Ahora todos hablamos del LHC. Sin embargo, la historia de los aceleradores no comenzó con éste moderno y complejo conglomerado de sofisticadas estructuras que hacen posible que visitemos lugares muy lejanos en el corazón de la materia. Tendríamos que recordar al acelerador lineal también llamado LINAC (linear accelerator) es un tipo de acelerador que le proporciona a la partícula subatómica cargada pequeños incrementos de energía cuando pasa a través de una secuencia de campos eléctricos alternos.

Mientras que el generador de Van de Graaff proporciona energía a la partícula en una sola etapa, el acelerador lineal y el ciclotrón proporcionan energía a la partícula en pequeñas cantidades que se van sumando. El acelerador lineal, fue propuesto en 1924 por el físico sueco Gustaf Ising. El ingeniero noruego Rolf Wideröe construyó la primera máquina de esta clase, que aceleraba iones de potasio hasta una energía de 50.000 eV.

Durante la Segunda Guerra Mundial se construyeron potentes osciladores de radio frecuencia, necesarios para los radares de la época. Después se usaron para crear aceleradores lineales para protones que trabajaban a una frecuencia de 200 MHz, mientras que los aceleradores de electrones trabajan a una frecuencia de 3000 MHz.

El acelerador lineal de protones diseñado por el físico Luis Alvarez en 1946, tenía 875 m de largo y aceleraba protones hasta alcanzar una energía de 800 MeV (800 millones). El acelerador lineal de la universidad de Stanford es el más largo entre los aceleradores de electrones, mide 3.2 km de longitud y proporciona una energía de 50 GeV (50 billones). En la industria y en la medicina se usan pequeños aceleradores lineales, bien sea de protones o de electrones.

El SLAC, ubicado al sur de San Francisco, acelera electrones y positrones a lo largo de algo más de tres kilómetros hacia varios blancos, anillos y detectores ubicados en su finalización. Este acelerador hace colisionar electrones y positrones, estudiando las partículas resultantes de estas colisiones. Construido originalmente en 1962, se ha ido ampliando y mejorando para seguir siendo uno de los centros de investigación de física de partículas mas avanzados del mundo. El centro ha ganado el premio nobel en tres ocasiones. Y, una vez recordada de manera breve la historia, pasaremos directamente al tema que en realidad nos ha tríado aquí: ¡El descubrimiento de los Quarks!

Ahora los medios con los que cuentan los físicos del LHC son inmensamente más eficaces y están más adelantados que aquellos viejos aceleradores que, sin embargo, fueron los pioneros y los que hicieron posible adquirir conocimientos que nos han traído hasta el moderno LHC.

En 1967 se emprendió una serie de experimentos de dispersión mediante los nuevos haces de electrones del SLAC. El objetivo era estudiar más incisivamente la estructura del protón. Entra el electrón de gran energía, golpea un protón en un blanco de hidrógeno y sale un electrón de energía mucho menor, pero en una dirección que forma un ángulo grande con respecto a su camino original. La estructura puntual dentro del protón actúa, en cierto sentido, como el núcleo con las partículas alfa de Rutherford. Pero el problema era aquí más sutíl.

        Richard Edward Taylor

“Richard Edward Taylor fue uno de los veintidós científicos que trabajó intensamente en el acelerador lineal de Stanford (SLAC), en una serie de pruebas experimentales que vinieron a demostrar que los protones y los neutrones son poseedores de una estructura interna, lo que a su vez confirma las predicciones teóricas del neoyorquino Murray Gell-Mann (1929- ), acerca de la existencia de los denominados quarks.

Junto con sus colegas de Stanford junto con Jerome I. Friedman y Henry W. Kendall -con los que luego habría de compartir el Nobel-, Taylor investigó sobre la estructura interna de la materia, en su mínima expresión, para lo que partió del modelo teórico de los quarks, postulado por Gell-Mann y -de forma independiente- G. Zweig. Tras sus descubrimientos experimentales en el acelerado lineal de Stanford, Taylor perfeccionó dicho modelo añadiéndole la existencia de unas subpartículas desconocidas hasta entonces, que luego fueron denominadas leptones; además, introdujo en el modelo teórico de Gell-Mann otras partículas no estructurales, sino de intercambio de fuerza, a las que en Stanford comenzaron a llamar bosones.”

