Jul
3
Las estrellas nos trajeron aquí 2ª parte
por Emilio Silvera ~
Clasificado en Astrofísica ~
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Cuando los átomos de Cl y Na interaccionan por aproximarse suficientemente sus nubes electrónicas, existe un reajuste de cargas, porque el núcleo de Cl atrae con más fuerza los electrones que el de Na, así uno pierde un electrón que gana el otro. El resultado es que la colectividad de átomos se transforma en colectividad de iones, positivos los de Na y negativos los de Cl. Las fuerzas electromagnéticas entre esos iones determinan su ordenación en un cristal, el Cl Na. Por consiguiente, en los nudos de la red existen, de manera alternativa, iones de Na e iones de Cl, resultando una red mucho más fuerte que en el caso de que las fuerzas actuantes fueran de Van der Waals. Por ello, las sales poseen puntos de fusión elevados en relación con los de las redes moleculares.
Hablemos de cuerpos.

Me referiré en primer lugar a los que constituyen nuestro entorno ordinario, que sería todo el entorno que abarca nuestro planeta. En segundo lugar considerare los demás cuerpos y objetos del universo. El análisis de muestras de esos diversos cuerpos ha puesto de manifiesto que, en función de la composición, los cuerpos pueden ser simples y compuestos. Los primeros son, precisamente, los llamados elementos químicos, a las que el insigne Lavoisier (conocido como padre de la química), consideró como el último término a que se llega mediante la aplicación del análisis químico.
Hoy sabemos que son colectividades de átomos isotópicos.

La mayoría de ellos son sólidos y se encuentran en la naturaleza (nuestro entorno terráqueo) en estado libre o en combinación química con otros elementos, formando los diversos minerales.
La ordenación de los iones en las redes se manifiesta externamente en multitud de formas y colores. No obstante debo señalar que, aun siendo abundante esta variedad, no es tan rica como la que corresponde a los cuerpos vivos, tanto animales como vegetales. La explicación se basa en que el número de especímenes moleculares y su complejidad son mucho mayores que en el reino inorgánico.

Sería conveniente, salir al paso de una posible interpretación errónea. Me refiero a que pudiera pensarse que los reinos que acabamos de mencionar constituyen clases disyuntas, esto es, sin conexión mutua. Y no lo digo porque esté considerando el hecho de que el carbono forma compuestos inorgánicos y orgánicos (lo que también hace el silicio), sino porque haya existido, y aún pueda existir, una conclusión, mejor conexión evolutiva del mundo inorgánico y el viviente que no se puede descartar, de hecho yo particularmente estoy seguro de ello. Estamos totalmente conectados con los ríos, las montañas y los valles, con la tierra que pisamos, el aire que respiramos y con todo el resto del universo del que formamos parte.

La teoría de Cairns Smith considera que el eslabón entre ambos mundos se halla localizado en los microcristales de arcilla. Mi teoría particular es que no hay eslabón perdido en dicha conexión, sino que es el tiempo el que pone en cada momento una u otra materia en uno u otro lugar. Ahora nos ha tocado estar aquí como ser complejo, pensante y sensitivo. El eón que viene nos puede colocar formando parte de un enorme árbol, de un monte, o simplemente estar reposando como fina arena en el lecho de un río. Sin dudarlo, J. M. y P. formarán parte de un hermoso jardín perfumado y lleno de aromas que la brisa regalará a los que pasen cerca de allí.

El granito, por ejemplo, consiste básicamente en una mezcla de tres cuerpos compuestos: cuarzo, mica y feldespato. ¿Quién puede decir hoy lo que seremos mañana?
En todos los cuerpos que hemos estado considerando hasta ahora, las moléculas, los átomos o los iones se hallan situados en los nudos de la correspondiente red, así que, los electrones de esos individuos se encuentran también localizados en el entorno inmediato de esos lugares. Podríamos decir que la densidad electrónica es una función periódica espacial, lo que significa que al recorrer la red siguiendo una determinada dirección irían apareciendo altibajos, es decir, crestas y valles de la densidad electrónica.
La estructura de los cuerpos metálicos, así como las aleaciones, merecen una consideración especial. La estructura de los metales y aleaciones difiere de la de los demás cuerpos en un aspecto muy importante que consideraré a continuación.

Me refiero a que en los cuerpos metálicos existe una deslocalización de los electrones que están menos fuertemente enlazados en los correspondientes núcleos, es decir, de los electrones de valencia.
Vamos a precisar un poco. Supongamos, para fijar las ideas, que tenemos un trozo de plata metálica pura. En los nudos de la red correspondientes los átomos han perdido su electrón de valencia, pero ocurre que cada uno de estos electrones forma una colectividad que se halla desparramada o dispersa por todo el sólido. Una primera imagen de esta situación fue establecida por el gran físico italiano Enrico Fermi, por lo que se habla de un gas electrónico, llamado también de Fermi, que llenaría los espacios libres, es decir, no ocupados por los iones metálicos.

