Quedó, hace algún tiempo, instalado el espectrógrafo de Infrarrojo Cercano en el Telescopio James Webb. Veremos que maravillas nos depara.
Era el mes de marzo de 2014, el Espectrógrafo de Infrarrojo Cercano (NIRSpec) del Telescopio Espacial James Webb fue instalado en el módulo de instrumentos. El NIRSpec se une a la cámara de infrarrojo cercano (NIRCam), un sensor de guiado de precisión y una cámara en el infrarrojo cercano y un espectrógrafo sin ranura (FGS-NIRISS), y una cámara y espectrógrafo en el infrarrojo medio (MIRI), que ya se encuentran integrados en el Módulo de Instrumentos Científicos, por lo que el módulo de instrumentos está completo.
Instalación de espectrógrafo de infrarrojo cercano en el telescopio espacial James Webb. Image Credit: NASA/Chris Gunn
El Telescopio Espacial James Webb es un gran telescopio espacial, optimizado para longitudes de onda infrarrojas. Su lanzamiento está previsto a finales de esta década. Webb encontrará las primeras galaxias que se formaron en el universo temprano, conectando el Big Bang a nuestra propia galaxia la Vía Láctea. El telescopio espacial James Webb y sus instrumentos están optimizados para captar la luz infrarroja y así poder estudiar la radiación emitida por galaxias remotas y observar a través del denso velo de polvo que envuelve a algunos objetos, como los embriones de estrellas.
El día llegó y el lanzamiento fue todo un acontecimiento que tenía a todos con el alma en vilo pendiente de la operación
“Después de varios aplazamientos, estaba previsto que este 31 de octubre despegara por fin el telescopio James Webb desde la Guayana Francesa, pero los responsables de esta misión de la NASA, la Agencia Espacial Europea y la de Canadá han informado esta semana que la ventana de lanzamiento está abierta hasta principios de diciembre.
Esta potente “máquina del tiempo” con la que se aspira a desentrañar la formación del universo, despegará entre esa fecha y comienzos de diciembre, según han precisado sus responsables durante una rueda de prensa organizada este martes por la Agencia Espacial Europea (ESA).”
Este telescopio alcanzará un nivel de sensibilidad sin precedentes, ya que se encontrará a 1.5 millones de kilómetros de la Tierra en dirección opuesta al Sol y protegido por un parasol del tamaño de una cancha de tenis, que le mantendrán alejado de las influencias de la atmósfera terrestre, a baja temperatura, y en la más absoluta oscuridad. El Telescopio Espacial James Webb es un proyecto conjunto de la ESA, la NASA y la Agencia Espacial Canadiense diseñado para tomar el relevo del exitoso telescopio espacial Hubble.
Deçían: “El Telescopio Espacial James Webb (JWST), es un observatorio espacial en fase de desarrollo que estudiará el cielo en frecuencia infrarroja, sucesor científico del telescopio espacial Hubble y del Spitzer. Las principales características técnicas son un gran espejo de 6,5 metros de diámetro, una posición de observación lejos de la Tierra, en órbita alrededor del punto L2 del sistema Sol- Tierra, y cuatro instrumentos especializados. La combinación de estas características le dará una resolución sin precedentes y sensibilidad de larga longitud de onda visible al infrarrojo medio, permitiendo sus dos principales objetivos científicos –estudiar el nacimiento y evolución de las galaxias y la formación de estrellas y planetas.”
Si ellos pudieran contemplar hasta donde hemos llegado en las avanzadas técnicas y prestaciones de los ingenios que podemos fabricar y que son capaces de captar galaxias y estrellas situadas al filo de su nacimiento del Universo, hace ahora más de 12.000 millones de años-luz… ¡Se morían del susto!
El Webb está en órbita desde el segundo punto de Lagrange (L2), una de las cinco posiciones del espacio donde la atracción gravitacional del Sol y la Tierra equilibra la fuerza centrípeta requerida para que una nave espacial se mueva con ellos.
“Los puntos de Lagrange, también denominados puntos L o puntos de libración, son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño, solo afectado por la gravedad, puede estar teóricamente estacionario respecto a dos objetos más grandes, como es el caso de un satélite artificial con respecto a la Tierra y la Luna. Los puntos de Lagrange marcan las posiciones donde la atracción gravitatoria combinada de las dos masas grandes proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar sincrónicamente con la menor de ellas. Son análogos a las órbitas geosincrónicas que permiten a un objeto estar en una posición «fija» en el espacio en lugar de en una órbita en que su posición relativa cambia continuamente.”
