martes, 19 de marzo del 2024 Fecha
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¿El Medio Ambiente?

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en el Mundo y nosotros    ~    Comentarios Comments (1)

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Por aquella época el medio ambiente no sufría ningún daño causado por la actividad humana ni de ninguna otras especies. Se tomaba de la Tierra todo aquello que se podía necesitar para sobrevivir y el curso de las cosas seguía su ritmo natural, sin alteraciones artificiales que provocara cambios indeseables.

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Pasó el Tiempo y las necesidades de los humanos se hicieron mayores, llegaron los inventos con las máquinas de vapor, el telégrafo y el ferrocarril, desapareció el gas de las ciudades y las calles se alumbraron eléctricamente.

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El alumbrado público alejó la oscuridad de las antiguas calle lúgubres y peligrosas. Los hogares desecharon las velas y otros rústicos artilugios y se vieron iluminadas de manera asombrosa.

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Todo cambió de manera drástica cuando entró en escena la racionalidad científica del siglo XIX. Las nuevas profesiones, las matemáticas, las grandes bibliotecas, las escuelas, los investigadores, los telescopios que nos llevaron a otros mundos.

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Un mundo nuevo se había abierto a las mentes de los miembros de nuestra especie. Llegamos a comprender que había más mundos, más estrellas aparte del Sol, y que, nuestra especie junto con otras muchas, estaba confinada en este pequeño planeta.

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Pero el aumento imparable de la población mundial obligaba a los Gobiernos del mundo a buscar soluciones para sus muchas necesidades. Se esquilmaron bosques, se abrieron minas a la búsqueda de toda clase de minerales para el consumo de las necesidades humanas.

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Todas aquellas actividades incontroladas precipitaron el deterioro de ríos, mares y océanos quer contaminados hacían peligrar a miles de especies que vivían en ese ecosistema deteriorado por la actividad humana.

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Inmensas “montañas” de hielo se desprenden de su lugar natural y quedan a la deriva debido al calentamiento global del planeta que produce nuestra actividad incontrolada y producción sin límites, prevalece los intereses de las grandes compañías y se desprecia el mal que se pueda causar.

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Nuestro irracional “sentido común” nos está llevando a la debacle. Como decían algunas de las pancartes de los manifestantes callejeros… ¡No tenemos una Tierra B!

¡Despertaos! La Humanidad está en peligro.

emilio silvera

Desde los átomos hasta las estrellas: Un largo viaje

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Astronomía y Astrofísica    ~    Comentarios Comments (0)

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“Pues yo he sido a veces un muchacho y una chica,

Un matorral y un pájaro y un pez en las olas saladas.”

 

Teoría de los Cuatro Elementos

 

 

Esto nos decía Empédocles, el padre de aquellos primitivos elementos formados por Agua, tierra, aire y fuego que, mezclados en la debida proporción, formaban todas las cosas que podemos ver a nuestro alrededor. Claro que, él no podía llegar a imaginar hasta donde pudimos llegar después en la comprensión de la materia a partir del descubrimiento de las partículas “elementales” que formaban el átomo. Pero sí, con sus palabras, nos quería decir que, la materia, una veces está conformando mundos y, en otras, estrellas y galaxias.

Sí, hay cosas malas y buenas  pero todas deben ser conocidas para poder, en el primer caso aprovecharlas, y en el segundo, prevenirlas.

Pero demos un salto en el tiempo y viajemos hasta los albores del siglo XX cuando se hacía cada vez más evidente que alguna clase de energía atómica era responsable de la potencia del Sol y del resto de las estrellas que más lejos, brillaban en la noche oscura. Ya en 1898, sólo dos años despuès del descubrimiento de la radiactividad por Becquerel, el geólogo americano Thomas Chrowder Chamberlin especulaba que los átomos eran “complejas organizaciones y centros de eneromes energías”, y que “las extraordinarias condiciones que hay en el centro del Sol pueden…liberar una parte de su energía”. Claro que, por aquel entonces, nadie sabía cual era el mecanismo y cómo podía operar, hasta que no llegamos a saber mucho más sobre los átomos y las estrellas.

