{"id":8045,"date":"2013-08-03T05:00:15","date_gmt":"2013-08-03T04:00:15","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=8045"},"modified":"2013-08-03T07:34:11","modified_gmt":"2013-08-03T06:34:11","slug":"historias-de-astronomia","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2013\/08\/03\/historias-de-astronomia\/","title":{"rendered":"Historias de Astronom\u00eda"},"content":{"rendered":"
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\"La<\/p>\n

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Es cierto que cuando vemos las cosas con cierta asiduidad y de forma permanente, esa cotidianidad nos hace perder la perspectiva y no pensamos en lo que realmente esas cosas pueden ser y, con las estrellas nos ocurre algo similar, ya que son algo m\u00e1s, mucho m\u00e1s, que simples puntitos luminosos que brillan en la oscuridad de la noche. Una estrella es una gran bola de gas luminoso que, en alguna etapa de su vida, produce energ\u00eda por la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno para formar helio. El t\u00e9rmino estrella por tanto, no s\u00f3lo incluye estrellas como nuestro Sol, que est\u00e1n en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n protoestrella<\/a><\/a>s, a\u00fan no lo suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que est\u00e1n formadas por combustible nuclear gastado.<\/p>\n

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Estrellas masivas que expulsan gases, ya que, cuando la masa es muy grande, su propia radiaci\u00f3n las puede destruir y, de esta manera, descongestionan la tensi\u00f3n y evitan un final anticipado. Arriba teneis una estrella supermasiva que ha expulsado gases formando una nebulosa para evitar su muerte, Eta Carinae ha hecho lo mismo. Estas son estrellas que est\u00e1m congestionadas y, s\u00f3lo la expulsi\u00f3n de material la puede aliviar y conseguir que siga brillando como estrella evitando explotar como supernova.<\/p>\n

Se calcula que la masa m\u00e1xima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual ser\u00eda destruida por su propia radiaci\u00f3n. La masa m\u00ednima es de 0,08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no ser\u00edan lo suficientemente calientes en sus n\u00facleos como para que comience la combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno, y se convertir\u00edan en enanas marrones.<\/p>\n

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De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia seg\u00fan su temperatura superficial. Las estrellas m\u00e1s fr\u00edas son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orion) de color azul. En astronom\u00eda se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.<\/p>\n

El diagrama de Hertzsprung-Russell<\/a><\/a> (arriba) proporcion\u00f3 a los astr\u00f3nomos un registro congelado de la evoluci\u00f3n de las estrerllas, el equivalente astrof\u00edsico del registro f\u00f3sil que los ge\u00f3logos estudian en los estratos rocosos. Presumiblemente, las estrellas evolucinan de alg\u00fan modo, pasan la mayor parte de su tiempo en la serie principal (la mayor\u00eda de las estrellas en la actualidad, en el brev\u00edsimo tiempo que tenemos para observar, se encuentran all\u00ed), pero empiezan y terminan su vida en alguna otra parte, entre las ramas o en el mantillo. Por supuesto, no podemos esperar para ver que esto sucede, pues el tiempo de vida, a\u00fan de estrellas de vida corta, se mide en millones de a\u00f1os. Hallar la respuesta exigir\u00e1 conocer la f\u00edsica del funcionamiento estelar.<\/p>\n

El progreso en f\u00edsica, mientras tanto, estaba bloqueado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como la Barrera de Coulomb, y por un tiempo frustr\u00f3 los esfuerzos de los f\u00edsicos te\u00f3ricos para comprender c\u00f3mo la fusi\u00f3n nuclear pod\u00eda producir energ\u00eda en las estrellas.<\/p>\n

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\"http:\/\/traslaeradeplanck.files.wordpress.com\/2011\/01\/mosaiccintorio_martinez.jpg\"<\/p>\n

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La barrera de Coulomb<\/strong>, denominado a partir de la ley de Coulomb<\/a>, nombrada as\u00ed del f\u00edsico Charles-Augustin de Coulomb<\/a> (1736\u20131806), es la barrera de energ\u00eda debida a la interacci\u00f3n electrost\u00e1tica<\/a> que el n\u00facleo at\u00f3mico debe superar para experimentar una reacci\u00f3n nuclear<\/a>. Esta barrera de energ\u00eda es proporcionada por la energ\u00eda potencial electrost\u00e1tica:<\/p>\n