Por estas condiciones, los puntos de Lagrange son particularmente útiles para reducir el combustible requerido para que una nave espacial permanezca en posición.
Paso a paso, sin que apenas nos demos cuenta, cada día nos acercamos un poco más al futuro que vendrá y, aunque nosotros seguimos instalados en el presente, estamos haciendo todo lo preciso para que ese futuro sea muy diferente al hoy, y, en relación al Universo y a la Naturaleza misma (también la nuestra), estamos avanzando de manera imparable. Cada nuevo conocimiento conquistado, nos posibilitan la apertura de nuevas puertas, antes cerradas, y, detrás de ellas, encontramos respuestas nuevas.
Entonces nos preguntábamos: ¿Qué nos dirá el James Webb?
Y llegó la respuesta en forma de asombrosas imágenes:
El telescopio Webb ve el universo como nunca antes lo habíamos visto. NASA, ESA, CSA, STSCI
Las primeras imágenes tomadas por el Telescopio EspacialJames Webb se han hecho esperar. Sin embargo, ha merecido la pena. “Hoy, presentamos a la humanidad una vista nueva y revolucionaria del cosmos desde el telescopio espacial James Webb, una vista que el mundo nunca antes había tenido”, dijo Bill Nelson, administrador de la NASA. Y lo cierto es que es así. Gracias al James Webb hemos descubierto una galaxia a 35.000 millones de años luz de la Tierra y 55 galaxias lejanas, 44 de las cuales no habían sido vistas hasta ahora.
Imagen que muestra la misma área del espacio fotografiada por el Hubble y por el James Webb. Las imágenes muestran una gran galaxia a la derecha y dos galaxias espirales mucho más pequeñas a la izquierda, una encima de la otra. NASA
El cúmulo de galaxias SMACS 0723 retratado por el telescopio James Webb. NASA / ESA / CSA / STSCI
Las cámaras del Webb están diseñadas para mirar hacia atrás en el tiempo, para mostrarnos la época en la que el Universo era un recién nacido, hace unos 13.500 millones de años. Son muchas las diferencias tecnologicas que se han usado en la construcción del Hubble y el Webb, que se traducen en una mejora muy significativa en la calidad de las fotografías que toma.
El Telescopio Espacial James Webb retrata el planeta WASP-96b, un planeta caliente e hinchado fuera de nuestro sistema solar. Y revela la clara firma del agua, junto con la evidencia de neblina y nubes en la atmósfera del planeta que estudios previos no detectaron.
Quinteto de Stephan retratado por James Webb. NASA / ESA / CSA / STSCI
Quinteto de Stephan
Esta fotografía recoge cómo las galaxias que interactúan desencadenan la formación de estrellas entre sí y cómo se altera el gas en las mismas.
Nebulosa Carina captada por James Webb. NASA / ESA / CSA / STSCI
Nebulosa de Carina
El Telescopio Espacial James Webb revela viveros estelares emergentes y estrellas individuales en la Nebulosa de Carina que antes estaban ocultas. Los objetos en las primeras y rápidas fases de formación estelar son difíciles de retratar, sin embargo la extrema sensibilidad, la resolución espacial y la capacidad de imagen de Webb han permitido capturar estos momentos.
Esto es sólo el principio de lo que nos espera de este Telescopio Espacio que nos dará muchas alegrías desvelándonos secretos bien escondidos hasta el presente por el Universo. Nos ofrecerá imágenes de objetos que ni podemos imaginar.
Nuestra especie es muy homogénea en sus características: somos muy similares a pesar de lo que pudiera parecer a causa de las diferencias del color en la piel o en los rasgos faciales de las diferentes poblaciones. Tanto los datos de la genética homo los de la paleoantropología muestran que los seres humanos, como especie, procedemos de un grupo pequeño de antepasados que vivían en África hace unos cuatrocientos mil años.
¿Está el Corazón y el Alma de nuestra Galaxia localizadas en Casiopeia? Posiblemente no, pero ahí es donde dos brillantes nebulosa de emisión apodadas Corazón y Alma descansan.