     Conseguimos tener los átomos en nuestras manos

El intento de lograr tal comprensión exigió una colaboración cada vez mayor entrelos astrónomos y los físicos nucleares. Su trabajo llevaría, no sólo a resolver la cuestión de la energía estelar, sino también al descubrimiento de una trenza dorada en la que la evolución cósmica se entrelaza en la historia atómica y la estelar.

La Clave: Fue comprender la estructura del átomo. Que el átomo tenía una estructura interna podía inferirse de varias líneas de investigación, entre ellas, el estudio de la radiactividad: para que los átomos emitiesen partículas, como se había hallado que lo hacían en los laboratorios de Becquerel y los Curie, y para que esas emisiones los transformasen de unos elementos en otros, como habían demostrado Rutherford y el químico inglés Frederick Soddy, los átomos debían ser algo más que simples unidades indivisibles, como implicaba su nombre (de la voz griega que significa “imposible de cortar”).

El átomo de Demócrito era mucho más de lo que él, en un principio intuyó que sería. Hoy sabemos que está conformado por diversas partículas de familias diferentes: unas son bariones que en el seno del átomo llamamos nucleones, otras son leptones que giran alrededor del núcleo para darle estabilidad de cargas, y, otras, de la familia de los Quarks, construyen los bariones del núcleo y, todo ello, está, además, vigilado por otras partículas llamadas bosones intermedios de la fuerza nuclear fuerte, los Gluones que, procuran mantener confinados a los Quarks.

Pero no corramos tanto, la física atómica aún debería recorrer un largo camino para llegar a comprender la estructura que acabamos de reseñar. De los trs principales componentes del átomo -el protón, el neutrón y el electrón-, sólo el electrón había sido identificado (por J.J. Thomson, en los últimos años del siglo XIX). Nadie hablaba de energía “nuclear” pues ni siquiera se había demostrado la existencia de un núcleo atómico, y mucho menos de sus partículas constituyentes, el protón y el neutrón, que serían identificados, respectivamente, por Thomson en 1913 y James Chawick en 1932.

De importancia capital resultó conocer la existencia del núcleo y que éste, era 1/100.000 del total del átomo, es decir, casi todo el átomo estaba compuesto de espacios “vacíos” y, la materia así considerada, era una fracción infinitesimal del total atómico.

Rutherford, Hans Geiger y Ernest Marsden se encontraban entre los Estrabones y Tolomeos de la cartografía atómica, en Manchester , de 1909 a 1911, sonderaron el átomo lanzando corrientes de “partículas alfa” subatómicas -núcleos de helio- contra delgadas laminillas de oro, plata, estaño y otros metales. La mayoría de partículas Alfa se escapaban a través de las laminillas, pero, para sombro de los experimentadores, algunas rebotaban hacia atrás. Rutherford pensó durante largo tiempo e intensamente en este extraño resultado; era tan sorprendente, señalaba, como si una bala rebotase sobre un pañuelo de papel. Finalmente, en una cena en su casa en 1911, anunció a unos pocos amigos que había dado con una explicación: que la mayoría de la masa de un átomo reside en un diminuto núcleo masivo. Rutherford pudo calcular la carga y el diámetro máximo del núcleo atómico. Así se supo que los elementos pesados eran más pesados que los elementos ligeros porque los núcleos de sus átomos tienen mayor masa.

Todos sabemos ahora, la función que desarrollan los electrones en el atomo. Pero el ámbito de los electrones para poder llegar a la comprensión completa, tuvo que ser explorado, entre otros, por el físico danés Niels Bohr, quien demostró que ocupaban órbitas, o capas, discretas que rodean al núcleo. (Durante un tiempo Bohr consideró el átomo como un diminuto sistema solar, pero ese análisis, pronto demostró ser inadecuado; el átomo no está rígido por la mecánica newtoniana sino por la mecánica cuántica.)