Este gas electrónico es el responsable de las propiedades metálicas, tales como el brillo, conductibilidades eléctrica y térmica, etc. La aplicación de la mecánica cuántica a la descripción del estado metálico conduce a la obtención del mapa de la densidad electrónica, o como decía antes, a las características de la información correspondiente.
Sin entrar en detalles que desviarían nuestra atención hacia otros conceptos fuera de los límites de lo que ahora estoy pretendiendo, utilizaré el mismo lenguaje que para las estructuras de núcleos y átomos.
Recordemos que en la sociedad de los nucleones y electrones existen las relaciones verticales y las de estratificación, que se manifiestan en las capas y subcapas. En el caso de los metales tendríamos una colectividad de núcleos, arropados con sus capas cerradas, ocupando los nudos de la red; únicamente los electrones de valencia de cada átomo forman la colectividad del gas electrónico.
La pregunta que nos debemos hacer es: ¿estos electrones, en número igual por lo menos al de los átomos, se hallan estratificados? La respuesta es que sí. Existe una estratificación de estos electrones en las llamadas bandas. El concepto de banda energética resulta de la consideración simultánea de dos aspectos: la cuantización energética (o la estratificación de los niveles energéticos en los átomos) y el grandísimo número de electrones existentes. Este colectivo no podría ubicarse en un número finito y escaso de niveles. Esta dificultad queda soslayada si se admite que cada uno de esos niveles atómicos de los n átomos que forman el cuerpo se funde en otros tantos niveles de cierta anchura donde ya pueden alojarse los electrones disponibles.

Esa fusión de los niveles atómicos da lugar a las bandas. Esta imagen equivaldría a considerar un metal como un átomo gigante en el que los niveles energéticos poseyeran una anchura finita.
En cuanto a la información que puede soportar un metal, podríamos señalar que sería parecida a la del correspondiente átomo, pero mucha más extendida espacialmente. Una información puntual, la del átomo, daría paso a otra espacial, si bien vendría a ser una mera repetición periódica de aquella.
¿Y los cuerpos que pueblan el resto del universo?
Cuando un cuerpo sobrepasa unas determinadas dimensiones, aparece algo que conocemos como fuerza gravitatoria y que se deja sentir en la forma que todos conocemos y que da lugar primeramente a la fusión de los diversos materiales que forman los cuerpos.

Así, por ejemplo, en el cuerpo que llamamos Tierra, la presión crece con la profundidad, por lo que a partir de un determinado valor de ésta, aparece el estado líquido y con él una estratificación que trata de establecer el equilibrio hidrostático.
Dentro de nuestro sistema planetario se distinguen los planetas rocosos, hasta Marte y meteoritos inclusive, y el resto de ellos, desde Júpiter en adelante, incluido este. Estos últimos difieren esencialmente de los primeros en su composición. Recuérdese que la de Júpiter es mucho más simple que la de los planetas rocosos. Consta fundamentalmente de hidrógeno, helio, agua, amoniaco y metano, con un núcleo rocoso en su interior. El hidrógeno que rodea a este núcleo se encuentra en forma de hidrógeno atómico sólido.
También la composición del Sol (y todas las estrellas que brillan) es más simple que la de los planetas rocosos, su estado físico es el de plasma y su contenido está reducido (mayormente) a hidrógeno y helio. Más variedad de materiales existe en las estrellas supernovas, donde el primitivo hidrógeno ha evolucionado de la manera que expliqué en otra parte de este trabajo.

En cuanto a los derechos de la evolución estelar, enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros, señalaré que la composición de la primera es sencilla en cuanto al numero de “elementos” constituyentes; la segunda ya lo indica su propio nombre, constan de nucleones, particularmente neutrones que están fuertemente empaquetados (muy juntos) por la gravedad. Una estrella de neutrones puede tener una densidad superior a la del agua, en millones de veces y del mismo orden que la de los núcleos atómicos. El agujero negro es un fenómeno aparte, su inmensa fuerza gravitatoria es tal que ni la luz puede escapar de ella, es decir, su velocidad de escape es superior a 300.000 Km/s, y como según la relatividad nada es en nuestro universo superior en velocidad a la luz, resulta que nada podrá escapar de un agujero negro.

Menos mal que nadie ha visitado un agujero negro. No podría haber regresado para contarnos los que allí ocurre. Sin embargo, sabemos que…
Allí dentro, en el interior del agujero negro, no existen ni el tiempo ni el espacio; es como un objeto que estando en nuestro universo (deja sentir su fuerza gravitatoria y engulle estrellas), al mismo tiempo no está aquí.
Desde el comienzo de este trabajo estoy tratando de relacionar el universo, la materia y la consciencia, es por ello que me he entretenido en dar tantas explicaciones tratándo de hacerme comprender, si lo he conseguido o no será cuestión de que ustedes emitan su veredicto.
emilio silvera
Oct
5
El Universo asombroso
por Emilio Silvera ~
Clasificado en Astrofísica ~
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La imagen muestra la posición y dirección de las 20 estrellas de hipervelocidad detectadas por los astrónomos. Las flechas rojas corresponden a estrellas expulsadas de nuestra galaxia. Las naranjas indican estrellas que se dirigen hacia su interior – NASA/ESA/Marchetti es al.
Descubren estrellas volando hacia nuestra galaxia a toda velocidad
Los astrónomos buscaban estrellas expulsadas de la Vía Láctea por el agujero negro supermasivo que hay en su centro y se encontraron lo contrario
Noticia de prensa:
No cabe duda de que la Astronomía está llena de sorpresas. Y la última fue la que se llevó un equipo de astrónomos de la universidad holandesa de Leiden mientras buscaba, en el último set de datos de la misión europea Gaia, estrellas de alta velocidad “expulsadas” de nuestra galaxia por el agujero negro supermasivo del centro de la Vía Láctea. Pero en lugar de eso se encontraron con estrellas que se precipitaban hacia el interior (y no hacia el exterior) galáctico. Estrellas que, casi con toda seguridad, proceden de otras galaxias. El estudio acaba de publicarse en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Las estrellas giran alrededor del centro galáctico a cientos de kilómetros por segundo, y sus movimientos contienen una gran cantidad de información sobre la historia pasada de la Vía Láctea. Pero hay algunas que se mueven mucho más deprisa. Las más veloces de todas reciben el nombre de estrellas de hipervelocidad, y se cree que comienzan su vida cerca del centro de la galaxia, para más tarde ser lanzadas hacia sus bordes exteriores por las interacciones gravitatorias con Sagitario A*, el enorme agujero negro de más de cuatro millones de masas solares que reina en el corazón de la Vía Láctea.
Hasta ahora, solo se había logrado descubrir un pequeño número de estrellas de hipervelocidad, pero el segundo set de datos recientemente publicado por la misión Gaia ofrecía una oportunidad única para encontrar más.

