Nebulosa de Orión, M42 que es de “relativa” reciente creación

“Al principio todo era opacidad, las estrellas no llegaron al universo hasta después de pasados 200 millones de años desde el Big Bang, y, hasta que no se liberaron los fotones, no se hizo la luz.”

Al principio, cuando el universo era simétrico, sólo existía una sola fuerza que unificaba a todas las que ahora conocemos, la gravedad, las fuerzas electromagnéticas y las nucleares débil y fuerte, todas emergían de aquel plasma opaco de alta energía que lo inundaba todo. Más tarde, cuando el universo comenzó a enfriarse, se hizo transparente y apareció la luz, las fuerzas se separaron en las cuatro conocidas, emergieron los primeros quarks para unirse y formar protones y neutrones, los primeros núcleos aparecieron para atraer a los electrones que formaron aquellos primeros átomos.  Doscientos millones de años más tarde, se formaron las primeras estrellas y y las  galaxias. Con el paso del tiempo, las estrellas sintetizaron los elementos pesados de nuestros cuerpos, fabricados en supernovas que estallaron, incluso antes de que se formase el Sol. Podemos decir, sin temor a equivocarnos, que una supernova anónima explotó hace miles de millones de años y sembró la nube de gas que dio lugar a nuestro sistema solar, poniendo allí los materiales complejos y necesarios para que algunos miles de millones de años más tarde, tras la evolución, apareciéramos nosotros.

Las estrellas evolucionan desde que en su núcleo se comienza a fusionar hidrógeno en helio, de los elementos más ligeros a los más pesados.  Avanza creando en el horno termonuclear, cada vez, metales y elementos más pesados. Cuando llega al hierro y explosiona en la forma explosiva de  una supernova. Luego, cuando este material estelar es otra vez recogido en una nueva estrella rica en hidrógeno, al ser de segunda generación (como nuestro Sol), comienza de nuevo el proceso de fusión llevando consigo materiales complejos de aquella supernova.

Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que puede alcanzar un tamaño de varios cientos de años-luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de ultravioleta extremo (con longitudes de onda inferiores a 912 Ångströms) que ionizan la nebulosa a su alrededor.

Puesto que el peso promedio de los protones en los productos de fisión, como el cesio y el kriptón, es menor que el peso promedio de los protones de uranio, el exceso de masa se ha transformado en energía mediante  E = mc². Esta es la fuente de energía que subyace en las explosiones  atómica.

Así pues, la curva de energía de enlace no sólo explica el nacimiento y muerte de las estrellas y la creación de elementos complejos que también hicieron posible que nosotros estemos ahora aquí y, muy posiblemente, será también el factor determinante para que, lejos de aquí, en otros sistemas solares a muchos años luz de distancia, puedan florecer otras especies inteligentes que, al igual que la especie humana, se pregunten por su origen y estudien los fenómenos de las fuerzas fundamentales del universo, los componentes de la materia y, como nosotros, se interesen por el destino que nos espera en el futuro.

Cuando alguien oye por vez primera la historia de la vida de las estrellas, generalmente, no dice nada, pero su rostro refleja escepticismo. ¿Cómo puede vivir una estrella 10.000 millones de años? Después de todo, nadie ha vivido tanto tiempo como para ser testigo de su evolución.

Sin embargo, tenemos los medios técnicos y científicos para saber la edad que tiene, por ejemplo, el Sol.

Sí, hemos podido llegar a conocer lo que ocurre en el Sol, y sabemos de sus procesos y de qué está compuesto. También sabemos el motivo por el que no se deja contraer bajo el peso de la fuerza de Gravedad que genera su propio peso y en qué se convertirá cuando llegue el final de su vida.

Nuestro Sol, la estrella alrededor de la que giran todos los planetas de nuestro Sistema Solar (hay que eliminar a Plutón de la lista, ya que en el último Congreso Internacional han decidido, después de más de 20 años, que no tiene categoría para ser un planeta), la estrella más cercana a la Tierra (150 millones de Km = UA), con un diámetro de 1.392.530 Km, tiene una edad de 4.500 millones de años.

