{"id":17724,"date":"2017-04-16T05:29:28","date_gmt":"2017-04-16T04:29:28","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=17724"},"modified":"2017-04-16T05:29:28","modified_gmt":"2017-04-16T04:29:28","slug":"desde-los-atomos-hasta-las-estrellas-un-largo-viaje-3","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2017\/04\/16\/desde-los-atomos-hasta-las-estrellas-un-largo-viaje-3\/","title":{"rendered":"Desde los \u00e1tomos hasta las estrellas: Un largo viaje"},"content":{"rendered":"
\n
\n

“Pues yo he sido a veces un muchacho y una chica,<\/strong><\/p>\n

Un matorral y un p\u00e1jaro y un pez en las olas saladas.”<\/strong><\/p>\n

\"\"<\/p>\n<\/blockquote>\n

Esto nos dec\u00eda Emp\u00e9docles, el padre de aquellos primitivos elementos formados por Agua, tierra, aire y fuego<\/strong> que, mezclados en la debida proporci\u00f3n, formaban todas las cosas que podemos ver a nuestro alrededor. Claro que, \u00e9l no pod\u00eda llegar a imaginar hasta donde pudimos llegar despu\u00e9s en la comprensi\u00f3n de la materia a partir del descubrimiento de las part\u00edculas \u201celementales\u201d que formaban el \u00e1tomo. Pero s\u00ed, con sus palabras, nos quer\u00eda decir que, la materia, una veces est\u00e1 conformando mundos y, en otras, estrellas y galaxias.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

S\u00ed, hay cosas malas y buenas\u00a0 pero todas deben ser conocidas para poder, en el primer caso aprovecharlas, y en el segundo, prevenirlas.<\/p>\n

Pero demos un salto en el tiempo y viaj\u00e9mos hasta los albores del siglo XX cuando se hac\u00eda cada vez m\u00e1s evidente que alguna clase de energ\u00eda at\u00f3mica era responsable de la potencia del Sol y del resto de las estrellas que m\u00e1s lejos, brillaban en la noche oscura. Ya en 1898, s\u00f3lo dos a\u00f1os despu\u00e8s del descubrimiento de la radiactividad<\/a><\/a> por Becquerel, el ge\u00f3logo americano Thomas Chrowder Chamberlin especulaba que los \u00e1tomos eran \u201ccomplejas organizaciones y centros de eneromes energ\u00edas\u201d, y que \u201clas extraordinarias condiciones que hay en el centro del Sol pueden\u2026liberar una parte de su energ\u00eda\u201d. Claro que, por aquel entonces, nadie sab\u00eda cual era el mecanismo y c\u00f3mo pod\u00eda operar, hasta que no llegamos a saber mucho m\u00e1s sobre los \u00e1tomos y las estrellas.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Conseguimos tener los \u00e1tomos en nuestras manos<\/p>\n

El intento de lograr tal comprensi\u00f3n exigi\u00f3 una colaboraci\u00f3n cada vez mayor entre los astr\u00f3nomos y los f\u00edsicos nucleares. Su trabajo llevar\u00eda, no s\u00f3lo a resolver la cuesti\u00f3n de la energ\u00eda estelar, sino tambi\u00e9n al descubrimiento de una trenza dorada en la que la evoluci\u00f3n c\u00f3smica se entrelaza en la historia at\u00f3mica y la estelar.<\/p>\n

La Clave: Fue comprender la estructura del \u00e1tomo. Que el \u00e1tomo ten\u00eda una estructura interna pod\u00eda inferirse de varias l\u00edneas de investigaci\u00f3n, entre ellas, el estudio de la radiactividad<\/a><\/a>: para que los \u00e1tomos emitiesen part\u00edculas, como se hab\u00eda hallado que lo hac\u00edan en los laboratorios de Becquerel y los Curie, y para que esas emisiones los transformasen de unos elementos en otros, como hab\u00edan demostrado Rutherford y el qu\u00edmico ingl\u00e9s Frederick Soddy, los \u00e1tomos deb\u00edan ser algo m\u00e1s que simples unidades indivisibles, como implicaba su nombre (de la voz griega que significa \u201cimposible de cortar\u201d).<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