“De los siete millones de estrellas de Gaia con mediciones de velocidad 3D completas, encontramos veinte que podrían viajar lo suficientemente rápido como para escapar de la Vía Láctea”, explica Elena Maria Rossi, una de las autoras del nuevo estudio.
Sin embargo, los resultados obtenidos estaban muy lejos de lo esperado: “En lugar de volar alejándose del centro galáctico -afirma Tommaso Marchetti, coautor de la investigación- la mayoría de las estrellas de alta velocidad que observamos parecían correr hacia él. Y esas podrían ser estrellas de otra galaxia, zumbando través de la Vía Láctea”. De las veinte estrellas de hipervelocidad detectadas, en efecto, solo siete se alejaban del centro de la Vía Láctea. Las otras trece se dirigían hacia él a toda velocidad.
Señales de agujeros negros

En opinión de los investigadores, es posible que estos “intrusos galácticos” procedan de la Gran Nube de Magallanes, una galaxia relativamente pequeña que orbita la Vía Láctea, o incluso que vengan de una galaxia aún más lejana. Si ese fuera el caso, esas estrellas errantes llevan marcada la huella de su lugar de origen, y estudiarlas aquí, mucho más cerca de lo que estarían si aún estuvieran en su galaxia matriz, proporcionaría una información sin precedentes sobre la naturaleza de las estrellas de otras galaxias. Sería algo parecido a lo que hacen los científicos cuando estudian el material marciano que llega hasta la Tierra en forma de meteoritos.

“Las estrellas pueden acelerarse a altas velocidades cuando interactúan con un agujero negro súper masivo -explica Rossi-. Entonces, la presencia de estas estrellas podría ser un signo de tales agujeros negros en galaxias cercanas. Pero las estrellas también podrían haber formado parte de un sistema binario, y ser lanzadas hacia la Vía Láctea cuando sus estrellas compañeras explotaron en forma de supernova. De cualquier manera, estudiarlas podría decirnos más acerca de este tipo de procesos en galaxias cercanas”.
Sin embargo, como suele suceder en ciencia, existe también una posible explicación alternativa: las estrellas hiperveloces detectadas por los investigadores podrían proceder del halo de nuestra propia galaxia, y haber sido empujadas hacia el interior por la interacción con alguna de las galaxias enanas engullidas por la Vía Láctea a lo largo de su dilatada existencia. La única forma de saberlo sería obtener información adicional sobre la edad y la composición de esas estrellas.

Por eso, el equipo se propone ahora utilizar varios telescopios terrestres para recabar más datos que ayuden a determinar con más certeza la naturaleza y la procedencia de las trece estrellas hiperveloces que van “en dirección contraria”. Además, durante la década de 2020 está prevista la publicación de dos nuevos sets de tatos de Gaia, algo que proporcionará información nueva y más precisa sobre un número todavía mayor de estrellas.
“Eventualmente -explica Anthony Brown, otro de los autores del estudio y presidente del Consorcio de Procesamiento y Análisis de Datos de Gaia-, esperamos mediciones de velocidad en 3D completas de hasta 150 millones de estrellas. Y eso ayudará a encontrar cientos, o miles de estrellas de hipervelocidad, a comprender su origen con mucho más detalle y a utilizarlas para investigar el entorno del centro galáctico, así como la historia de nuestra galaxia”.
Sep
18
El secreto está en las estrellas
por Emilio Silvera ~
Clasificado en Astrofísica ~
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El Tiempo es inexorable y su transcurrir va dejando atrás las cosas del presente. Lejos queda ya aquellas efemérides y celebraciones del año 2009, cuando se conmemoró el Año Internacional de la Astronomía y me cupo el honor de (humildemente), colaborar con aquellas celebraciones. Con orgullo luzco en el hojal de mi chaqueta el astrolabio que nos dieron en Madrid, a todos los invitados, a la fiesta de inauguración en la que estaban presentes muchos astrónomos y astrofísicos del mundo entero.

En entonces Principe de España inauguró el evento que
En 2009 y en 135 países, entre ellos España, organizaron miles de eventos internacionales, nacionales y locales que llenaron los doce meses del año de citas con esta apasionante ciencia
Lo cierto es que, en su momento, ya desde el inicio del año 2.009 en el que se celebró el Año Internacional de la Astronomía, en muchos de mis artículos publicados en la colaboración que con la Organización Internacional tuve el honor de prestar y fueron publicados, se hablaba de todos esos interesantes temas que, el Universo nos presenta y que, inciden en el saber de la Naturaleza y del Mundo que nos acoge que, como nosotros… ¡También es Universo!