Es tal su densidad, es tal su enormidad que, como se explicó en otro pasaje anterior de este mismo trabajo, cada segundo transforma por medio de fusión nuclear, 4.654.600 toneladas de hidrógeno en 4.650.000 toneladas de helio; las 4.600 toneladas restantes son lanzadas al espacio exterior en forma de luz y calor, de la que una parte nos llega a la Tierra y hace posible la vida. Se calcula que al Sol le queda material de fusión para otros 4.500 millones de años. Cuando transcurra dicho periodo de tiempo, se convertirá en una gigante roja, explotará como nova y se transformará finalmente en una estrella enana blanca. Para entonces, ya no podremos estar aquí.

Cuando mentalmente me sumerjo en las profundidades inmensas del universo que nos acoge, al ser consciente de su enormidad, veo con claridad meridiana lo insignificante que somos, en realidad, en relación al universo, Como una colonia de bacterias que habitan en una manzana, allí tienen su mundo, lo más importante para ellas, y no se paran a pensar que puede llegar un niño que, de un simple puntapié, las envíe al infierno.

                          Vista de la Tierra y el Sol

Igualmente, nosotros nos creemos importantes dentro de nuestro cerrado y limitado mundo en el que, de momento, estamos confinados. Podemos decir que hemos dado los primeros pasos para dar el salto hacia otros mundos, pero aún nos queda un largo recorrido por delante pero… ¡Todo se andará!

Tendremos que dominar la energía del Sol, ser capaces de fabricar naves espaciales que sean impenetrables a las partículas que a cientos de miles de trillones circulan por el espacio a la velocidad de la luz, poder inventar una manera de imitar la gravedad terrestre dentro de las naves para poder hacer la vida diaria y cotidiana sin estar flotando todo el tiempo y, desde luego, buscar un combustible que procure altas  velocidades que, si no relativistas ni cercanas a c, si que hagan los viajes a los mundos cercanos de una duración aceptable y soportable a los viajeros, ya que, de otra manera, el traslado por la periferia de nuestro propio Sistema solar se haría interminable. Finalmente, y para escapar del sistema solar, habría que buscar la manera de burlar  la barrera de la velocidad de la luz.

El Hiperespacio podría ser el camino para burlar la velocidad de la luz. Es decir, ya que el Universo, en su espacio tradicional, nos impide viajar más rápido que la luz, busquemos ese otro camino situado en dimensiones extra que, ¡sí lo permitiría! De manera tal que podríamos viajar a otras galaxias en tiempos soportables para nuestras efímeras vidas.

“Si pudiéramos encontrar el camino hacia dimensiones más altas… ¿Cuántas respuestas encontraríamos allí?”

emilio silvera

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Los tiempos cambian, y, con los cambios llegan las nuevas doctrinas o creencias, o, ¿por qué no? nuevas teorías. Desde hace algún tiempo venimos dando vueltas y vueltas, en el campo de la Física, a esas avanzadas teorías que no podemos demostrar, toda vez que, al contrario del Modelo Estándar, no son (por ahora) verificables sus predicciones. Me estoy refiriendo, como habeis podido suponer a la Teoría de supercuerdas, La cuerdad Heterótica, la Supergravedad y Supersimetría, y, finalmente, la última versión que viene a ser un compendio de todas las demás, la Teoría M.

“Representación de la variedad de Calabi-Yau uno de los candidatos para representar las dimensiones compactificadas asociadas a la teoría M, diferente de las cuatro dimensiones observables (no-compactificadas) del espacio-tiempo.”

“La teoría M es una teoría física, propuesta como una “teoría del todo” que unifique las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza. La teoría M fue esbozada inicialmente por Edward Witten, su propuesta combinaba las cinco teorías de supercuerdas y supergravedad en once dimensiones.”

Como nos dice Brian Greene en uno de los capítulos del libro “El tejido del cosmos”, que él titula: “Especulaciones sobre el espacio y el tiempo en la teoría M”, hoy, tres décadas después de la articulación de la teoría de cuerdas,la mayoría de los que trabajan en ella, creen que aún no tenemos una respuesta general para la pregunta fundamental: ¿qué es la teoría de cuerdas?

“La teoría de cuerdas es un marco físico-matemático que ofrece herramientas para desarrollar modelos teóricos de sistemas físicos. Generaliza la teoría cuántica de campos, por lo que permite extender sus modelos teóricos en varias direcciones. Su ventaja es que añade ciertas propiedades deseables a dichos modelos, lo que permite resolver ciertos problemas graves.”