\n

El \u00e1tomo de Dem\u00f3crito era mucho m\u00e1s de lo que \u00e9l, en un principio intuy\u00f3 que ser\u00eda. Hoy sabemos que est\u00e1 conformado por diversaspart\u00edculas de familias diferentes: unas son bariones<\/a> que en el seno del \u00e1tomo llamamos necleones, otras son leptones<\/a><\/a> que gitan alrededor del n\u00facleo para darle estabilidad de cargas, y, otras, de la familia de los Quarks, construyen los bariones<\/a> del n\u00facleo y, todo ello, est\u00e1, adem\u00e1s, vigilado por otras part\u00edculas llamadas bosones<\/a><\/a> intermedios de la fuerza nuclear fuerte<\/a><\/a>, los Gluones que, procuran mantener confinados a los Quarks.<\/p>\n

Pero no corramos tanto, la f\u00edsica at\u00f3mica a\u00fan deber\u00eda recorrer un largo camino para llegar a comprender la estructura que acabamos de rese\u00f1ar. De los trs principales componentes del \u00e1tomo -el prot\u00f3n<\/a><\/a>, el neutr\u00f3n<\/a><\/a> y el electr\u00f3n-, s\u00f3lo el electr\u00f3n<\/a> hab\u00eda sido identificado (por J.J. Thomson, en los \u00faltimos a\u00f1os del siglo XIX). Nadie hablaba de energ\u00eda \u201cnuclear\u201d pues ni siquiera se hab\u00eda demostrado la existencia de un n\u00facleo at\u00f3mico, y mucho menos de sus part\u00edculas constituyentes, el prot\u00f3n<\/a><\/a> y el neutr\u00f3n<\/a><\/a>, que ser\u00edan identificados, respectivamente, por Thomson en 1913 y James Chawick en 1932.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

De importancia capital result\u00f3 conocer la existencia del n\u00facleo y que \u00e9ste, era 1\/100.000 del total del \u00e1tomo, es decir, casi todo el \u00e1tomo estaba compuesto de espacios \u201cvac\u00edos\u201d y, la materia as\u00ed considerada, era una fracci\u00f3n inifintesimal del total at\u00f3mico.<\/p>\n

Rutherford, Hans Geiger y Ernest Marsden se encontraban entre los Estrabones y Tolomeos de la cartograf\u00eda at\u00f3mica, en Manchester , de 1909 a 1911, sonderaron el \u00e1tomo lanzando corrientes de \u201cpart\u00edculas alfa<\/a><\/a>\u201d subat\u00f3micas -n\u00facleos de helio- contra delgadas laminillas de oro, plata, esta\u00f1o y otros metales. La mayor\u00eda de part\u00edculas Alfa se escapaban a trav\u00e9s de las laminillas, pero, para sombro de los experimentadores, algunas rebotaban hacia atr\u00e1s. Rutherford pens\u00f3 durante largo tiempo e intensamente en este extra\u00f1o resultado; era tan sorprendente, se\u00f1alaba, como si una bala rebotase sobre un pa\u00f1uelo de papel. Finalmente, en una cena en su casa en 1911, anunci\u00f3 a unos pocos amigos que hab\u00eda dado con una explicaci\u00f3n: que la mayor\u00eda de la masa de un \u00e1tomo reside en un diminuto n\u00facleo masivo. Ruthertford pudo calcular la carga y el di\u00e1metro m\u00e1ximo del nucleo at\u00f3mico. As\u00ed se supo que los elementos pesados eran m\u00e1s pesados que los elementos ligeros porque los n\u00facleos de sus \u00e1tomos tienen mayor masa.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Todos sabemos ahora, la funci\u00f3n que desarrollan los electrones<\/a> en el atomo. Pero el \u00e1mbito de los electrones<\/a> para poder llegar a la comprensi\u00f3n completa, tuvo que ser explorado, entre otros, por el f\u00edsico dan\u00e9s Niels Bohr, quien demostr\u00f3 que ocupaban \u00f3rbitas, o capas, discretas que rodean al n\u00facleo. (Durante un tiempo Bohr consider\u00f3 el \u00e1tomo como un diminuto sistema solar, pero ese an\u00e1lisis, pronto demostr\u00f3 ser inadecuado; el \u00e1tomo no est\u00e1 r\u00edgido por la mec\u00e1nica newtoniana sino por la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica.)<\/p>\n