LA QUÍMICA DE LAS ESTRELLAS
Los cambios se estaban produciendo a una velocidad cada vez mayor. Al siglo de Newton también pertenecieron, entre otros, el matemático Fermat; Römer, quien midió la velocidad de la luz; Grimaldi, que estudió la difracción; Torricelli, que demostró la existencia del vacío; Pascal y Boyle, que definieron la física de los fluidos…La precisión de los telescopios y los relojes aumentó notablemente, y con ella el número de astrónomos deseosos de establecer con exactitud la posición de las estrellas y compilar catálogos estelares cada vez más completos para comprender la Vía Láctea.
La naturaleza de los cuerpos celestes quedaba fuera de su interés: aunque se pudiera determinar la forma, la distancia, las dimensiones y los movimientos de los objetos celestes, comprender su composición no estaba a su alcance. A principios del siglo XIX, William Herschel (1738-1822), dedujo la forma de la Galaxia, construyó el mayor telescopio del mundo y descubrió Urano. Creía firmemente que el Sol estaba habitado.

Hasta llegar a conocer nuestra situación astronómica…
Al cabo de pocos años, nacía la Astrofísica, que a diferencia de la Astronomía (ya llamada -”clásica o de posición”-), se basaba en pruebas de laboratorio. Comparando la luz emitida por sustancias incandescentes con la recogida de las estrellas se sentaban las bases de lo imposible: descubrir la composición química y la estructura y el funcionamiento de los cuerpos celestes. Estaba mal vista por los astrónomos “serios” y se desarrolló gracias a físicos y químicos que inventaron nuevos instrumentos de análisis a partir de las demostraciones de Newton sobre la estructura de la luz.

El H es el elemento más abundante en el universo. Él solo representa el 92 % de los átomos que existen en el cosmos, lo que equivale a un porcentaje del 75 % en masa de todos los que hay. Le sigue en abundancia el He, con un 7 % de los átomos y un 24 % en masa. Todos los demás elementos poseen abundancias muy inferiores, que equivalen a algo menos del 1 % de átomos y algo más del 1 % en masa. Después de H y He los siguientes ocho elementos más abundantes son Carbono, Nitrógeno, Oxígeno, Neón, Magnesio, Silicio, Azufre y Hierro. Cabe destacar especialmente el pico del Hierro sobre su entorno y también que las masas atómicas de todos esos elementos son múltiplos de cuatro, de acuerdo con el “proceso alfa” de su formación. Todos ellos ocupan los picos de los dientes de sierra del gráfico. También resulta llamativa la escasez, como ya comentamos en su momento, de los elementos situados entre el Helio, y el Carbono, es decir, Li, Be y B.
En 1814, Joseph Fraunhofer (1787-1826) realizó observaciones básicas sobre las líneas que Wollaston había visto en el espectro solar: sumaban más de 600 y eran iguales a las de los espectros de la Luna y de los planetas; también los espectros de Póux, Capella y Porción son muy similares, mientras que los de Sirio y Cástor no lo son. Al perfeccionar el espectroscopio con la invención de la retícula de difracción (más potente y versátil que el prisma de cristal), Fraunhofer observó en el espectro solar las dos líneas del sodio: así se inició el análisis espectral de las fuentes celestes.


Mientras, en el laboratorio, John Herschel observó por primera vez la equivalencia entre los cuerpos y las sustancias que los producen, Anders J. Anhström (1814-1868) describía el espectro de los gases incandescentes y los espectros de absorción y Jean Foucault (1819-1874) comparó los espectros de laboratorio y los de fuentes celestes. Gustav Kirchhoff (1824-1887) formalizó las observaciones en una sencilla ley que cambió la forma de estudiar el cielo; “La relación entre el poder de emisión y de absorción para una longitud de onda igual es constante en todos los cuerpos que se hallan a la misma temperatura”. En 1859, esta ley empírica, que relacionaba la exploración del cielo con la física atómica, permitía penetrar en la química y la estructura de los cuerpos celestes y las estrellas. De hecho, basta el espectro de una estrella para conocer su composición. Y, con la espectroscopia, Kirchhoff y Robert Bunsen (1811-1899) demostraron que en el Sol había muchos metales.
La observación del Sol obsesionó a la mayoría de los Astrofísicos. A veces, resultaba difícil identificar algunas líneas y ello condujo a descubrir un nuevo elemento químico; se empezó a sospechar que el Sol poseía una temperatura mucho más elevada de lo imaginado. La línea de emisión de los espectros de estrellas y nebulosas demostraron que casi un tercio de los objetos estudiados eran gaseosos. Además, gracias al trabajo de Johan Doppler (1803-1853) y de Armand H. Fizeau (1819-1896), que demostró que el alejamiento o el acercamiento respecto al observador de una fuente de señal sonora o luminosa provoca el aumento o disminución de la longitud de onda de dicha señal, empezó a precisarse la forma de objetos lejanos. El cielo volvía a cambiar y hasta las “estrellas fijas” se movían.