La Nebulosa IC l805
La Nebulosa del Corazón, oficialmente catalogada como IC 1805 y visible en la parte superior derecha, tiene una forma en luz visible que nos recuerda a un clásico símbolo de un corazón. La imagen de arriba, sin embargo , fue realizada en luz infrarroja por el recientemente lanzado telescopio WISE. La luz infrarroja penetra bien dentro de las enormes y complejas burbujas creadas por la formación estelar en el interior de estas dos regiones de formación de estrellas.
Los estudios de estrellas y polvo como éstos encontrados en las Nebulosas Corazón y Alma se han focalizado en cómo se forman las estrellas masivas y cómo les afecta su entorno. La luz tarda unos 6.000 años en llegarnos desde estas nebulosas, que juntas abarcan unos 300 años luz.” (APOD)
Ubicadas en el brazo de Perseo de nuestra galaxia, la nebulosa Corazón (derecha) y la nebulosa Alma (izquierda) son muy brillantes (a pesar de eso es necesario un telescopio para verlas) en una región de la galaxia donde muchas estrellas se están formando. IC 1805 (la nebulosa Corazón) es a menudo llamada también como la nebulosa del Perro Corriendo, debido obviamente a la apariencia de la nebulosa vista desde un telescopio.
Alnitak, Alnilam y Mintaka forman el Cinturón de Orión
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.
Inmensas erupciones solares que eyectan partículas cargadas al Espacio y una pequeña parte llega a la Tierra
La fusión nuclear en el “corazón” del Sol
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.
Imagen de Sirio A (estrella grande blanca) y Sirio B (estrella pequeña azul) tomadas 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.
Para los egipcios Sirio era la estrella más brillante del cielo
Lo que conocemos como estrella es una bola de gas luminosa que, durante una etapa de su vida, produce energía por la fusión nuclear del hidrógeno en helio. El término estrella, por tanto, no sólo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún en formación y no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión nuclear haya comenzado, y también varios tipos de objetos más evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustible nuclear gastado.
Seguimos en la Nebulosa del Corazón (otra región)
Las estrellas se forman a partir de enormes nubes de gas y polvo que a veces tienen hasta años-luz de diámetro. Las moléculas de polvo, unidas a las de los gases, se rozan y se ionizan, se calientan y la nube comienza a girar lentamente. El enorme conglomerado, poco a poco se va juntando y la temperatura aumenta.
Tal enormidad de materia crea una fuerza gravitatoria que hace contraerse la nube sobre sí misma; su diámetro y su temperatura en el núcleo es tal que se produce la fusión de los protones de hidrógeno que se transforman en un material más complejo, el helio, y ese es el momento en que nace la estrella que, a partir de ahí, puede estar miles de millones de años brillando y produciendo energía termonuclear.
Cuando las estrellas son muy masivas (más de 120 masas solares), hasta su propia radiación las puede destruir, y, precisamente por eso, como defensa y poder evitar su muerte, eyectan continuamente material al Espacio interestelar para desahogar la presión. Un caso conocido es Eta Carinae
La masa máxima de las estrellas puede rondar las 120 masas solares, es decir, ser 120 veces mayor que nuestro Sol, y por encima de este límite sería destruida por la enorme potencia de su propia radiación. La masa mínima para poder ser una estrella se fija en 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno (el caso de Júpiter) y se convertirían en enanas marrones. Las luminosidades de las estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de la milésima de la del Sol para las enanas más débiles. Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.
La estrella Sirio es la más brillante y tiene el doble de tamaño que nuestro Sol
Aquí se esconde la estrella supermasiva Eta Carinae (NGC 3372) tiene 400 veces el diámetro del Sol inmersa en esa Nebulosa que la esconde dentro del gas y el polvo que ella misma va expulsando para evitar su muerte por exceso de masa
Sabemos que el Sol tiene el 99 por ciento de toda la masa del Sistema. Sin embargo, si lo comparamos con otras estrellas…Betelgeuse tiene 1.000 veces el díámetro de nuestro Sol
Pero la estrella más grande conocida es:
VY Canis Majoris, supergigante roja que es aproximadamente 2.100 veces más grande que nuestro Sol.