\"Resultado<\/p>\n

Entre sus muchos otros \u00e9xitos, el modelo de Bohr revelaba la base f\u00edsica de la espectroscopia. El n\u00famero de electrones<\/a> de un \u00e1tomo est\u00e1 determinado por la carga el\u00e9ctrica del n\u00facleo, la que a su vez se debe al n\u00famero de protones<\/a> del n\u00facleo, que es la clave de la identidad qu\u00edmica del \u00e1tomo. Cuando un electr\u00f3n<\/a> cae\u00a0 de una \u00f3rbita externa a una \u00f3rbita interior emite un fot\u00f3n<\/a>. La longitud de onda de este fot\u00f3n<\/a> est\u00e1 determinada por las \u00f3rbitas particulares entre las que el electr\u00f3n<\/a> efect\u00faa la transici\u00f3n. E esta es la raz\u00f3n de que un espectro que registra las longitudes de onda de los fotones<\/a><\/a>, revele los elementos qu\u00edmicos que forman las estrellas u otros objetos que sean estudiados por el espectroscopista. En palabras de Max Planck, el fundador de la f\u00edsica cu\u00e1ntica, el modelo de Bohr del \u00e1tomo nos proporciona \u201cla llave largamente buscada de la puerta de entrada al maravilloso mundo de la espectroscopia, que desde el descubrimiento del an\u00e1lisis espectral (por Fraunhoufer) hab\u00eda desafiado obtinadamente todos los intentos de conocerlo\u201d.<\/p>\n

\"http:\/\/bibliotecadeinvestigaciones.files.wordpress.com\/2010\/07\/estrellas.jpg\"<\/p>\n

Es curioso que, mirando en la oscura noche como brillan las estrellas del cielo, nos atrae su titilar enga\u00f1oso (es la atm\u00f3sfera terrestre la que hace que lo parezca) y su brillo, Sin embargo, pocos llegan a pensar en lo que verdaderamente est\u00e1 all\u00ed ocurriendo. Las transformaciones de fase por fusi\u00f3n no cesan. Esta transformaci\u00f3n de materia en energ\u00eda es consecuencia de la equivalencia materia-energ\u00eda, enunciada por Albert Einstein<\/a><\/a> en su famosa f\u00f3rmula E=mc2<\/sup><\/strong>; donde E es la energ\u00eda resultante, m es la masa transformada en energ\u00eda, y c es la velocidad de la luz (300 000 kil\u00f3metros por segundo). La cantidad de energ\u00eda que se libera en los procesos de fusi\u00f3n termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado \u00edntegramente en energ\u00eda bastar\u00eda para satisfacer los requerimientos energ\u00e9ticos de una familia mediana durante miles de a\u00f1os.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Es un gran triunfo del ingenio humano el saber de qu\u00e9, est\u00e1n confomadas las estrellas, de qu\u00e9 materiales est\u00e1n hechas. Recuerdo aqu\u00ed a aquel Presidente de la Real Society de Londres que, en una reuni\u00f3n multitudinaria, lleg\u00f3 a decir: \u201cUna cosa est\u00e1 clara, nunca podremos saber de qu\u00e9 est\u00e1n hechas las estrellas\u201d. El hombre se visti\u00f3 de gloria con la, desde entonces, famosa frase. Creo que nada, con tiempo por delante, ser\u00e1 imposible para nosotros.<\/p>\n

Pero, por maravilloso que nos pueda parecer el haber llegado a la comprensi\u00f3n de que los espectros revelan saltos y tumbos de los electrones<\/a> en sus \u00f3rbitas de Bohr, a\u00fan nadie pod\u00eda hallar en los espectros de las estrellas las claves significativas sobre lo que las hace brillar. En ausencia de una teor\u00eda convincente, se abandon\u00f3 este campo a los taxonomistas, a los que segu\u00edan obstinadamente registrando y catalogando espectros de estrellas, aunque no sab\u00edan hacia donde los conducir\u00eda esto.<\/p>\n