EL DIAGRAMA HR: EL CAMINO HACIA EL FUTURO
El padre Ángelo Secchi (1818-1878) fue el primero en afirmar que muchos espectros estelares poseen características comunes, una afirmación refrendada hoy día con abundantes datos. Secchi clasificó las estrellas en cinco tipos, en función del aspecto general de los espectros. La teoría elegida era correcta: el paso del color blanco azulado al rojo oscuro indica una progresiva disminución de la temperatura, y la temperatura es el parámetro principal que determina la apariencia de un espectro estelar.
Más tarde, otros descubrimientos permitieron avanzar en Astrofísica: Johan Balmer (1825-1898) demostró que la regularidad en las longitudes de onda de las líneas del espectro del hidrógeno podía resumirse en una sencilla expresión matemática; Pieter Zeeman (1865-1943) descubrió que un campo magnético de intensidad relativa influye en las líneas espectrales de una fuente subdividiéndolas en un número de líneas proporcional a su intensidad, parámetro que nos permite medir los campos magnéticos de las estrellas.

En otros descubrimientos empíricos la teoría surgió tras comprender la estructura del átomo, del núcleo atómico y de las partículas elementales. Los datos recogidos se acumularon hasta que la física y la química dispusieron de instrumentos suficientes para elaborar hipótesis y teorías exhaustivas. Gracias a dichos progresos pudimos asistir a asociaciones como Faraday y su concepto de “campo” como “estado” del espacio en torno a una “fuente”; Mendeleiev y su tabla de elementos químicos; Maxwell y su teoría electromagnética; Becquerel y su descubrimiento de la radiactividad; las investigaciones de Pierre y Marie Curie; Rutherford y Soddy y sus experimentos con los rayos Alfa, Beta y Gamma; y los estudios sobre el cuerpo negro que condujeron a Planck a determinar su constante universal; Einstein y su trabajo sobre la cuantización de la energía para explicar el efecto fotoeléctrico, Bohr y su modelo cuántico del átomo; la teoría de la relatividad especial de Einstein que relaciona la masa con la energía en una ecuación simple…Todos fueron descubrimientos que permitieron explicar la energía estelar y la vida de las estrellas, elaborar una escala de tiempos mucho más amplia de lo que jamás se había imaginado y elaborar hipótesis sobre la evolución del Universo.

En 1911, Ejnar Hertzsprung (1873-1967) realizó un gráfico en el que comparaba el “color” con las “magnitudes absolutas” de las estrellas y dedujo la relación entre ambos parámetros. En 1913, Henry Russell (1877-1957) realizó otro gráfico usando la clase espectral en lugar del color y llegó a idénticas conclusiones.
El Diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) indica que el color, es decir, la temperatura, y el espectro están relacionados, así como el tipo espectral está ligado a la luminosidad. Y debido a que esta también depende de las dimensiones de la estrella, a partir de los espectros puede extraerse información precisa sobre las dimensiones reales de las estrellas observadas. Ya solo faltaba una explicación de causa-efecto que relacionara las observaciones entre si en un cuadro general de las leyes.

El progreso de la física y de la química resolvió esta situación, pues, entre otros avances, los cálculos del modelo atómico de Bohr reprodujeron las frecuencias de las líneas del hidrógeno de Balmer. Por fin, la Astrofísica había dado con la clave interpretativa de los espectros, y las energías de unión atómica podían explicar el origen de la radiación estelar, así como la razón de la enorme energía producida por el Sol.
Las líneas espectrales dependen del número de átomos que las generan, de la temperatura del gas, su presión, la composición química y el estado de ionización. De esta forma pueden determinarse la presencia relativa de los elementos en las atmósferas estelares, método que hoy también permite hallar diferencias químicas muy pequeñas, relacionadas con las edades de las estrellas. Así, se descubrió que la composición química de las estrellas era casi uniforme: 90 por ciento de hidrógeno y 9 por ciento de helio (en masa, 71% y 27%, respectivamente). El resto se compone de todos los elementos conocidos en la Tierra.
Así mismo, el desarrollo de la Física ha permitido perfeccionar los modelos teóricos y explicare de forma coherente que es y como funciona una estrella. Dichos modelos sugirieron nuevas observaciones con las que se descubrieron tipos de estrellas desconocidas: las novas, las supernovas, los púlsares con periodos o tiempos que separan los pulsos, muy breves…También se descubrió que las estrellas evolucionan, que se forman grupos que luego se disgregan por las fuerzas de marea galácticas.
La Radioastronomía, una nueva rama de la Astronomía, aportó más datos sobre nuestra Galaxia, permitió reconstruir la estructura de la Vía Láctea y superar los límites de la Astronomía óptica.
Se estaban abriendo nuevos campos de estudio: los cuerpos galácticos, los cúmulos globulares, las nebulosas, los movimientos de la galaxia y sus características se estudiaron con ayuda de instrumentos cada vez más sofisticados. Y cuanto más se observaba más numerosos eran los objetos desconocidos descubiertos y más profusas las preguntas. Se descubrieron nuevos y distintos tipos de galaxias fuera de la nuestra; examinando el efecto Doppler, se supo que todas se alejaban de nosotros y, lo que es más, que cuanto más lejanas están más rápidamente se alejan.
El Telescopio Hubble nos muestra esta imagen del Universo Profundo
Acabábamos de descubrir que el Universo no terminaba en los límites de la Vía Láctea, sino que se había ampliado hasta el “infinito”, con galaxias y objetos cada vez más extraños. Sólo en el horizonte del Hubble se contabilizan 500 millones de galaxias. Y los descubrimientos continúan: desde el centro galáctico se observa un chorro de materia que se eleva más de 3.000 a.l. perpendicular al plano galáctico; se observan objetos como Alfa Cygni, que emite una energía radial equivalente a diez millones de veces la emitida por una galaxia como Andrómeda; se estudian los cuásares, que a veces parecen mas cercanos de lo que sugieren las mediciones del efecto Doppler; se habla de efectos de perspectiva que podrían falsear las conclusiones… Y nos asalta una batería de hipótesis, observaciones, nuevas hipótesis, nuevas observaciones, dudas…
Todavía no se ha hallado una respuesta cierta y global. Un número cada vez mayor de investigadores está buscándola en miles de direcciones. De esta forma se elaboran nuevos modelos de estrellas, galaxias y objetos celestes que quizá sólo la fantasía matemática de los investigadores consiga concretar: nacen los agujeros negros, los universos de espuma, las cadenas…