El brillo de las estrellas (la luz y el calor) es el resultado de la conversión de masa en energía (E = mc2), por medio de reacciones nucleares, las enormes temperaturas de millones de grados de su núcleo, hace posible que los protones de los átomos del hidrógeno se fusionen y se conviertan en átomos de helio. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierten en energía aproximadamente siete gramos de masa.
De acuerdo con la famosa ecuación de Einstein (arriba reseñada), los siete gramos equivalen a una energía de 6’3 × 1014 julios. Las reacciones nucleares no sólo aportan la luz y el calor de las estrellas, sino que también producen elementos pesados, más complejos que el hidrógeno y el helio que, posteriormente, son distribuidos por el universo, cuando al final de la estrella, esta explota en supernova, lanzando sus capas exteriores al espacio que de esta forma, deja “sembrado” de estos materiales el “vacio” estelar.
Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presecuencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca, estrella de neutrones y agujeros negros. Estas últimas son la consecuencia del final de sus vidas como tales estrellas, convirtiéndose en objetos estelares de una u otra clase en función de sus masas originales. Estrellas como nuestro Sol, al agotar el combustible nuclear se transforman en gigantes rojas, explotan en novas y finalmente quedan como enanas blancas. Si la masa es mayor serán estrellas de neutrones, y si aún son mayores, su final está en agujeros negros.
Nuestro Sol es una estrella pequeña, enana amarilla de la clase G2V
Nuestro Sol, nos parece un objeto enorme, grandioso que, es capaz, con su actividad de enviar a la Tierra luz y calor (radiación) para que podamos vivir los seres que la pueblan. Sin embargo, a pesar de su “grandeza”, la comparamos con otros objetos celestes y, desde luego, nos podemos quedar asombrados de que puedan existir cosas tan grandes como VY Canis Majoris. Podéis observar en ellas su tamaño en comparación con nuestro Sol un puntito casi imperceptible a su lado, y, sin embargo, el Sol fusiona cada segundo 4.654.000 toneladas de Hidrógeno en 4.650.000 toneladas de Helio. Las 4.000 toneladas que ya no aparecen en la segunda fase son enviadas al Espacio en forma de luz y calor de lo que a la Tierra llega una pequeña fracción que es suficiente para la Vida en el planeta.
El Color de las estrellas indican de qué materiales están conformadas y, así se compruena mediante el estudio de sus espectros.
Color azul, como la estrella I Cephei
Color blanco-azul, como la estrella Spica
Color blanco, como la estrella Vega
Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
Color amarillo, como el Sol
Color naranja, como Arcturus
Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
Los sistemas para clasificar a la s estrellas son variados
Otra clasificación es a partir de sus espectros, que indican su temperatura superficial. También por el color. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad. También evolución estelar y magnitudes aparentes y absolutas y el tipo espectral con la distancia en a. L., es otra de las clasificaciones.
Después de estas clasificaciones genéricas tenemos otras mas particulares y definidas referidas a estrellas binarias, estrellas capullo, con baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, de bario, de bariones, de campo, de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, estrella de la población I extrema, de la población intermedia, de la rama gigante asintótica, estrella de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio y, viceversa, estrella de metales pesados, de neutrones, estrellas de quarks (hipotética con densidad intermedia entre la estrella de neutrones y el agujero negro), estrella de referencia, de silicio, de tecnecio, de tiempo intermedio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estándar, evolucionada, etc.
8 minutos y 20 segundos es el Tiempo que tarda la luz solar en llegar a nuestro planeta
La luz proveniente de la superficie caliente del Sol pasa a través de la atmósfera solar más fría, es absorbida en parte, por eso llega a nosotros presentando las características líneas oscuras en su espectro. Las líneas oscuras del espectro del sol coinciden con líneas de los espectros de algunos elementos y revelan la presencia de estos elementos en la superficie solar. Las longitudes de onda de las radiaciones se indican en nanometros (nm).
El Sol
De qué está hecho el Sol
La posición e intensidad de las líneas oscuras del espectro solar han permitido establecer que casi las tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno, el elemento más simple. Casi todo el resto es helio, el segundo elemento más simple. En suma, entre hidrógeno y helio suman alrededor del 98 por ciento de la masa solar. El 2% restante está compuesto, aproximadamente, por la siguiente proporción de elementos: 0,8% de oxígeno, 0,6% de carbono, 0,2% de neón, 0,15% de nitrógeno, 0,05% de magnesio, y, en menor porcentaje aún, hierro, sodio y silicio.