Física de La Mula Francis

A pesar de que sabemos bastante de la teoría, sus características más elementales son familiares y, a estas alturas, casi cercanas. Tampoco debemos despreciar los éxitos que ha cosechado y, desde luego, es bien sabido todo lo que nos promete y también ¿cómo no? los desafíos que suponen lograr todas esas promesas que en ella están encerradas.

La Relatividad especial tiene la constancia de la Velocidad de la luz, la relatividad general tiene el principio de Equivalencia, la mecánica cuántica tiene, el principio de Incertidumbre y, sin embargo, los teóricos de cuerdas aún siguen buscando algo de lo que carece la teoría de cuerdas que, precisamente es: el tipo de principio nuclear que se encontraron en aquellas otras teorías y le dan razón de ser y la sólida base que toda teoría necesita para ser.

Claro que esas otras teorías han podido ser comprobadas de manera experimental una y mil veces. Sin embargo, para poder hacerlo con la Teoría de cuerdas (según nos dicen), se necesitaría disponer de una energía similar a 10¹⁹ GeV, y, esa energía no está a nuestro alcance.

Esa nueva teorías quiere explicarlo todo. Nada puede estar fuera de ella: El Universo que es, todo lo que existe, ahí estará

Un universo de Supercuerdas. El sueño de Einstein comienza a tener sentido,, a través de un nuevo paradigma de la ciencia que viene a romper con la toda la visión del mundo y del universo que teníamos hasta ahora, más allá de lo imaginable. Si la Teoría de cuerdas, finalmente resultase ser cierta, ese descubrimiento llevaría al mundo y a la conciencia humana hasta una nueva dimensión de su propia conciencia.

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Los científicos para lograr conocer la estructura del universo a su escala más grande, deben retroceder en el tiempo, centrando sus teorías en el momento en que todo comenzó. Para ello, como  todos sabéis, se han formulado distintas teorías unificadoras de las cuatro fuerzas de la naturaleza, con las cuales se han modelado acontecimiento y condiciones en el universo primitivo casi a todo lo largo del camino hasta el principio.

Pero cómo se supone que debió haber habido un «antes», aparece una barrera que impide ir más allá de una frontera que se halla fijada a los 10^-43 segundos después del Big Bang, un instante conocido como «momento de Planck», en homenaje al físico alemán Max Planck.

Esta barrera existe debido a que antes del momento de Planck, durante el período llamado la «era de Planck o cuántica», se supone que las cuatro fuerza fundamentales conocidas de la naturaleza eran indistinguibles o se hallaban unificadas , que era una sola fuerza.

Aquella única fuerza unificada se desgajo en las cuatro ahora conocidas y la Gravedad caminó sola

La cuántica y la Gravedad se muestran irreconciliables, están en “universos” diferentes

Aunque los físicos han diseñado teorías cuánticas que unen tres de las fuerzas, una por una, a través de eras que se remontan al momento de Planck, hasta ahora les ha sido prácticamente imposible armonizar las leyes de la teoría cuántica con la gravedad de la relatividad general de Einstein, en un sólo modelo teórico ampliamente convincente y con posibilidades claras de ser contrastado en experimentos de laboratorio y, mucho menos, con observaciones.

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Estrella binaria:

Par de estrellas unidas por su atracción gravitatoria mutua y orbitando en torno a su centro de masas común, en contraposición a una doble óptica, que no esta ligada gravitatoriamente. Una binaria visual es aquella que se puede resolver visual o fotográficamente, mientras que una binaria astronómica es detectable únicamente por las irregularidades en el movimiento propio de alguna de las estrellas visibles. En las binarias eclipsantes son los eclipses los que aportan evidencias directas de la existencia de un compañero, mientras que en las binarias espectroscópicas son los desplazamientos Doppler de las líneas espectrales.

Sabiendo todo lo que el Universo contiene… ¡Decir imposible es…. imposible!