El telescopio sensible al infrarrojo también detectó en la misma región la presencia de una molécula relacionada con el grafeno designada como C70, … El hallazgo se hizo en la Pequeña Nube de Magallanes.
Encontrar Grafeno en el espacio ya no es una sorpresa, toparnos de bruces con océanos de metano… ¡tampoco!, hallar colonias de bacterias vivienda a muchos kilómetros de altura no es una novedad, saber que en las estrellas se fabrican los materiales aptos para hacer posible la química de la vida… nos maravilla pero ya, no es causa de asombro. Cada día damos un paso más hacia el saber del “mundo”, de la Naturaleza, del Universo en fin.

En la actualidad, el número de investigadores centrados en problemas relacionados con la evolución estelar, la Astrofísica y las teorías cosmogenéticas es tan elevado que ya no tiene sentido hablar de uno en particular, ni de un único hilo de investigación. Al igual que ocurre con otras ramas científicas las Astronomía se ha convertido en un trabajo de equipo a escala internacional que avanza sin cesar en una concatenación de innovaciones, inventos, nuevos instrumentos, interpretaciones cada vez más elaboradas y, a menudo más difíciles de entender incluso para los investigadores que avanzan con infinidad de caminos paralelos. Es una situación que ya vaticinaba Bacon en tiempos de Galileo.
Hasta la Astronomía se ha hiperespecializado y, por ejemplo, quienes estudian problemas particulares de la física de las estrellas pueden desconocerlo todo sobre planetas y galaxias. También el lenguaje es cada vez más técnico, y los términos, capaces de resumir itinerarios de investigación, son complejos de traducir al lenguaje común. Así, mientras la divulgación avanza a duras penas entre una jungla de similitudes y silogismos, las informaciones que proceden de otras disciplinas son aceptadas por los científicos y los resultados de cada cual se convierten en instrumentos para todos.

La observación del Sol obsesionó a la mayoría de los Astrofísicos. A veces, resultaba difícil identificar algunas líneas y ello condujo a descubrir un nuevo elemento químico; se empezó a sospechar que el Sol poseía una temperatura mucho más elevada de lo imaginado. La línea de emisión de los espectros de estrellas y nebulosas demostraron que casi un tercio de los objetos estudiados eran gaseosos. Además, gracias al trabajo de Johan Doppler (1803-1853) y de Armand H. Fizeau (1819-1896), que demostró que el alejamiento o el acercamiento respecto al observador de una fuente de señal sonora o luminosa provoca el aumento o disminución de la longitud de onda de dicha señal, empezó a precisarse la forma de objetos lejanos. El cielo volvía a cambiar y hasta las “estrellas fijas” se movían.
Las investigaciones sobre planetas, estrellas, materia interestelar, galaxias y Universo van paralelas, como si fueran disciplinas independientes, pero en continua osmosis. Y mientras la información sobre el Sol y los cuerpos del Sistema solar es más completa, detallada y fiable, y las hipótesis sobre nuestra Galaxia hallan confirmación, el Universo que empezamos a distinguir más allá de nuestros limites no se pareced a lo que hace un siglo se daba por sentado. Y mientras los modelos matemáticos dibujan uno o mil universos cada más abstractos y complejos, que tienen más que ver con la filosofía que con la observación, vale la pena recordar como empezó nuestro conocimiento hace miles de años.

Otros nos indicaron la dirección a seguir pero, la dureza del camino…, esa, la tuvimos que hacer nosotros. Es decir, en cada época y lugar, los que estuvieron, miraron hacia atrás para ver lo que hicieron sus ancestros y, con aquellas enseñanzas, tener la guía del camino a seguir, o, por el contrario, si los resultados no fueron biuenos, rechazarlos. Lo cierto es que, al igual que nosotros, los que vengan detrás partirán con alguna ventaja aunque tengan que hacer su propio recorrido que, ni mucho menos tienen el camino despejado y, la niebla d ela ignorancia sigue siendo espesa, auunque algo más suave que la que nosotros nos encontramos.
Ahora, amigos, después de este breve repaso por una pequeña parte de la Historia de la Astronomía, al menos tendréis una idea más cercana del recorrido que, la Humanidad, ha tenido que realizar para conocer mejor el Universo.
Los datos aquí reseñados tienen su origen en diversas fuentes que, de aquí y de allá, han sido tomadas para recomponer un mensaje que les lleve a todos algunos mensajes de como ocurrieron los acontecimientos en el pasado para que fuera posible nuestro presente.
emilio silvera
Ago
11
Cada día damos un paso más, en el saber del “mundo”
por Emilio Silvera ~
Clasificado en Astrofísica ~
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Descubren el posible origen del ADN en una galaxia de bolsillo
En idénticas condiciones de temperatura y presión que el universo de hace 4.600 millones de años, logradas en el laboratorio, han logrado originar ribosa, la molécula que luego acabó convirtiéndose en ADN.