Los últimos estudios sugieren que la estrella existe desde antes del supuesto origen de todo, ocurrido hace 13.800 millones de años. La llaman Matusalén
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuánto más antigua sea, más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad está directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados, más joven es la estrella.
Aquí, en el disco protoplanetario se formará una estrella
Un equipo japones de astrónomos han descubierto una fuerte correlación entre la metalicidad del disco de polvo protoplanetario y su longevidad. A partir de éste hallazgo proponen que las estrellas de baja metalicidad son menos propensas a tener planetas, incluyendo gigantes gaseosos, debido a la corta vida de los discos protoplanetarios.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
El Hubble observa la extraña imagen de una estrella de Carbono
La variedad de estrellas es grande y para los estudiosos fascinantes. Tal diversidad es debida a la evolución que desde su formación tiene cada tipo de estrella en función de su masa y de los gases y polvo cósmico que la forman y los que se crean en su núcleo (horno solar) a miles de millones de grados de temperatura capaces de transformar materiales simples como el hidrógeno hacia una gama más compleja y pesada que, finalmente, mediante la explosión de supernova (más temperatura), arroja al espacio materiales que, a su vez, forman nuevas estrellas de 2ª y 3ª generación con materiales complejos. La vida en nuestro planeta pudo surgir gracias a que en la Tierra había abundancia de estos materiales creados en las estrellas. Podemos decir, sin temor a equivocarnos que nosotros mismos estamos hechos del material creado en las estrellas lejanas que posiblemente, hace miles de millones de años explotó en supernova a millones de años luz de nuestro Sistema Solar.
Pero el Universo se rige por lo que llamamos las Fuerzas y Constantes Fundamentales de la Naturaleza, tenemos que decir que, precisamente, estas constantes son las que tienen el mérito de que las estrellas brillen en las galaxias y de que nosotros estemos aquí para mirar a los cielos y contemplar su belleza.
Las constantes fundamentales (constantes universales) están referidas a los parámetros que no cambian a lo largo del universo. La carga de un electrón, la velocidad de la luz en el espacio vacío, la constante de Planck, la constante gravitacional, la constante eléctrica y magnética se piensa que son todos ejemplos de constantes fundamentales.
Las fuerzas de la naturaleza que gobiernan la electricidad, el magnetismo, la radiactividad y las reacciones nucleares están confinadas a un “mundo-brana” tridimensional, mientras que la gravedad actúa en todas las dimensiones y es consecuentemente más débil.
Las fuerzas fundamentales y sus cometidos
Tipo de Fuerza
Alcance en m
Fuerza relativa
Función
Nuclear fuerte
<3×10-15
1041
Une Protones y Neutrones en el núcleo atómico por medio de Gluones.
Nuclear débil
< 10-15
1028
Es responsable de la energía radiactiva producida de manera natural. Portadoras W y Z–
Electromagnetismo
Infinito
1039
Une los átomos para formar moléculas; propaga la luz y las ondas de radio y otras formas de energías eléctricas y magnéticas por medio de los fotones.
Gravitación
Infinito
1
Mantiene unidos los planetas del Sistema Solar, las estrellas en las galaxias y, nuestros pies pegados a la superficie de la Tierra. La
Unas pueden ser más constantes naturales que otras, pero lo cierto es que, de momento, han servido como herramientas eficaces. La última lección importante que aprendemos de la manera en que números puros como α (alfa) definen el mundo, es el verdadero significado de que los mundos sean diferentes. El número puro que llamamos constante de estructura fina, e indicamos con α, es como hemos dicho antes, una combinación de e, c y h (el electrón, la velocidad de la luz y la constante de Planck). Inicialmente, podríamos estar tentados a pensar que un mundo en el que la velocidad de la luz fuera más lenta sería un mundo diferente. Pero sería un error. Si e, h y c cambian de modo que los valores que tienen en unidades métricas (o cualesquiera otras) fueran diferentes cuando las buscamos en nuestras tablas de constantes físicas, pero el valor de alfa (α) permaneciera igual (); este nuevo mundo sería observacionalmente indistinguible de nuestro mundo. Lo único que cuenta en la definición del mundo son los valores de las constantes adimensionales de la naturaleza.