James Bjorken.

            Richard Feynman

Los dos últimos párrafos los he tomado prestados de www.mcnbiografias.com., que es lo que se explica de este tema en casi todas partes. Sin embargo, pocos cuentan que, el equipo de Stanford, dirigido por el físico del SLAC por Richard Taylor y los otros dos físicos del MIT, Jerome Friedman y Henry Kendall, tuvieron la gran suerte de que, Richard Feynman y James Bjorken, metieran sus narices en el proyecto llevados por la curiosidad y como habían prestado  su energía y su imaginación a las interacciones fuertes  y se preguntaban: ¿que habrá dentro del protón?

Amnos, Feynman y Bjorken visitaban con frecuencia Stanford desde su base en el  Cal Tech, en Pasadena. Bjorken, teórico de Stanford, estaba muy interesado en el proyecto experimental y en las reglas que regían unos datos aparentemente incompletos. Estas reglas, razonaba Bjorken, serían indicadoras de las leyes básicas (dentro de la “caja negra”) que controlaba la estructura de los hadrones.

No estaría mal echar una mirada hacia atrás en el tiempo y recordar, en este momento, a Demócrito que, con sus postulados, de alguna manera venía a echar un poco de luz sobre el asunto, dado que él decía que  para determinar  si algo era un á-tomo habría que ver si era indivisible. En el modelo de los quarks, el protón, en realidad, un conglomerado pegajoso de tres quarks que se mueven rápidamente. Pero como esos quarks están siempre ineludiblemente encadenados los unos a los otros, experimentalmente el protón aparece indivisible.

Acordémonos aquí de que Boscovich decía que, una partícula elemental, o un “á-tomo”, tiene que ser puntual. Y, desde luego, esa prueba, no la pasaba el protón. El equipo del MIT y el SLAC, con la asesoría de Feynman y Bjorken, cayó en la cuenta de que en este caso el criterio operativo era el de los “puntos” y no el de la indivisibilidad. La traducción de sus datos a un modelo de constituyentes puntuales requería una sutileza mucho mayor que el experimento de Rutherford.

Precisamente por eso era tan conveniente fue tan conveniente para Richard Edward Taylor y su equipo, tener a dos de los mejores teóricos del mundo en el equipo aportando su ingenio, agudeza e intuición en todas las fases del proceso experimental. El resultado fue que los datos indicaron, efectivamente, la presencia de objetos puntuales en movimiento dentro del protón.

En 1990 Taylor, Friedman y Kendall recogieron su premio Nobel por haber establecido la realidad de los quarks. Sin embargo, a mí lo que siempre me ha llamado más la atención es el hecho cierto de que, este descubrimiento como otros muchos (el caso del positrón de Dirac, por ejemplo), han sido posible gracias al ingenio de los teóricos que han sabido vislumbrar cómo era en realidad la Naturaleza.

A todo esto, una buena pregunta sería: ¿cómo pudieron ver este tipo de partículas de tamaño infinitesimal, si los quarks no están libres y están confinados -en este caso- dentro del protón?  Hoy, la respuesta tiene poco misterio sabiendo lo que sabemos y hasta donde hemos llegado con el LHC que, con sus inmensas energías “desmenuza” un protón hasta dejar desnudos sus más íntimos secretos.

                    Este es, el resultado ahora de la colisión de protones en el LHC

Lo cierto es que, en su momento, la teoría de los Quarks hizo muchos conversos, especialmente a medida que los teóricos que escrutaban los datos fueron imbuyendo a los quarks una realidad creciente, conociendo mejor sus propiedades y convirtiendo la incapacidad de ver quarks libres en una virtud. La palabra de moda en aquellos momentos era “confinamiento”. Los Quarks están confinados permanentemente porque la energía requerida para separarlos aumenta a medida que la distancia entre ellos crece. Esa es, la fuerza nuclear fuerte que está presente dentro del átomo y que se encarga de transmitir los ocho Gluones que mantienen confinados a los Quarks.