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Entre sus muchos otros éxitos, el modelo de Bohr revelaba la base física de la espectroscopia. El número de electrones de un átomo está determinado por la carga eléctrica del núcleo, la que a su vez se debe al número de protones del núcleo, que es la clave de la identidad química del átomo. Cuando un electróncae  de una órbita externa a una órbita interior emite un fotón. La longitud de onda de este fotón está determinada por las órbitas particulares entre las que el electrón efectúa la transición. E esta es la razón de que un espectro que registra las longitudes de onda de los fotones, revele los elementos químicos que forman las estrellas u otros objetos que sean estudiados por el espectroscopista. En palabras de Max Planck, el fundador de la física cuántica, el modelo de Bohr del átomo nos proporciona “la llave largamente buscada de la puerta de entrada al maravilloso mundo de la espectroscopia, que desde el descubrimiento del análisis espectral.

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Es curioso que, mirando en la oscura noche como brillan las estrellas del cielo, nos atrae su titilar engañoso (es la atmósfera terrestre la que hace que lo parezca) y su brillo, Sin embargo, pocos llegan a pensar en lo que verdaderamente está allí ocurriendo. Las transformaciones de fase por fusión no cesan. Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía, enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc2; donde E es la energía resultante, m es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz (300 000 kilómetros por segundo). La cantidad de energía que se libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia mediana durante miles de años.

Es un gran triunfo del ingenio humano el saber de qué, están conformadas las estrellas, de qué materiales están hechas. Recuerdo aquí a aquel Presidente de la Real Society de Londres que, en una reunión multitudinaria, llegó a decir: “Una cosa está clara, nunca podremos saber de qué están hechas las estrellas”. El hombre se vistió de gloria con la, desde entonces, famosa frase. Creo que nada, con tiempo por delante, será imposible para nosotros.

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Pero, por maravilloso que nos pueda parecer el haber llegado a la comprensión de que los espectros revelan saltos y tumbos de los electrones en sus órbitas de Bohr, aún nadie podía hallar en los espectros de las estrellas las claves significativas sobre lo que las hace brillar. En ausencia de una teoría convincente, se abandonó este campo a los taxonomistas, a los que seguían obstinadamente registrando y catalogando espectros de estrellas, aunque no sabían hacia donde los conduciría esto.

En el Laboratorio de la Universidad de Harvard, uno de los principales centros de la monótona pero prometedora tarea de la taxonomía estelar, las placas fotográficas que mostraban los colores y espectros de decenas de miles de estrellas se apilaban delante de “calculadoras”, mujeres solteras en su mayoría y, de entre ellas, Henrietta Leavitt, la investigadora pionera de las estrellas variables Cefeidas que tan útiles serían a Shapley y Hubble.

 

Imagen de Sirio A, la estrella más brillante del cielo tomada por el Telescopio Hubble  (Créd. NASA). Sirio es la quinta estrella más cercana y tiene una edad de 300, millones de años. Es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1V con temperatura superficial de 10 000 K y situada a 8,6 años luz de la Tierra. Es una estrella binaria y, de ella, podríamos contar muchas historias. La estrella fue importante en las vidas de Civilizaciones pasadas como, por ejemplo, la egipcia.

Fue Cannon quien, en 1915, empezó a discernir la forma en una totalidad de estrellas en las que estaba presente la diversidad, cuando descubrió que en una mayoría, las estrellas, pertenecían a una de media docena de clases espectrales distintas. Su sistema de clasificación, ahora generalizado en la astronomía estelar, ordena los espectros por el color, desde las estrellas O blanco-azuladas, pasando por las estrellas G amarillas como el Sol, hasta estrellas rojas M. Era un rasgo de simplicidad debajo de la asombrosa variedad de las estrellas.