En otros artículos hablabámos de la posible estrella de Quark, una rareza y, aquí podemos ver un Sistema de estrellas binarias múltiples Los períodos orbitales de las binarias varían entre minutos y cientos de años. Las binarias con componentes muy próximos entre sí se subdividen de acuerdo a cuánto llena cada componente su lóbulo de Roche, dando lugar a binarias separadas, semiseparadas y de contacto. Las últimas dos categorías incluyen a las binarias en interacción, en las que existe una transferencia de masa. Muchas binarias son también estrellas variables, siendo las más importantes las distintas formas de binarias cataclísmicas, las supernovas de tipo I y ciertas fuentes variables de rayos X.

En ocasiones, las binarias llegan a estar tan cerca que, finalmente, se produce el contacto,

Estrella “capullo”:

Estrella Capullo (arriba la podemos contemplar) aparece rodeada por una densa nube de gas y polvo que absorbe parte de la energía radiante de la estrella y la reemite en longitudes de onda infrarrojas. En casos extremos la estrella puede estar completamente oscurecida ópticamente, siendo sólo una fuente infrarroja. Las fuentes OH-IR son ejemplos de estrellas “capullo “.

Estrella con baja velocidad:

Estrella cuya velocidad relativa a las estrellas de la vecindad solar es pequeña, y que, por tanto, se haya en una órbita similar a la de estas alrededor del centro galáctico.

En la imagen de arriba la supertierra descubierta en la estrella más cercana al Sol

Estrellas Binarias de baja velocidad

Estrella con envoltura:

Eta Carinae es una estrella con envoltura de muchas masas solares a punto de… ¡convertirse en Supernova! Lo evita eyectando material al espacio interestelar, toda vez que presionada por su propia radiación está siempre en dificultad y en el límite de explotar. Así puede durar siglos, o, por el contrario, explosionar mañana mismo.

Estrella cuyo espectro (normalmente de tipo B) contiene prominentes líneas de absorción que se originan en una capa de material que rodea a la estrella. Si es variable, la estrella se clasifica como una estrella Gamma Cassiopeiae , en la que la eyección de una envoltura está acompañada por una disminución del brillo temporal.

Estrella con exceso de ultravioleta:

Estrella que presenta un exceso de radiación ultravioleta en comparación con las estrellas normales. Un exceso de ultravioleta puede ser utilizado para identificar estrellas O y B calientes, enanas blancas y objetos rodeados por un disco de acreción, como estrellas de neutrones y agujeros negros.

Estrella de alta velocidad:

Estrella que se mueve a más de 65 km/s en relación al movimiento promedio de otras estrellas en la vecindad del sol (el estándar local de reposo). Las estrellas de alta velocidad son miembros del halo galáctico, moviéndose en órbitas altamente elípticas alrededor del centro galáctico.

Sus altas velocidades relativas tienen su origen en el hecho de que están atravesando el disco galáctico y no comparten la rotación del sol y de sus otras estrellas vecinas alrededor del centro galáctico. Dichas estrellas pudieron haberse formado en las etapas tempranas de la historia de la Galaxia, o pueden ser los restos de galaxias menores que se han fusionado a la nuestra.

Estrella de baja luminosidad:

Término vago que puede comprender a las enanas rojas, las subenanas, las enanas blancas y las enanas marrones. La dificultad en detectar estrellas de baja luminosidad hace que el número total de ellas sea incierto. No obstante, pueden constituir una fracción significativa de la masa total de la Galaxia.

Estrella de baja masa:

Término vago, que en algunas ocasiones incluye a las estrellas con masas ligeramente mayores que la del Sol, y en otras es utilizado sólo para las estrellas de menos de unas pocas décimas de masas solares, aunque todavía con suficiente masa como para quemar hidrógeno en sus núcleos (es decir, al menos 0,08 masas solares). La primera definición distingue a las estrellas con núcleos radiactivos de las estrellas de masas mayores con núcleos convectivos; la segunda restringe el término a las enanas rojas.

Estrella de bario:

Estrella gigante roja de tipo espectral G o K en la que aparecen en el espectro elementos más pesados como el bario con una abundancia inusualmente alta; conocida también como estrella B ll o estrella de metales pesados. El helio que se quema en una capa alrededor del núcleo produce los elementos más pesados. Las estrellas de bario son similares a las *estrellas CH, si bien son más ricas en metales y no tienen suficiente carbono como para ser consideradas * estrellas de carbono.