En el Laboratorio de la Universidad de Harvard, uno de los principales centros de la mon\u00f3tona pero prometedora tarea de la taxonom\u00eda estelar, las placas fotogr\u00e1ficas que mostraban los colores y espectros de decenas de miles de estrellas se apilaban delante de \u201ccalculadoras\u201d, mujeres solteras en su mayor\u00eda y, de entre ellas, Henrietta Leavitt, la investigadora pionera de las estrellas variables Cefeidas que tan \u00fatiles ser\u00edan a Shapley y Hubble<\/a><\/a>.<\/p>\n

\u00a0\"\"<\/p>\n

Imagen de Sirio A, la estrella m\u00e1s brillante del cielo tomada por el Telescopio Hubble<\/a><\/a>\u00a0 (Cr\u00e9d. NASA). Sirio es la quinta estrella m\u00e1s cercana y tiene una edad de 300, millones de a\u00f1os. Es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1V con temperatura superficial de 10 000 K y situada a 8,6 a\u00f1os luz de la Tierra. Es una estrella binaria y, de ella, podr\u00edamos contar muchas historias. La estrella fue importante en las vidas de Civilizaciones pasadas como, por ejemplo, la egipcia.<\/p>\n

Fue Cannon quien, en 1915, empez\u00f3 a discernir la forma en una totalidad de estrellas en las que estaba presente la diversidad, cuando descubri\u00f3 que en una mayor\u00eda, las estrellas, pertenec\u00edan a una de media docena de clases espectrales distintas. Su sistema de clasificaci\u00f3n, ahora generalizado en la astronom\u00eda estelar, ordena los espectros por el color, desde las estrellas O blancoazuladas, pasando por las estrellas G amarillas como el Sol, hasta estrellas rojas M. Era un rasgo de simplicidad denajo de la asombrosa variedad de las estrellas.<\/p>\n

Pronto se descubri\u00f3 un orden m\u00e1s profundo, en 1911, cuando el ingeniero y astr\u00f3nomo autodidacta dan\u00e9s Ejnar Hertzsprung analiz\u00f3 los datos de Cannon y Maury de las estrellas de dos c\u00famulos, las H\u00edades y las Pl\u00e9yades. Los c\u00famulos como estos son genuinos conjuntos de estrellas y no meras alineaciones al azar; hasta un observador inexperimentado salta entusiamado cuando recorre con el telecopio las Pl\u00e9yades, con sus estrellas color azul verdoso enredadas en telara\u00f1as de polvo de diamante, o las H\u00edades, cuyas estrellas var\u00edan en color desde el blanco mate hasta un amarillo apagado.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Las H\u00edades<\/p>\n

Hertzsprung utiliz\u00f3 los c\u00famulos como muestras de laboratorio con las que pod\u00eda buscar una relaci\u00f3n entre los colores y los brillos intr\u00ednsecos de las estrellas. Hall\u00f3 tal relaci\u00f3n: la mayor\u00eda de las estrellas de ambos c\u00famulos ca\u00edan en dos l\u00edneas suavemente curvadas. Esto, en forma de gr\u00e1fico, fue el primer esbozo de un \u00e1rbol de estrellas que desde entonces ha sido llamado diagrama Hertzsprung-Russell<\/a><\/a>.<\/p>\n

El progreso en f\u00edsica, mientras tanto, estaba bloquedado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como barrera de Coulomb, y por un tiempo frust\u00f3 los esfuerzos de las f\u00edsicos te\u00f3ricos para copmprender como la fusi\u00f3n nuclear pod\u00eda producir energ\u00eda en las estrellas.<\/p>\n

La l\u00ednea de razonamiento que conduc\u00eda a esa barrera era impecable. Las estrellas est\u00e1n formadas en su mayor parte por hidr\u00f3geno. (Esto se hace evidente en el estudio de sus espectros.) El n\u00facleo del \u00e1tomo de Hidr\u00f3geno consiste en un solo prot\u00f3n<\/a><\/a>, y el prot\u00f3n<\/a><\/a> contiene casi toda la masa del \u00e1tomo. (Sabemos esto por los experimentos de Rutherford). Por tanto, el prot\u00f3n<\/a><\/a> tambi\u00e9n debe contener casi toda la energ\u00eda latente del \u00e1tomo de hidr\u00f3geno. (Recordemos que la masa es igual a la energ\u00eda: E = mc2<\/sup>.) En el calor de una estrella, los protones<\/a> son esparcidos a altas velocidades -el calor intenso significa que las part\u00edculas involucradas se mueven a enormes velocidades- y, como hay muchos protones<\/a> que se api\u00f1an en el n\u00facleo denso de una estrella, deben tener much\u00edsimos choques. En resumen, la energ\u00eda del Sol y las estrellas, puede suponerse razonablemente, implica las interacciones de los protones<\/a>. Esta era la base de la conjetura de Eddintong de que la fuente de la energ\u00eda estelar \u201cdif\u00edcilmente puede ser otra que la energ\u00eda subat\u00f3mica, la cual, como se sabe, existe en abundancia en toda materia\u201d.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n