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Pronto se descubrió un orden más profundo, en 1911, cuando el ingeniero y astrónomo autodidacta danés Ejnar Hertzsprung analizó los datos de Cannon y Maury de las estrellas de dos cúmulos, las Híades y las Pléyades. Los cúmulos como estos son genuinos conjuntos de estrellas y no meras alineaciones al azar; hasta un observador inexperto salta entusiasmado cuando recorre con el telescopio las Pléyades, con sus estrellas color azul verdoso enredadas en telarañas de polvo de diamante, o las Híades, cuyas estrellas varían en color desde el blanco mate hasta un amarillo apagado.

                                                                                 Las Híades

Hertzsprung utilizó los cúmulos como muestras de laboratorio con las que podía buscar una relación entre los colores y los brillos intrínsecos de las estrellas. Halló tal relación: la mayoría de las estrellas de ambos cúmulos caían en dos líneas suavemente curvadas. Esto, en forma de gráfico, fue el primer esbozo de un árbol de estrellas que desde entonces ha sido llamado diagrama Hertzsprung-Russell.

El progreso en física, mientras tanto, estaba bloqueado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como barrera de Coulomb, y por un tiempo frustó los esfuerzos de las físicos teóricos para comprender como la fusión nuclear podía producir energía en las estrellas.

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                           El espectro de las estrellas nos dicen de que están hechas

La línea de razonamiento que conducía a esa barrera era impecable. Las estrellas están formadas en su mayor parte por hidrógeno. (Esto se hace evidente en el estudio de sus espectros.) El núcleo del átomo de Hidrógeno consiste en un solo protón, y el protón contiene casi toda la masa del átomo. (Sabemos esto por los experimentos de Rutherford). Por tanto, el protón también debe contener casi toda la energía latente del átomo de hidrógeno. (Recordemos que la masa es igual a la energía: E = mc2.) En el calor de una estrella, los protones son esparcidos a altas velocidades -el calor intenso significa que las partículas involucradas se mueven a enormes velocidades- y, como hay muchos protones que se apiñan en el núcleo denso de una estrella, deben tener muchísimos choques. En resumen, la energía del Sol y las estrellas, puede suponerse razonablemente, implica las interacciones de los protones. Esta era la base de la conjetura de Eddintong de que la fuente de la energía estelar “difícilmente puede ser otra que la energía subatómica, la cual, como se sabe, existe en abundancia en toda materia”.

                                               Plasma en ebullición en la superficie del Sol

Hasta el momento todo lo que hemos repasado está bien pero, ¿que pasa con la Barrera de Coulomb? Los protones están cargados positivamente; las partículas de igual carga se repelen entre sí; y este obstáculo parecía demasiado grande para ser superado, aun a la elevada velocidad a la que los protones se agitaban en el intenso calor del interior de las estrellas. De acuerdo con la física clásica, muy raras veces podían dos protones de una estrella ir con la rapidez suficiente para romper las murallas de sus campos de fuerza electromagnéticos y fundirse en un solo núcleo. Los cálculos decían que la tasa de colisión de protones no podía bastar para mantener las reacciones de fusión. Sin embargo, allí estaba el Sol, con el rostro radiante, riéndose de las ecuaciones que afirmaban que no podía brillar.

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Afortunadamente, en el ámbito nuclear, las reglas de la Naturaleza no se rigen por las de la mecánica de la física clásica, que tienen validez para grandes objetos, como guijarros y planetas, pero pierden esa validez en el reino de lo muy pequeño. En la escala nuclear, rigen las reglas de la indeterminación cuántica.  La mecánica cuántica demuestra que el futuro del protón sólo puede predecirse en términos de probabilidades: la mayoría de las veces el protón rebotará en la Barrera de Coulomb, pero de cuando en cuando, la atravesará. Este es el “efecto túnel cuántico”; que permite brillar a las estrellas.