Así, cuando el intento de separar a los Quarks es demasiado intenso, la energía se vuelve lo bastante grande para crear un par de quark-anti-quark, y ya tenemos cuatro quarks, o dos mesones. Es como intentar conseguir un cabo de cuerda. Se corta y… ¡ya tenemos dos!

¿Cuerdas? Me parece que estoy confundiendo el principal objetivo de este trabajo y, me quiero situar en el tiempo futuro que va, desde los quarks de Gell-Mann hasta las cuerdas de Veneziano y John Schwarz y más tarde Witten. Esto de la Física, a veces te juega malas pasadas y sus complejos caminos te llevan a confundir conceptos y  momentos que, en realidad, y de manera individualizada, todos han tenido su propio tiempo y lugar.

¿Cuántas veces no habré pensado, en la posibilidad de tomar el elixir de la sabiduría para poder comprenderlo todo? Sin embargo, esa pósima mágica no existe y, si queremos saber, el único camino que tenemos a nuestro alcance es la observación, el estudio, el experimento… ¡La Ciencia!, que en definitiva, es la única que nos dirácomo es, y como se comporta la Naturaleza y, si de camino podemos llegar a saber, por qué lo hace así…¡mucho mejor!

emilio silvera

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La estrella masiva IRS 4 comienza a desplegar sus alas. Nacida hace sólo unos 100.000 años, el material expulsado de esta estrella “recién” nacida ha formado la nebulosa llamada Sharpless 2-106 (S106) que se ve en la imagen. El gran disco de polvo y de gas que orbita la fuente infrarroja IRS 4, visible en rojo oscuro cerca del centro de la imagen, da a la nebulosa la forma de un reloj de arena o de una mariposa.

El gas de S106 cerca de 4 IRS actúa como una nebulosa de emisión ya que emite luz después de haber sido ionizado, mientras que el polvo lejano procedente de IRS 4 refleja la luz de la estrella central y, por tanto, actúa como una nebulosa de reflexión. El examen detallado de imágenes como ésta ha podido desvelar la existencia de cientos de estrellas enanas marrones de masa baja que rondan por el gas de la nebulosa. S106 se extiende unos 2 años luz y se encuentra a unos 2.000 años-luz de distancia en la constelación del Cisne.

El nacimiento y evolución de las estrellas depende de su masa. Se forman a partir de una nebulosa que se compone de partículas de polvo e hidrógeno gas. La gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por reacciones nucleares.

Después de decenas de millones de años, la estrella central, con más masa, empieza a agotar su combustible nuclear y explota como una supernova, dejando tras ella un púlsar. Después de unos diez mil millones de años. Una estrella con menos masa, comienza también a llegar al final de su vida. Este núcleo se desploma, formando una nebulosa planetaria.

Esta nebulosa llena de color, denominada NGC 604, es uno de los mayores y mejores ejemplos de nacimiento estelar en una galaxia cercana. La nebulosa NGC 604 es semejante a otras regiones de formación de estrellas en la Vía Láctea que nos resultan familiares, como la nebulosa de Orión, pero en este caso nos hallamos ante una enorme extensión que contiene más de 200 brillantes estrellas azules inmersas en una resplandeciente nube gaseosa que ocupa 1.300 años-luz de espacio, unas cien veces el tamaño de la Nebulosa de Orión, la cual aloja exactamente cuatro estrellas brillantes centrales. Las luminosas estrellas de NGC 604 son extremadamente jóvenes, ya que se han formado hace tres millones de años.