Si pudiéramos coger una Gran Nave super-lumínica y recorriéramos el espacio interestelar paseando por las distintas regiones del Universo, veríamos que, todo es igual en todas partes: Cúmulos y supercúmulos de Galaxias, Galaxias cuajadas de estrellas en cúmulos y sueltas con sus sistemas planetarios, púlsares de giros alucinantes, magnéteres creando inmensos capos electromagnéticos, agujeros negros que se tragan todo lo que traspasa el Horizonte de suscesos, Hermosas y brillantes Nebulosas de las que surgen las nuevas estrellas, mundos por doquier y, en muchos de ellos podríamos (con asombro), contemplar nuevas formas de vida.
¿Qué asombroso mundos encontraremos ahí fuera?
Está claro que pensar siquiera en que en nuestro universo, dependiendo de la región en la que nos encontremos, habrá distintos leyes físicas, sería pensar en un universo chapuza. Lo sensato es pensar como Einstein y creer que en cualquier parte del universo rigen las mismas leyes físicas, hasta que no se encuentre pruebas reales a favor de lo contrario, los científicos suponen con prudencia que, sea cual fueren las causas responsables de las pautas que llamamos “Leyes de la Naturaleza”, es mucho más inteligente adoptar la creencia de la igualdad física en cualquier parte de nuestro universo por muy remota que se encuentre; los elementos primordiales que lo formaron fueron siempre los mismos,
Cuando los físicos empezaron a apreciar el papel de las constantes en el dominio cuántico y explotar la nueva teoría de la gravedad de Einstein para describir el universo en conjunto, las circunstancias eran las adecuadas para que alguien tratara de casarlas.
Sí, el Universo podría ser considerado como la mayor Obra de Arte que, a su vez, es capaz de generar otras Obras de Artes que, en alguna ocasión, dan mucho que pensar, ya que, el surgir de la vida partiendo del simple hidrógeno que evoluciona en las estrellas del cielo…es ¡Increíble! pero, sin embargo, nada más cierto hay.
Así entró en escena Arthur Stanley Eddington: un extraordinario científico que había sido el primero en descubrir cómo se alimentaban las estrellas a partir de reacciones nucleares. También hizo importantes contribuciones a nuestra comprensión de las galaxias, escribió la primera exposición sistemática de la teoría de la relatividad general de Einstein y fue el responsable de la expedición que durante un eclipse de Sol, pudo confirmar con certeza la predicción de la relatividad general que debería desviar la luz estelar que venía hacia la Tierra en aproximadamente 1’75 segundos de arco cuando pasaba cerca de la superficie solar, cuyo espacio estaría curvado debido a la gravedad generada por la masa del Sol. En aquella expedición, el equipo de Eddington hizo una exitosa medición del fenómeno desde la isla Príncipe, que confirmó que Einstein tenía razón y que su teoría predecía de manera exacta la medida de curvatura del espacio en función de la masa del objeto estelar que genera la gravitación distorsionando el espacio-tiempo a su alrededor.
No hace mucho (me parece que fue en el 2015) estuvimos en el Año Internacional de Luz, y, no debemos perder de vista que la luz tiene tanta importancia para vida como el agua. Sin luz tendríamos un planeta oscuro con un asola noche eterno, frío de tenebroso, sin esos bellos rincones que se pueden conformar cuando la luz, incide en una montaña, en el bosque, en el horizonte del Océano, o, simplemente se refleja en la blanca nieve, en las olas del Mar o en una atronadora catarata.
La luz Natural es un don que nos dio la Naturaleza y hace posible que esa luz y ese calor que el Sol nos envía, haga posible la vida en el planeta, se produzca la tan necesario fotosíntesis, y muchos más beneficiosos fenónomenos que, no siempre sabemos valorar en su justa medida.
Aquí nos explican como se conforma la materia con esas partículas que conocemos como Quarks y Leptones, sabiendo que los Quarks forman otra familia que son los Hadrones que, a su vez, está formada por dos ramas: Bariones y Mesones. Se nos habla del núcleo atómico y lo que se produce dentro de tan infinitesimal espacio.
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por Emilio Silvera ~
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); este nuevo mundo sería observacionalmente indistinguible de nuestro mundo. Lo único que cuenta en la definición del mundo son los valores de las constantes adimensionales de la naturaleza.