Diagrama del proceso triple-α

El proceso del llamado Efecto Triple Alfa, es el camino que recorre la Naturaleza para llegar al Carbono

George Gamow, ansioso de explotar las conexiones entre la astronomía y la nueva física exótica a la que era adepto, aplicó las probabilidades cuánticas a la cuestión de la fusión nuclear en las estrellas y descubrió que los protones pueden superar la Barrera de Coulomb. Esta historia es mucho más extensa y nos llevaría hasta los trabajos de Hans Bethe, Edward Teller y otros, así como, al famoso Fred Hoyle y su efecto Triple Alfa y otras maravillas que, nos cuentan la historia que existe desde los átomos a las estrellas del cielo.

emilio silvera

Podría pasar dentro de algunos cientos de años

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en El Futuro incierto    ~    Comentarios Comments (0)

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Éste es el concepto artístico de un Toro de Stanford. Un hábitat espacial que podría albergar de 10.000 a 140.000 personas. Fue propuesto en 1.975. Crédito: Donald Davis – NASA Ames Research Center.

Podemos tratar de simular la gravedad mediante un sistema de rotación. Sin embargo, A diferencia de la gravedad real, que nos empuja hacia el centro del planeta, esta gravedad artificial nos empuja fuera del eje de rotación. Además, es preferible que construyamos naves con tamaños muy grandes. Cuanto más grandes, mejor, porque en una nave que tenga un eje demasiado pequeño, la diferencia de gravedad que experimentaríamos entre la cabeza y los pies sería muy significativa, dificultando nuestros movimientos en el interior de la estructura.

Pero claro, desde 1.975, las cosas han cambiado muchísimo, y, ahora, un Consejo Mundial que cuenta con muchos recursos, tiene Bases Estelares situadas en los sitios m´ñas estratégicos del Sistema solar. Son cosas del pasado los océanos de Europa y Encelado que están siendo explotados, y, también, las riquezas de productos minerales y combustibles energéticos de Titán.

https://vignette.wikia.nocookie.net/stargate/images/2/20/Odyssey_beam_weapons.jpg/revision/latest?cb=20100203064931

Con nuestra enorme nave espacial, de nombre Esperanza, habíamos salido de la Tierra allá por el año 3.211, en una gélida mañana de la Luna Titán del planeta Saturno, en la que, un conjunto de Naciones de nuestro planeta, había instalado una completa y confortable Estación Espacial. En dicha Instalación que, era más que eso, una nueva ciudad poblada por más de 4.000.000 de habitantes entre Compañías mineras, tecnicos de todo tipo, y personal especializado en viajes espaciales, fue la elegido por el Consejo terrestre para que, desde este seguro lugar tecnológico, saliera la Misión Esperanza que, con destino al planeta LHS 1140b, situado a 20 años luz de la Tierra que, además de estar en la zona habitable de su estrella, tenía todos los ingredientes necesarios para contener la Vida.

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La “Súper Tierra”, un planeta rocoso y templado que orbita a una estrella enana roja y que, por sus características iniciales, podría contener agua, lo que lo convierte en un muy buen candidato para albergar vida, fue bautizado como LHS 1140b, se encuentra fuera del Sistema Solar, y orbita en torno a una estrella tipo M, una estrella enana roja “algo más pequeña que nuestro Sol y menos luminosa pero de las más abundantes de la galaxia.

Después de un profundo estudio de todos los pros y los contras que los expertos habían valorado durante meses, se decidió que la Nave Espacial Espoeranza, con capacidad de más de 6.000 viajeros, entre tripulación, científicos, equipos médicos, y otros expertos en distintas ramas, partieran hacia LHS 1140b, donde buscarían formas de vida y, verían que otras cuestiones de interés podía ofrecer aquel planeta. Y, si los informes eran pñositivos, dejar sentadas las Bases para futuros viajes con más naves y personal.

