura de 3 K y la abundancia observada de helio en el Universo, formado por los primeros 100 segundos después de la explosión a partir del denterio a una temperatura de 10.000.000.000 K. Ahora es considerada generalmente como más satisfactoria que la teoría de estado estacionario de un Universo quieto e inamovible.  La teoría del Big Bang fue desarrollada por primera vez en 1.927 por A.G.E. Lamaitre (1894-1966) y retomada y revisada en 1.946 por George Camow (1904-1968). Han sido propuestas varias variantes de ella.

La teoría de la relatividad general predice la existencia de una singularidad en el comienzo, cuando la temperatura y la densidad eran infinitas.  La mayoría de los cosmólogos interpretan esta singularidad como una indicación de que la relatividad general deja de ser válida en el Universo muy primitiva, y que el comienzo mismo debe ser estudiado utilizando una teoría cosmológica cuántica.

Con el conocimiento actual de la física de partículas de altas energías, podemos hacer avanzar el reloj, hacia atrás y a través de las eras Leptónica y la hadrónica hasta una millonésima de segundo después del Big Bang cuando la temperatura era de 10¹³ k.  Utilizando una teoría más especulativa los cosmólogos han intentado llevar el modelo hasta 10^-35 segundos después de la singularidad, cuando la temperatura estaba en 10¹⁸ K.

En el instante del Big Bang comenzó la expansión del Universo y en ese mismo momento, nació el espacio-tiempo. En un principio la simetría lo dominaba todo y reinaba una sola fuerza unificada.  Más tarde, a medida que el Universo se enfriaba, la simetría se rompió y surgió la materia y las 4 fuerzas fundamentales que rigen hoy, la opacidad desapareció y todo fue transparencia, surgieron los fotones que transportaron la luz a todos los rincones del cosmos. Doscientos mil años más tarde surgieron las primeras estrellas, se formaron las Galaxias y, partir de la materia inerte, nosotros, la especie humana que, hoy, tan pretenciosa, quiere explicar como ocurrió todo.

Todo esto quedó bien explicado en días anteriores, sin embargo, se deja aquí un resumen como recordatorio para que todos, sin excepción, se familiaricen con estos conceptos del Cosmos.

Carbono, reacción de.

Importante proceso de fusión nuclear que se produce en las estrellas.  Lo inicia, el carbono 12 y, después de interacciones con núcleos de nitrógeno, hidrógeno, oxígeno y otros elementos, reaparece al final. Este es el fenómeno que hace posible que las estrellas estén brillando en los cielos.

Ahí la tenéis. Se trata de una de las estrellas más importantes del cielo. La estrella pulsante RS Puppis  es el astro más brillante en el centro de la imagen. Es aproximadamente diez veces más masiva que el Sol y, en promedio, quince mil veces más luminosa.

De hecho, RS Puppis es una estrella Cefeida,  es decir, una estrella cuyo brillo varia de manera regular y por esto mismo se la utiliza para estimar la distancia a las galaxias cercanas. Este es uno de los primeros pasos para establecer las escalas de las distancias cósmicas, y, este tipo de estrellas se denominan estrellas variables Cefeidas.

Una estrella variable pulsante cuya periocidad (esto es, el tiempo que su brillo tarde en variar) está directamente relacionada con su magnitud absoluta. Esta correlación entre el brillo y el período hace útiles las cefeidas para medir distancias intergalácticas.

Se han combinados datos sobre las curvas de luz de estrellas variables como Delta Cephei y Beta Lyrae

Uno de los grupos importantes de gigantes o supergigantes amarillas variables pulsantes, llamadas así por su prototipo, Delta Cephei.  Este término general y aplicado comúnmente a más de un tipo estelar, en particular a los cefeadas clásicas antes mencionadas Delta Cephei, y a los menos numerosas estrellas conocidas como W virginia. En su tamaño máximo, los Cefeidas son típicamente un 7-15% mayores que en su tamaño mínimo.

Centauros A.

Intensa radiofuente o fuente de rayos X situada en la constelación Centauros,  identificada con la Galaxia elíptica gigante de una magnitud 7 NGC 5128.  Centauros A es una radio galaxia clásica con dos pares de lóbulos radioemisores, el mayor de los cuales extendiéndose hasta a 1’5 millones de a.l. y con un chorro que unos 10.000 a.l. de longitud.  Estando situada a 15 millones de a.luz, se trata de la radiogalaxia más cercana al Sol.  Aunque la Galaxia madre se identifica como eliptica, tiene una banda de polvo poco característica cruzándola, que se cree es el resultado de la unión de una galaxia eliptica en otra espiral.

Esta situada entre el Grupo Local y el centro del supercúmulo de Virgo.

Colapso gravitacional

Fenómeno predicho por la teoría de la relatividad general en el que la materia comprimida más allá de una densidad crítica se colapsa como consecuencia de la atracción gravitacional hasta que aparece una singularidad puntual.

La singularidad resultante del colapso gravitacional puede ser interpretada como una indicación de que se ha llegado al límite de la teoría de la relatividad general y de la necesidad de construir una gravedad cuántica.