Estrella de bariones:

Estrella compuesta principalmente por bariones. En la práctica el término es un sinónimo de estrella de neutrones, ya que la repulsión eléctrica de los protones rompería una estrella de protones pura.También nos viene la idea de estrellas de Quarks que no han sido encontradas… ¡Todavía!

Estrella de campo:

Estrella que es visible en el mismo campo de visión que un cúmulo de estrellas, aunque no pertenece al mismo, estando o bien más próxima a nosotros o más distante. Análogamente, una galaxia de campo se encuentra en la misma línea de visión que un grupo de galaxias aunque no es un miembro del mismo.

Las estrellas de Carbono son abundantes en nuestro Universo

Estrella de carbono:

Estrella gigante roja fría en una etapa avanzada de su evolución, mostrando intensos rasgos característicos del carbono en forma de bandas de CN, CH y C2 en su espectro; también conocida como estrella de tipo espectral C. En las estrellas de carbono, la abundancia de carbono es mayor que la de oxígeno. La presencia adicional de litio indica que estos elementos han sido producidos mediante reacciones nucleares en el núcleo de la estrella y que están siendo ahora transportados por convección hacia su superficie.

Una famosa estrella de Carbono

R Leporis es una estrella variable, de Carbono. Descubierta en 1.845 por el astrónomo inglés John Russell Hind, va oscilando desde la magnitud 5.5 hasta 11.7, en periodos constantes de 427.07 días, o sea, unos 14 meses. Se trata de una estrella de carbono, tipo espectral C6II, de un marcado color rojo conocida como la estrella carmesí de Hind, en honor a su descubridor, quien al observarla desde elocular de su telescopio, la comparó a una gota de sangre.

Dado que el carbono sólo puede ser producido por el proceso triple-alfa a temperaturas muy altas, estas estrellas deben de estar muy evolucionadas. Estos raros pero luminosos objetos incluyen a las antiguas tipos R (gigantes de tipo K con temperaturas de 4000-5000 K) y N (gigantes de tipo M aunque más frías, con unos 3000K), que fueron introducidos en la clasificación de Harvard. Las estrellas de carbono de tipo N pueden ser hasta 10 veces más luminosas que las de tipo R.

Estrella de circonio:

Un tipo de estrella muy raro que tiene abundancia de ese material que le da nombre.

Proto estrella:

Este tipo de expulsiones han sido observadas antes en otras estrellas en formación, lo que hace pensar a los astrónomos que todas las estrellas pasan por este proceso. Los lanzamientos de hidrógeno y oxígeno en la estrella provocan grandes ondas alrededor de la misma, y el fenómeno podría ser el responsable de la existencia de agua en el universo.

Estrella de estroncio:

Por primera vez, un elemento pesado recién formado, el estroncio, se ha detectado en el espacio. Ha sido tras la fusión de dos estrellas de neutrones y fue observado por el espectrógrafo X-shooter de ESO, instalado en el VLT (Very Large Telescope). La detección confirma que los elementos más pesados del universo pueden formarse en fusiones de estrellas de neutrones, proporcionando una de las piezas que faltaban al rompecabezas de la formación de elementos químicos. Estos resultados se publican hoy en la revista Nature.

Forma de estrella Ap con líneas de estroncio más intensas de lo habitual en su espectro. Estrellas viejas con niveles extrañamente altos de elementos raros como el estroncio y el itrio.

Estrella de helio:

Núcleo de una estrella que fue masiva (con más de 12 masas solares originalmente) y que ha evolucionado y perdido su envoltura rica en hidrógeno. La pérdida del hidrógeno puede ocurrir bien por medio de un intenso viento estelar, como en las estrellas Wolf-Rayet, o bien por transferencia de masa a un compañero, siempre que este se encuentre cerca de la primaria.

Se espera que las estrellas de helio evolucionen de la misma manera que los núcleos de las estrellas masivas, produciendo un núcleo de hierro que colapsa para generar una explosión de supernova de tipo Ib o Ic, dependiendo de la masa de la estrella.” Estrella de helio “es también un término obsoleto para referirse a una estrella d tipo B normal.

Estrella de la población I extrema:

Estrellas en formación

Estrella que pertenece a la población estelar más joven. Como una estrella T Tauri, una estrella recién llegada a la secuencia principal de edad cero, o una estrella OB masiva con su región H II asociada. Dichas estrellas tienen altas abundancias de metales (similares a las del Sol o mayores).