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\"U_{coul}psi<\/a>lon_0}}{{q_1 \\, q_2} \\over r}” \/><\/dd>\n<\/dl>\n

donde:<\/p>\n

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k<\/em> es la constante de Coulomb<\/a> = 8.9876\u00d7109<\/sup> N m\u00b2 C\u22122<\/sup>;<\/dd>\n
\u03b5<\/em>0<\/sub> es la permeabilidad<\/a> en el vac\u00edo;<\/dd>\n
q1<\/sub><\/em>, q2<\/sub><\/em> son las cargas de las part\u00edculas que interact\u00faan;<\/dd>\n
r<\/em> es el radio de interacci\u00f3n.<\/dd>\n
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Un valor positivo de U es debido a una fuerza de repulsi\u00f3n, as\u00ed que las part\u00edculas que interact\u00faan est\u00e1n a mayores niveles de energ\u00eda cuando se acercan. Un valor negativo de la energ\u00eda potencial U indica un estado de ligadura, debido a una fuerza atractiva. La linea de razonamiento que conduc\u00eda a esta 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 s\u00f3oo prot\u00f3n<\/a><\/a>, y el prot\u00f3n<\/a><\/a> contiene casi toda la masa del \u00e1tomo. (Sabemos esto por los experimentos de Rutherford explicados aqu\u00ed en otra ocasi\u00f3n). Por tanto, el prot\u00f3n<\/a><\/a> tambi\u00e9n debe contener casi toda la energ\u00eda latente del \u00e1tomo de hidr\u00f3geno.<\/p>\n

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(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 significa que las part\u00edculas involucradas se mueven r\u00e1pidamente- y, como hay muchos protones<\/a> que se api\u00f1am en el n\u00facleo denso de una estrella, deben de 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 conjetura de Eddintong de que la fuente de la energ\u00eda estelar \u201cdif\u00edcilmente puede ser otra cosa que energ\u00eda subat\u00f3mica, la cual, como se sabe, existe en abundancia en toda la materia\u201d.<\/p>\n

A ese punto, todo iba bienM la ciencia estaba cerca de identificar la fusi\u00f3n termonuclear como el secreto de la energ\u00eda solar. Pero aqu\u00ed era donde interven\u00eda la Barrera de Coulomb. Los protones<\/a> est\u00e1n cargados positivamente; las part\u00edculas de igual carga se repelen entre s\u00ed; y este obst\u00e1culo parec\u00eda demasiado grande\u00a0 para ser superado, aun a la elevada velocidad a la que los protones<\/a> se agitaban en el intenso calor del centro 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 electrom\u00e1gn\u00e9ticos y fundirse en un s\u00f3lo 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 su rostro radiante y sonriente al ver el esfuerzo y las ecuaciones que dec\u00edan que no pod\u00eda brillar.<\/p>\n

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Dejemos aqu\u00ed este proceso y digamos que, realmente, 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\u201d; que permite brillar a las estrellas. 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, o casi. El efecto t\u00fanel cu\u00e1ntico<\/a><\/a> se hizo cargo de los c\u00e1lculos de la desalentadora predicci\u00f3n cl\u00e1sica, que establecia la fusi\u00f3n de los protones<\/a> a s\u00f3lo una mil\u00e9sima de la tasa necesaria para explicar la energ\u00eda liberada por el Sol, y la elev\u00f3 a una d\u00e9cima de la tasa necesaria. Luego se tard\u00f3 menos de un a\u00f1o para dar cuenta del deficit restante: la soluci\u00f3n fue completada en 1929, cuando Robert Atkinson y Fritz Houterman combinaron los hallazgos de Gamow con lo que se ha llamado teor\u00eda maxwelliana de la distribuci\u00f3n de velocidades. En la distribuci\u00f3n maxwelliana hay siempre unas pocas part\u00edculas que se mueven mucho m\u00e1s r\u00e1pidamente que la media y, Robert Atkinson y Fritz Houterman hallaron que estas pocas part\u00edculas veloces bastqaban para compensar la diferencia. Finalmente se hizo claro como pod\u00eda romperse la Barrera de Coulomb suficientemente a menudo para que la fusi\u00f3n nuclear se produjese en las estrellas.<\/p>\n

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\"Physicist<\/p>\n

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Pero la figura clave en todos estos desarrollos fue Hans Bhete, un refugiado de la Alemania nazi que hab\u00eda estudiado con Fermi<\/a> en Roma y fue a ense\u00f1ar en Cornell en EE. UU. Como su amigo Gamow, el joven Bhete era un pensador efervescente y vivaz, con tanto talento que parec\u00eda hacer su trabajo como si de un juego se tratara. Aunque no preparado en Astronom\u00eda, Bhete era un estudioso de legendaria rapidez. En 1938 ayud\u00f3 al discipulo de Gamow y Edward Teller, C.L. Critchfield, a calcular una reacci\u00f3n que empezase con la colisi\u00f3n de dos protones<\/a> pod\u00eda generar aproximadamente la energ\u00eda irradiada por el Sol, 3,86 x 1033<\/sup> ergios por segundo. As\u00ed, en un lapso de menos de cuarenta a\u00f1os, la humanidad hab\u00eda progresado de la ignorancia de la existencia misma de los \u00e1tomos a la comprensi\u00f3n del proceso de fusi\u00f3n termonuclear primaria que suministra energ\u00eda al Sol.<\/p>\n

Pero la reacci\u00f3n prot\u00f3n<\/a><\/a>. prot\u00f3n<\/a><\/a> no era bastante energ\u00e9tica para explicar la luminosidad muy superior de estrellas mucho m\u00e1s grandes que el Sol, estrellas como las supergigantes azules de las Pl\u00e9yades, que ocupan las regiones m\u00e1s altas del diagrama de Herptzsprung-Russell. Bhete puso remedio a esto antes de que terminase aquel el a\u00f1o 1938.<\/p>\n