\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Plasma en ebullici\u00f3n en la superficie del Sol<\/p>\n

Hasta el momento todo lo que hemos repasado est\u00e1 bien pero, \u00bfque pasa con la Barrera de Coulomb? Los protones<\/a> est\u00e1n cargados positivamente; las part\u00edculasd de igual carga se repelen entre s\u00ed; y este obst\u00e1culo parec\u00eda demasiado grande para ser superado, aun a la elevada velocidad a la que los protones<\/a> se agitaban en el intenso calor del interior de las estrellas. De acuerdo con la f\u00edsica cl\u00e1sica, muy raras veces pod\u00edan dos protones<\/a> de una estrella ir con la rapidez suficiente para romper las murallas de sus campos de fuerza electromagn\u00e9ticos y fundirse en un solo n\u00facleo. Los c\u00e1lculos dec\u00edan que la tasa de colisi\u00f3n de protones<\/a> no pod\u00eda bastar para mantener las reacciones de fusi\u00f3n. Sin embargo, all\u00ed estaba el Sol, con el rostro radiante, ri\u00e9ndose de las ecuaciones que afirmaban que no pod\u00eda brillar.<\/p>\n

\"\"\"\"<\/p>\n

Afortunadamente, en el \u00e1mbito nuclear, las reglas de la Naturaleza no se rigen por las de la mec\u00e1nica de la f\u00edsica cl\u00e1sica, que tienen validez para grandes objetos, como guijarros y planetas, pero pierden esa validez en el reino de lo muy peque\u00f1o. En la escala nuclear, rigen las reglas de la indeterminaci\u00f3n cu\u00e1ntica.\u00a0 La mec\u00e1nica cu\u00e1ntica demuestra que el futuro del prot\u00f3n<\/a><\/a> s\u00f3lo puede predecirse en t\u00e9rminos de probabilidades: la mayor\u00eda de las veces el prot\u00f3n<\/a><\/a> rebotar\u00e1 en la Barrera de Coulomb, pero de cuando en cuando, la atravesar\u00e1. Este es el \u201cefecto t\u00fanel cu\u00e1ntico<\/a><\/a>\u201d; que permite brillar a las estrellas.<\/p>\n

George Gamow, ansioso de explotar las conexiones entre la astronom\u00eda y la nueva f\u00edsica ex\u00f3tica a la que era adepto, aplic\u00f3 las probabilidades cu\u00e1nticas a la cuesti\u00f3n de la fusi\u00f3n nuclear en las estrellas y descubri\u00f3 que los protones<\/a> pueden superar la Barrera de Coulomb. Esta historia es mucho m\u00e1s extensa y nos llevar\u00eda hasta los trabajos de Hans Bethe, Edward Teller y otros, as\u00ed como, al famoso Fred Hoyle y su efecto Triple Alfa y otras maravillas que, nos cuentan la historia que existe desde los \u00e1tomos a las estrellas del cielo.<\/p>\n

emilio silvera<\/em><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

\r\n\t\t\r\n\t\t
<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

“Pues yo he sido a veces un muchacho y una chica, Un matorral y un p\u00e1jaro y un pez en las olas saladas.” Esto nos dec\u00eda Emp\u00e9docles, el padre de aquellos primitivos elementos formados por Agua, tierra, aire y fuego que, mezclados en la debida proporci\u00f3n, formaban todas las cosas que podemos ver a nuestro […]<\/p>\n","protected":false},"author":2,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_s2mail":"yes","footnotes":""},"categories":[9],"tags":[],"_links":{"self":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/17724"}],"collection":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/users\/2"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=17724"}],"version-history":[{"count":0,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/17724\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=17724"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=17724"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=17724"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}