Se encuentran en regiones localizadas del disco galáctico, notablemente en los brazos espirales, donde la formación de estrellas ha tenido lugar muy recientemente.

Estrella de la población intermedia:

Estrella con propiedades intermedias entre las viejas de la Población II del halo galáctico y las jóvenes de la Población I del disco galáctico. Su abundancia en metales pesados es intermedia entre la de las dos poblaciones, y se encuentran distribuidas en un grueso disco que se extiende por encima y por debajo de un fino disco en el que se encuentran las estrellas de la población del disco.

A la derecha Era Carinae expulsa masa para no morir

Una estrella que tenga una masa cercana a las 100 masas solares está en peligro y le puede ocurrir como a la que, arriba en la imagen podemos ver, será destruida por su propia radiación y, ni la fuerza de Gravedad puede mantenerla estable.

Gigante roja como Betelgeuse

Estrella de la rama gigante asintótica:

Son estrellas evolucionadas, viejas gigantes rojas a las que les queda poco helio y pronto morirán. Es por eso que la observación de L2 Puppis proporciona datos de los últimos momentos en la evolución estelar. Como estrella del tipo que es, es normal que muestre algo de material a su alrededor.

Estrella que ocupa una franja en el diagrama de Hertzsprung-Russell que es casi paralela a, o justo por encima de, la rama de las gigantes. Las estrellas evolucionan desde la rama horizontal a la rama gigante asintótica cuando han agotado el helio en su núcleo y lo están quemando en una capa alrededor de este.

Los investigadores han observado un centenar de esos cuerpos celestes ricos en rubidio, conocidos como estrellas de la rama asintótica  gigantes. La variedad de estrellas (en sus componentes)m existentes en el Universo es inmensa. Incluso las tenemos que son auténticas diamantes.

Estrella de litio:

Estrella gigante inusual de tipo espectral G, K o M que presenta litio en su espectro. Las reacciones nucleares en o cerca del núcleo de la estrella evolucionada producen berilio, que es transportado por convección a las capas superiores, donde captura un electrón para convertise en litio.

El término es en ocasiones aplicado para referirse a las estrellas T Tauri (que son muy jóvenes y todavía en formación); en estos casos el litio es probable que se hallara en el gas del cual se formó la estrella, y será pronto destruido una vez que la estrella alcance la secuencia principal.

Estrella de mercurio-manganeso:

Estrella químicamente peculiar con una proporción inusualmente alta de manganeso y mercurio con respecto de hierro y una temperatura correspondiente al tipo espectral B tardío. Son estrellas de la secuencia principal, similares a las estrellas Ap, aunque sin evidencias de campos magnéticos intensos.

Estrellas múltiples:

Estrella de metales pesados: Son las que tienen planetas como la Tierra. La colisión de estas estrellas produce el oro y el platino.

Gigante con cantidades inusuales de elementos pesados en su espectro, como las estrellas de bario o las estrellas S.

Estrella de neutrones:

Estrella masiva que al final de sus días se contrae en estrella de neutrones. Son objeto extremadamente pequeño y denso que se cree que se forma cuando una estrella masiva sufre una explosión de supernova de tipo II. Durante la explosión el núcleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, a una densidad de unos 10 con exponente 17 k/m3, los electrones y los protones están tan juntos, que pueden combinarse para formar neutrones.

https://www.youtube.com/watch?v=5pGXqrovaFo

El objeto resultante, consistente sólo en neutrones, se soporta frente a un mayor colapso gravitacional por la presión de degeneración de los neutrones, siempre que su masa no sea mayor que unas dos masas solares (límite de Oppenheimer-Volkoff).

Si el objeto fuese más masivo colapsaría hasta formar un agujero negro. Una típica estrella de neutrones, con una masa poco mayor que la del Sol, tendría un diámetro de apenas 30 km, y una densidad mucho mayor que la que habría en un terrón de azúcar con una masa igual a la de toda la humanidad.

Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones, menor es su diámetro. Se cree que las estrellas de neutrones tienen un interior de neutrones superfluitos (es decir, neutrones que se comportan como un fluido de viscosidad cero), rodeados por una corteza sólida de más o menos un kilómetro de grosor compuesta de elementos como el hierro.