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En abril de 1938, Bhete asisti\u00f3 a una conferencia organizada por\u00a0 Gamow y Teller que ten\u00eda el objeto de que f\u00edsicos y astr\u00f3nomos trabajaran juntos en la cuesti\u00f3n de la generaci\u00f3n de energ\u00eda en las estrellas. \u201cAll\u00ed, los astrof\u00edsicos nos dijeron a los f\u00edsicos todo que sab\u00edan sobre la constituci\u00f3n interna de las estrellas -recordoba Bhete-. esto era mucho (aunque) hab\u00edan obtenido todos los resultados sin conocimiento de la fuente espec\u00edfica de energ\u00eda.\u201d De vuelta a Cornell, Bhete abord\u00f3 el problema con celeridad y, en cuesti\u00f3n de semanas logr\u00f3 identificar el ciclo del Carbono, la reacci\u00f3n de fusi\u00f3n cr\u00edtica que da energ\u00eda a las estrellas que tiene m\u00e1s de una vez y media la masa del Sol.<\/p>\n

Bhete que estaba falto de dinero, retir\u00f3 el art\u00edculo que escribi\u00f3 sobre sus hallazgos y que ya ten\u00eda entragado en la Revista Physical Review, para entregarlo en un Concurso postulado por la Academ\u00eda de Ciencias de Nueva York\u00a0 sobre la producci\u00f3n de energ\u00eda en las estrellas. Por supuesto, Bhete gan\u00f3 el primer Premio uy se llev\u00f3 los 500 dolares que le sirvieron para que su madre pudiera emigrar a EE UU. Despu\u00e9s lo volvi\u00f3 a llevar a la Revista que lo public\u00f3 y, finalmente, se lo publicaron y tal publicaci\u00f3n le hizo ganar el Nobel. Por un tiempo, Bhete hab\u00eda sido el \u00fanico humano que sab\u00eda por qu\u00e9 brillan las estrellas.<\/p>\n

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

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Cuando miramos al cielo y podemos contemplar extasiados esas maravillas que ah\u00ed arriba, en el espacio interestelar est\u00e1n brillando, y, nos da la sensaci\u00f3n de que est\u00e1n haci\u00e8ndonos gui\u00f1os, como si quisieran mandarnos un mensaje, decirnos algo y nosotros, no pensamos en todo lo que ah\u00ed, en esos \u201cpuntitos brillantes\u201d se est\u00e1 fraguando. De lo que all\u00ed ocurre, depende que los mundos tengan los materiales que en ellos est\u00e1n presentes y, de entre esos materiales, se destacan aquellos que por su qu\u00edmica biol\u00f3gica, permiten que se pueda formar la vida a partir de unos elementos que se hiceron en los hornos nucleares de las estrellas.<\/p>\n

Y s\u00ed, 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

Es un gran triunfo del ingenio humano el saber de qu\u00e9, est\u00e1n confomadas las estrellas y qu\u00e9 materiales se est\u00e1n forjando all\u00ed, al inmenso calor de sus n\u00facleos. 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

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\"http:\/\/img.seti.cl\/sol02.jpg\"<\/p>\n

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A nuestro planeta s\u00f3lo llega una \u00ednfima fracci\u00f3n del calor que se genera en el Sol y, sin embargo, es m\u00e1s que suficiente para mantener aqu\u00ed la vida. El Sol tiene materia que supone la misma que tendr\u00edan 300.000 Tierras. Nuestra estrella madre est\u00e1 situada a una UA<\/a> (150 millones de kil\u00f3metros de nosotros) y, todas esas circunstancias y otras muchas, hacen que todo sea tal como lo vemos a nuestro alrededor. Si cualquiera de esos par\u00e1metros fuera diferente o variara tan s\u00f3lo unas fracciones, seguramente la Tierra ser\u00eda un planeta muerto y, nosotros, no estar\u00edamos aqu\u00ed. Sin embargo\u2026 \u00a1Estamos! y, gracias a ello, se pueden producir descubrimientos como los que m\u00e1s arriba hemos relatado y han podido y pueden existir personajes de cuyas mentes surgen ideas creadoras que nos llevan a saber c\u00f3mo son las cosas.<\/p>\n

Lo cierto es que, cada d\u00eda sabemos mejor como funciona ma Naturaleza que, al fin y al cabo, es la que tiene todas las respuestas que necesitamos conocer.<\/p>\n

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

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Es cierto que cuando vemos las cosas con cierta asiduidad y de forma permanente, esa cotidianidad nos hace perder la perspectiva y no pensamos en lo que realmente esas cosas pueden ser y, con las estrellas nos ocurre algo similar, ya que son algo m\u00e1s, mucho m\u00e1s, que simples puntitos luminosos que brillan en la […]<\/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":[90],"tags":[],"_links":{"self":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/8045"}],"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=8045"}],"version-history":[{"count":0,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/8045\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=8045"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=8045"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=8045"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}