Formación de una estrella en la nebulosa Tarántula. Telescopio Hubble NASA
De dónde vino el ADN es una de las preguntas más trascendentales que los científicos tratan de responder. En teoría, la base genética de todos los organismos evolucionó desde un universo primordial hecho de estructuras más sencillas, como el ARN, cuya molécula central es la enzima ribosa.

Un grupo de investigadores vierte luz esta semana sobre el misterioso origen de la ribosa con un trabajo publicado en Science. Esta molécula pudo formarse cuando nuestro sistema solar no era más que una gigantesca nebulosa de polvo y hielo, hace más de 4.600 millones de años. Los fotones ultravioleta y la radiación cósmica pudieron provocar una compleja serie de procesos químicos para que de los hielos comenzaran a nacer cadenas de monosacáridos, como la ribosa.
Lo más sorprendente es que, para descubrir esto, Cornelia Meinert o Uwe Meierhenrich, investigadoras del Instituto de Química de Niza, Francia, tuvieron que simular en su laboratorio las condiciones interestelares que provocaron el nacimiento de esta esquiva molécula.
¿Cómo? Condensando en una cámara de vacío a -195ºC de temperatura y 0,0000007 milibares de presión un puñado de partículas volátiles de agua, metanol y amoníaco, irradiando esas partículas con fotones ultravioleta durante 142 horas y luego calentando el resultado hasta llegar a temperatura ambiente. Tras todo el proceso, los científicos vieron aparecer un residuo orgánico.
Gracias, Philae

Cuando el módulo Philae de la ESA surcó cientos de miles de kilómetros a bordo de la sonda Rosetta y aterrizó a lomos de un rocoso cometa bautizado Churiumov-Guerasimenko o P67, mucha gente se preguntó de qué servía, si era un verdadero avance científico o un despilfarro ostentoso pagado con nuestros duramente ganados impuestos. Si conoce a alguien así, llámelo a capítulo y dígale que abra bien los ojos.
Meinert y Meierhenrich habían colocado un instrumento a bordo de Philae llamado COSAC GC-MS, encargado de detectar compuestos orgánicos en el núcleo del P67. Detectó 16. “La COSAC aplicó su modo de olfateo, sensible solamente para compuestos orgánicos volátiles”, explica Meierhenrich a EL ESPAÑOL. Este modo detectó tres compuestos volátiles entre los 16 compuestos orgánicos. Deberían haber podido detectar también aminoácidos y sacáridos como la ribosa, pero por desgracia el aterrizaje de Philae fue calamitoso y el sistema de perforación de la roca no funcionó adecuadamente. “Creo que la ribosa está presente en el hielo del cometa”, señala no obstante la científica.

Ilustración de Philae aterrizando en el cometa P67. ESA
Detectar estos compuestos, aldehídos, en el hielo del cometa P67 el año pasado ayudó a estas científicas a perfeccionar en el laboratorio la simulación de hielo interestelar.
“Algunos de los compuestos orgánicos de los hielos del cometa vienen de un medio interestelar, nubes moleculares de las que el Sistema Solar se formó”, explica Cornelia Meinert a este periódico. “Algunas partes se formaron fotoquímicamente después de la coalescencia del Sol, durante sus primeros millones de años de evolución estelar o fase T Tauri”. El experimento realizado por estas investigadoras demuestra que el proceso puede ocurrir tanto en nebulosas moleculares como en discos protoplanetarios. “Los ladrillos moleculares del potencial primer material genético son abundantes en ambientes anteriores a la formación de estrellas o planetas”, concluye.
El descubrimiento no prueba que la vida se haya desarrollado en cualquier otra parte del universo, pero sugiere que no hay razones para pensar lo contrario.
Fuente: El Español
Ago
2
El nacimiento del Sol
por Emilio Silvera ~
Clasificado en Astrofísica ~
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Los cristales analizados se formaron en el disco de polvo y gas que rodeaba al Sol. Luego fueron bombardeados por partículas de alta energía liberadas por la estrella – Field Museum, University of Chicago, NASA, ESA, and E. Feild (STScl).
Confirman por primera vez que el Sol tuvo un nacimiento terrible
Unos cristales atrapados en meteoritos han revelado que la estrella tuvo un pasado muy violento en el que bombardeaba su vecindario
¿Cómo se formó el Sol? ¿Cuándo apareció el Sistema Solar? La idea general es que hace 4.600 millones de años, algún tipo de acontecimiento muy energético, como una explosión de supernova, hizo que una parte de una gran nube de gas y polvo comenzara a contraerse por efecto de la gravedad. Esta contracción dio lugar a un disco plano y giratorio de gas y polvo en cuyo centro se acumuló la mayoría de la materia, formando un «protosol» que engulló hasta el 99,9 % de la masa del disco. Cuando este protosol se calentó lo suficiente comenzaron a producirse reacciones de fusión nuclear que generaron helio a partir de hidrógeno (entre otras reacciones). Después, el material sobrante del disco se fue concentrando en fragmentos cada vez mayores y se formaron los llamados planetesimales. El viento solar despejó el vecindario de la estrella y las temperaturas de esa región bajaron, permitiendo que los planetesimales crecieran y atrajeran mayores cantidades de gas. Finalmente, los materiales más pesados se acumularon cerca de la estrella y formaron planetas rocosos, mientras que en las afueras se acumularon los ligeros y se formaron los gigantescos planetas gaseosos.
Un estudio que se acaba de publicar en Nature Astronomy ha recogido un testimonio de excepción de aquellos días. Científicos de la Universidad de Chicago han analizado burbujas de gas halladas en hibonitas, unos antiguos cristales azules que quedaron atrapados en algunos de los meteoritos que han chocado contra la Tierra. Las burbujas de gas halladas solo son posibles en un escenario en el que el Sol estuviera liberando al espacio montones de partículas de alta energía. Son, de hecho, la primera evidencia concreta que revela que los primeros días del Sol fueron muy violentos.
«El Sol era más activo al comienzo de su vida: tenía más erupciones y creaba una corriente más intensa de partículas cargadas. Por así decirlo, era como mi hijo de tres años», ha bromeado en un comunicado Philipp Heck, autor del estudio e investigador en la Universidad de Chicago.