Los pulsares son estrellas de neutrones magnetizadas en rotación. Las binarias de rayos X masivas también se piensa que contienen estrellas de neutrones.

Estrella de quarks:

Estrella hipotética con una densidad intermedia entre la de una estrella de neutrones y la de un agujero negro. Dichas estrellas estarían constituidas por quarks libres. Las fuerzas entre los quarks compensan las fuerzas gravitacionales. Es improbable que las estrellas de quarks existan en la naturaleza, pero algunos modelos de núcleos de estrellas de neutrones sugieren que los neutrones (y los protones) dejan de ser estados ligados para formar un caldo de quarks.

Estrella de referencia:

Estrella cuya posición y -o movimiento propio son conocidos, de manera que puede ser utilizada para definir un sistema de referencia local para las posiciones relativas o los movimientos propios de otras estrellas situadas en la misma área del cielo.

Despues de la Luna y el Sol vino Vega, la primera estrella en ser fotografiada. Fue un trabajo conjunto del astrónomo William Cranch Bond, primer director del Harvard College Observatory, y John Adams Whiple, inventor y fotógrafo americano, pionero en el desarrollo de la astrofotografía y la fotografía nocturna. Ellos también usaron un daguerrotipo para el “retrato” de Vega.

Estrella de silicio: Tipo de estrella Ap en la que hay una abundancia de silicio mayor de la normal.

Estrella Supermasiva:

“La masa estelar es el atributo más importante de una estrella. Junto a la composición, la masa determina su luminosidad, su tamaño y, en última instancia, su destino.”

Viendo estas imágenes podríamos tener un sentimiento de humildad, y, por otra parte, también podríamos pensar que, las estrellas, por muy grandes que puedan ser… ¡No tienen sentimientos, ni ideas, ni pensamientos.

Un peculiar Horizonte de Sucesos en el Centro de una Galaxia

La estrella supermasiva cuando se convierte en un agujero negro se contrae tanto que, realmente desaparece de la vista, de ahí su nombre de “agujeros negros”.  Su enorme densidad genera una fuerza gravitatoria tan descomunal que la velocidad de escape supera a la de la luz, por tal motivo, ni la luz puede escapar de él.  En la singularidad, dejan de existir el tiempo y el espacio, podríamos decir que el agujero negro está fuera, apartado de nuestro Universo, pero en realidad, deja sentir sus efectos, ya que, como antes dije, se pueden detectar las radiaciones de rayos X que emite cuando engulle materia de cualquier objeto estelar que se le aproxime más allá del punto límite que se conoce como Horizonte de Sucesos.

También las hay de Rubidio

Estrella de tecnecio:

Estrella M o estrella de carbono que contiene isótopos de tecnecio. Dado que el isótopo de tecnecio de más larga vivaque puede ser creado por la nucleosíntesis estelar tiene una vida media de 210.000 años, este material debió de haberse creado recientemente en el interior de la estrella y más tarde llevado hacia su superficie.

Estrella de tipo intermedio: Término empleado en ocasiones para referirse a las estrellas con tipos espectrales F o G.

Estrella de tipo tardío:

Estrella con una temperatura superficial más fría que la del Sol, con un tipo espectral K, M, C o S; a menudo, también se incluyen las estrellas G en esta categoría. Las estrellas de tipo tardío pueden ser o bien de baja masa, si son de la secuencia principal, o más masivas que el Sol, si son gigantes o supergigantes. La designación “tardío “proviene de la época en la que se pensaba incorrectamente que las estrellas con espectros K o M eran viejas y evolucionadas.

Estrella de tipo temprano:

Cualquier estrella masiva y caliente de tipo espectral O, B o A. La designación “temprano” deriva de una antigua idea errónea de que las estrellas evolucionaban desde un estado caliente y joven a un estado frío y viejo. El término también se utiliza para referirse al tipo más caliente de cada clase espectral; por ejemplo, una estrella K1 es más temprana que una estrella K5.

Estrella del polo:

La estrella visible a simple vista más próxima a los polos celestes Norte y Sur. La estrella del polo norte es en la actualidad Polaris, y la estrella del polo Sur es Sigma Octantis. No obstante, la posición del polo celeste (y, por tanto, a estrella del polo) cambia con el tiempo debido al efecto de la precesión.