La hipótesis de la censura cósmica sugiere que el punto final del colapso gravitacional debe ser un agujero negro, pues las singularidades están siempre ocultas en astrofísica, pues suministra una evidencia indirecta de la existencia de los Agujeros negros.

También, dependiendo de la masa de la estrella, cuándo finalmente agotan su combustible nuclear de fusión (hidrógeno, helio, oxigeno, carbono, etc.) y la gravedad no encuentra oposición para realizar su trabajo, las estrellas colapsan bajo su propio peso, no siempre hasta agujeros negros, como nuestro Sol un día en el futuro, podrán colapsar a estrellas enanas blancas o estrellas de neutrones y los supermasivas, estas así, serán agujeros negros.

Cometas

Miembros secundarios del Sistema Solar que, según se cree, son montones de suciedad y hielo que son residuos de la formación del sistema solar.  Se cree que hay millones de cometas en la Nube de Oort, una región esférica con un radio de treinta mil a cien mil unidades astronómicas con centro en el Sol.  Los cometas que llegan de la Nube de Oort son calentados por el Sol y desarrollan colas brillantes que los hacen visibles en los cielos de la Tierra.

Corrimiento al rojo.

Desplazamiento de las líneas espectrales en la luz proveniente de las estrellas de las galaxias distantes, que se considera producido por la velocidad de alejamiento de las galaxias en un universo en expansión (ley de Hubble). Cuando las galaxias en lugar de alejarse se acercan (caso de Andrómeda), el corrimiento es hacia el azul.

Cósmica, densidad de la materia. (Densidad crítica)

Densidad de materia que se obtendría si toda la materia contenida en las Galaxias fuera distribuida uniformemente a lo largo de todo el Universo.  Aunque las estrellas y los planetas tienen densidades mayores que la densidad del agua (alrededor 1 gr/cm³),  la densidad media cosmológica es extremadamente baja (menos de 10^-29 gr/cm³, o 10^-5 átomos/cm³ ), ya que el Universo está formado casi exclusivamente por espacio virtualmente vacío entre galaxias.  La densidad media de materia determina si el Universo continuará expandiéndose o no.

La llamada densidad crítica, es la densidad media de materia requerida para que la Gravedad detenga la expansión del Universo. Un Universo con una densidad muy baja se expandirá por siempre, mientras que uno con una densidad muy alta colapsará finalmente.  Un Universo con exactamente la densidad crítica, alrededor de 10^-29 gr/cm³, es descrito por el modelo Einstein- de Sitter, que se encuentra en la línea divisoria de estos dos extremos.

La densidad media de materia que puede ser observada directamente en nuestro Universo representa sólo el 20% del valor crítico.  Puede haber, sin embargo, una gran cantidad de materia oscura que elevaría la densidad hasta el valor crítico.  Las teorías de universo inflacionario predicen que la densidad presente debería ser muy próxima a la densidad crítica; estas teorías requieren la existencia de materia oscura que, hoy por hoy, es el misterio más grande de la Astrofísica.

Cósmicos, rayos.

Partículas subatómicas, principalmente protones,  que atraviesan velozmente el espacio y chocan con la Tierra.  El hecho de que sean masivas sumado a sus altas velocidades, hace que contengan considerable energía: de 10⁸ a más de 10²² _eV (electrón-voltios).

El 90% de los rayos cósmicos son protones (núcleos de hidrógeno) y partículas alfa (núcleos de helio) la mayor parte del resto.  Los núcleos más pesados son muy raros.   También están presentes un pequeño número de electrones, positrones, antiprotones y neutrinos y rayos gamma.

Los rayos cósmicos fueron detectados por primera vez durante el vuelo de un globo en 1.912 por V.F.Hess, y el término fue acuñado en 1.925 por el físico norteamericano Robert Andrews Millikan (1868-1953).

Cosmología.

1. Ciencia que se ocupa de estudiar la estructura y la composición del Universo como un todo.  Combina la astronomía, la astrofísica y la física de partículas y una variedad de enfoques matemáticos que incluyen la geometría y la topología.
2. Teoría cósmica particular.

Cosmología constante.

Un término empleado a veces en cosmología pasa expresar una fuerza de “repulsión” o “repulsión cósmica”, como la energía liberada por el falso vacío que los modelos del Universo inflacionario consideran que potenció exponencialmente la expansión del universo.  Que exista tal repulsión cósmica o que haya desempeñado alguna vez un papel en la historia cósmica es un problema aún no resuelto, como ocurre con la constante cosmológica de Einstein.

Cúmulo de estrellas.

Conjunto de estrellas unidas por la Gravitación, más pequeños y menos masivos que las Galaxias.  Los cúmulos “globulares” son más abundantes; son viejos y pueden contener de cientos de miles de millones de estrellas; se les encuentra dentro y lejos del disco Galactico.

Se extienden sobre un radio de unos pocos megaparsecs (también existen pequeños Grupos de Galaxias, como nuestro Grupo Local de solo unas pocas Galaxias.)

Este apartado final del trabajo de hoy, es debido a una petición de un profesor amigo que, me lo ha pedido para introducir a sus alumnos en el mundo de la Astronomía y que tomen conciencia del lugar en el que se encuentra,.

emilio silvera

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