El Sol es hoy un gigantesco orbe de plasma (gas extremadamente caliente y cargado eléctricamente) que tiene atrapados con su gravedad a los planetas del Sistema Solar. Experimenta un ciclo solar de 22 años (algo así como un ciclo de respiración estelar), en el que los polos magnéticos se invierten. Así se establecen fases de mínima y máxima actividad. Durante su apogeo, es cierto que el Sol da lugar a más manchas solares, más erupciones, más eyecciones de masa coronal y auroras más resplandecientes en la Tierra. Sin embargo, y aunque estos ciclos parecen influir en el clima terrestre y que comportan un riesgo claro para nuestro planeta, hoy en día esta estrella es lo suficientemente benigna como para tolerar la presencia de vida en la Tierra.
Un joven y violento Sol
Pero los cristales de hibonita han revelado que en los albores del Sistema Solar el Sol era mucho más violento. Antes de que se formasen los planetesimales, y de que se despejara el entorno de la protoestrella, el disco de gas que rodeaba el centro del Sistema Solar alcanzaba una temperatura de 1.500 ºC. Según los investigadores fue cuando esta parte del disco comenzó a enfriarse cuando se formaron los minerales azules hallados en los meteoritos. Después, el joven Sol disparó protones y partículas subatómicas al espacio.

Cristal de hibonita hallado en uno de los meteoritos – Andy Davis, University of Chicago
Resulta maravilloso, pero todavía hoy es posible detectar las huellas dejadas por el impacto de esas partículas energéticas contra los cristales de hibonita. De hecho, cuando los protones golpearon los átomos de calcio del interior de estos, los rompieron en átomos de neón y helio gaseosos.
Durante miles de millones de años, estos átomos han estado atrapados en la hibonita. Los caprichos del destino quisieron que las colisiones que formaron el Sistema Solar les llevaran a integrar rocas espaciales. La suerte llevó a que algunas de estas cayeran en la Tierra en forma de meteoritos.
La carambola continuó cuando las benignas condiciones del Sol permitieran el desarrollo de la vida, y de la ciencia más avanzada. De hecho, no ha sido hasta recientemente cuando los investigadores han capacidad de poder analizar la composición del gas atrapado en estos cristales. Lo han logrado gracias a un avanzado espectrómetro (capaz de medir la composición química de los objetos) y a un láser, que usaron para fundir pequeños gránulos de cristal de hibonita y liberar el helio y el neón atrapados en su interior. «Obtuvimos una señal sorprendentemente intensa, mostrando la presencia de neón y helio», ha dicho Levke Kööp, director de la investigación.
La primera prueba concreta

Los cristales azules de hibonita datan de una época en la que el Sol estaba rodeado por un disco de gas y polvo, antes de la formación de los planetas.
Esas minúsculas cantidades de neón y helio atrapados en la hibonita constituyen la primera evidencia concreta de la potente actividad del Sol durante su infancia. Además, al contrario que otras evidencias de la pasada actividad solar, no hay otra buena forma de explicar el origen de los cristales de hibonita.
«Esto es como si alguien al que conocemos es un adulto tranquilo, sospecháramos que de pequeño era un niño activo pero que no tuviéramos ninguna prueba», ha dicho Heck. Pero entonces, un día subes al ático y encuentras sus juguetes rotos y sus libros con las páginas desgarradas: tendrías la prueba de que esa persona fue alguna vez un niñito repleto de energía».

Aparte de encontrar evidencias de la vida pasada del Sol, los investigadores han detectado que los materiales más antiguos del Sistema Solar fueron irradiados pero que otros más recientes no. también han hallado evidencias que sugieren que ocurrió «un gran cambio» durante el nacimiento del Sistema Solar después de que se formaran los cristales de hibonita: «Quizás la actividad del Sol disminuyó o quizás los materiales más jóvenes del disco protoplanetario no pudieron viajar a los lugares del disco donde la irradiación era posible».
¿Para qué sirve saber todos estos detalles sobre el nacimiento del Sol y los planetas? Además de para comprender los orígenes del Sistema Solar y de los otros sistemas planetarios, Heck ha explicado que entender mejor estos fenómenos ayudará a «adquirir una mejor comprensión de la física y la química de nuestro mundo natural». Uno absolutamente dominado por la infuencia del Sol.
















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