Estrella doble:

Dos estrellas que aparecen próximas entre sí en el cielo. Dichos pares pueden dividirse en dos clases:

Dobles ópticas, donde las componentes no están gravitacionalmente ligadas, y dobles físicas, en las que las estrellas se hayan orbitando en torno a un baricentro común. El término “estrella doble” está restringido frecuentemente al primer grupo, mientras que el término estrella binaria es empleado para el segundo. De hecho, las dobles ópticas son relativamente poco comunes, y la mayoría de las dobles son realmente auténticos sistemas binarios

Si miramos las estrellas en una noche oscura, y las vemos titular como si quisieran decirnos alguna cosa, tenemos que pensar que gracias a ellas estamos aquí, allí se fabricaron los materiales de los que están hechos los seres vivos-

Una estrella hace posible la vida en la Tierra. Las estrellas son mucho más que puntitos brillantes en el cielo, en ellas se “fabrican” los materiales de los que están hechos los mundos..

Me gustaria haber hecho este viaje más completo y con más imágenes de estrellas que representaran a cada una de las clases que en las galaxias existen, sin embargo, diversas circuntancias me impiden llevarlo a la práctica. De todas las maneras y, como una muestra de la riqueza que existe en la familia estelar, creo que está bien para comprender que, el inmenso Universo, siempre nos sorprenderá con su contenido y las maravillas que en él están presentes.

emilio silvera.

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Un sistema triple, consistente en una binaria brillante y una enana roja débil, llamada Próxima Centauro. La binaria consiste en una enana G2 de amplitud -0’01 y una enana K1 de magnitud 1’3. Vistas a simple vista, aparecen como una única estrella y se encuentran a 4’3 años luz del Sol, con cuyas dimensiones se comparan en la imagen. No sería extraño que exista algún planeta alrededor de alguna de estas estrellas, en el que pudiera existir alguna clase de vida.

Claro que, ¡las distancias! nos limitan de nuevo. La NASA ha descubierto un planeta en la zona habitable de Próxima Centauri, y… ¡Quién sabe!

Sabemos que 1 año luz es la distancia recorrida por la luz en un año trópico a través del espacio vacio, y equivale a 9’4607×10¹² km, ó 63.240 Unidades Astronómicas, ó 0’3066 parsecs.

La  Unidad Astronómica es la distancia que separa al planeta Tierra del Sol, y equivale a 150 millones de kilómetros; poco más de 8 minutos luz.

Ahora pensemos en la enormidad de la distancia que debemos recorrer para llegar a Alfa Centauri, nuestra estrella vecina más cercana.

63.240 Unidades Astronómicas a razón de 150 millones de km. Cada una nos dará 9.486.000.000.000 de kilómetros recorridos en un año y, hasta llegar a Alfa Centauri, lo multiplicamos por 4’3 y nos resultarían 40.789.800.000.000 de kilómetros hasta Alfa. La cantidad resultante son billones de kilómetros.

Ahora pensemos que con nuestras actuales naves que alcanzan velocidades de 50.000 km/h, tratáramos de llegar a Alfa Centauro. ¿Cuándo llegaríamos, en el supuesto caso de que no surgieran problemas durante el viaje?

Bueno, en estas condiciones, los viajeros que salieran de la Tierra junto con sus familias, tendrían que pasar el testigo a las siguientes generaciones que, con el paso del tiempo (muchos, muchos siglos), olvidarían su origen y, posiblemente, las condiciones de ingravidez del espacio mutarían el físico de estos seres en forma tal que, al llegar a su destino podrían ser cualquier cosa menos humanos.

Precisamente para evitar este triste final, estamos investigando, haciendo pruebas en viajes espaciales, trabajando en nuevas tecnologías y probando con nuevos materiales, y buscando en nuevas teorías avanzadas, como la teoría M, las respuesta a preguntas que hacemos y de las que hoy no tenemos respuesta, y sin estas respuestas, no podemos continuar avanzando para que, cuando llegue ese lejano día, podamos con garantía salir hacia las estrellas, hacia esos otros mundos que acogerá a la Humanidad, cuyo destino, irremediablemente, está en las estrellas. De material de estrellas estamos hechos y en las estrellas está nuestro destino.

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