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Hacia más de dos siglos que se habían construido nuevas ciudades en planetas extraterrestres que, por ahora, contaban con millones de habitantes y que, como delegaciones de la Tierra, habían construido Sociedades de envidiables costumbres y normas de convivencia, donde los viejos hábitos de la Tierra habían quedado olvidados.

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En nuestro largo viaje por el Espacio Interestelar, muchos eran los mundos que habíamos dejado atrás pero, no sin que antes de abandonar el lugar, enviáramos una pequeña nave auxiliar a explorarlo y tomar buenos videos de sus condiciones y posibilidades para posteriores misiones.

En esta época de 3.211, nuestras naves no habían logrado todavía entrar en el Hiperespacio (se estaba cerca de lograrlo), y, las velocidades alcanzadas eran de 120.000 Km/s., casi la mitad de la velocidad de la Luz, y, para ello, los técnicos, habían afrontado con éxito muchas dificultades que tales velocidades creaban y tenían que evitar, y, una vez logrado todo eso, así como la Gravedad artificial perfecta, la Misión se puso en marcha.

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El Tiempo de llegado al nuevo mundo, se había calculado en 44 años, siempre que las cosas rodaran bien y no aparecieran inconvenientes no previstos que retrasaría el viaje. La Nave era autónoma y contaba con todos los pertrechos necesarios y los medios para fabricar alimentos, medicinas, vestimenta y otros objetos necesarios, y, de la misma manera, contaba con un moderno hospital con todos los adelantos, además de escuela para los pequeños que nacerían por el camino.

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Los desocupados que habían terminado el turno de trabajo dentro de la nave, podían acudir, a una Sala Holográfica y pedirle al programa, luchar con Dinosaurios o integrarse en las guerras de Alejandro Magno. Nada allí era imposible. También podían convivir con Einstein, o, pasar el día con Tesla.

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Los pesados trajes espaciales se habrán olvidado. Ahora, en el año 3.211, eran finos y adaptados al cuerpo, estaban hechos de fullereno y en láminas finas como un cabello humano y más duras que el propio acero, sus aleaciones no podían traspasarla las radiaciones del espacio. Y, el sistema diminuto de oxígeno concentrado les daba 12 horas de autonomía.

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Región del universo en la que se están creando estrellas

Por el largo recorrido, nuestra nave Esperanza, ha tenido que pasar por regiones y mundos de inusitada belleza, en algunos, como en la Tierra, las aguas rumorosas corrían con ese dulce y adormecedor rumor que lleva la libertad, y, en otras regiones, pudimos contemplar con arrobo como grupos de estrellas nuevas radiaban en el ultravioleta rabioso, ionizando toda la zona y sacando los colores a los elementos de los que la nebulosa estaba conformada.

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Para nuestra sorpresa, nuestros instrumentos de a bordo avisaron de que, una nave de enormes dimensiones se acercaba a nosotros a una gran velocidad, nos encontrábamos a muchos miles de kilómetros del Sistema solar y, no esperábamos dicho encuentro. Era el primer contacto que nuestra especie tenía con seres de otros mundos.

Ambas naves tratamos de conseguir alguna comunicación y, finalmente, sólo intercambiamos algunas ecuaciones muy significativas que representaban el átomo y algunas contantes, así como, las fuerzas fundamentales, ninguna otra información pudimos entregar a los inesperados viajeros que, por su parte, además, nos enviaron al ordenador datos de su sistema planetario.

Aquello podía ser el principio de una buena amistad.

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Nos hicimos señales de Paz, y, ambas naves, encendieron sus motores lumínicos y partieron veloces  hacia sus destinos.

El resto del viaje estuvo lleno de incidencias todas interesantes y, para cuando llegamos al destino, habían pasado 48 años. Lo que pasó después os lo contaré en otro momento.

emilio silvera