La mayor parte de las estrellas calientes y masivas componen un amplio cúmulo en el interior de una cavidad cercana al centro de la nebulosa. Los vientos de las estrellas azules, así como las explosiones de supernovas, son los agentes de tal erosión. Las más pesadas estrellas en NGC 604 superan en 120 veces la masa de nuestro Sol, y su temperatura superficial alcanza unos 40.000º K. Un torrente de radiación ultravioleta fluye desde estos lugares, lo que hace brillar el gas nebular circundante.

                                                                                            Galaxia M 33

La nebulosa NGC 604 está en un brazo espiral de la cercana galaxia M33, a 2.7 millones de años-luz hacia la constelación del Triángulo. M33 forma parte del Grupo Local de galaxias, que también incluye a la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda; como ésta, puede ser observada a través de unos binoculares. Fue registrada por primera vez en 1.784 por el astrónomo inglés William Herschel. En nuestro Grupo Local, sólo la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes excede a NGC 604 en el número de estrellas recientes, a pesar de su tamaño ligeramente inferior.

Estos delicados filamentos son residuos de una explosión estelar ocurrida en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia visible en el cielo austral, situada a 160.000 años-luz de distancia, que acompaña a la Vía Láctea. Proceden de la muerte de una estrella masiva en una explosión de supernova, cuya fenomenal luz alcanzaría la Tierra hace varios miles de años. Este material filamentario será finalmente reciclado para la construcción de nuevas generaciones estelares en la Gran Nube de Magallanes. Nuestro propio Sol y planetas están constituídos de residuos similares de supernovas que explotaron en nuestra galaxia hace miles de millones de años.

Esta estructura alberga una estrella de neutrones muy potente que puede ser el resto central de la explosión. Resulta muy común para el núcleo de una estrella que explota como supernova, disfrutar de una nueva vida en forma de estrella de neutrones giratoria, o púlsar, tras despojarse de sus capas externas. En el caso de N49, no sólo nos hallamos ante una simple estrella de neutrones que gira cada 8 segundos: tambien posee un robusto campo magnético mil millones de veces más potente que el campo magnético terrestre. Esta notable característica coloca a esta estrella en la clase exclusiva de objetos denominados “magnetars”.

El 5 de Marzo de 1.979 esta estrella de neutrones desencadenó un episodio histórico de explosión de rayos gamma que fue detectado por numerosos satélites. Los rayos gamma portan millones de veces más energía que los fotones visibles, pero la atmósfera terrestre nos protege bloqueando los procedentes del espacio exterior. Desde la estrella de neutrones de N 49 ha surgido emisión de rayos gamma en varias ocasiones posteriores.

              Así se verá la Tierra cuando el Sol se convierte en una gigante roja

La Tierra, un día lejano aún en el tiempo (4.500 Millones de años) se verá engullida por el Sol, que una vez agotado su combustible nuclear, se convertirá en una gigante roja como la que arriba podemos contemplar y, en su crecimiento, arrasará los planetas que queden dentro de sus dominios.

Una gigante roja alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. En esta época se expande hasta el punto de devorar los planetas que pudiera haber a su alrededor, si tenia un sistema planetario.

           Restos filamentarios de una supernova

La supernova es un evento poco común. En cada galaxia se suelen dar una explosión cada 200 años. En estas explosiones, la mayor parte de la masa de la estrella original se lanza a grandes velocidades. Durante algunos días, la supernova radía la misma energía que durante toda su vida, llegando a brillar más que el conjunto de estrellas que residen en su galaxia. Con el paso de los años, el remanente de la supernova se esparcirá, creando una nebulosa.

La foto del Telescopio Espacial Hubble muestra los restos de la supernova M1 (NGC 1952).

El telescopio Hubble continua revelando llamativos e intrincados tesoros en las cercanías; en este caso, una intensa región de formarción de estrellas conocida como la Gran Nebulosa de Orion. Esta joya es un lazo chocante alrededor de luna estrella muy joven, LL Orion, mostrada en esta foto.

Esta estructura en forma de arco es en realidad una onda de choque de medio año-luz de tamaño, creada cuándo el viento estrelar procedente de la estrella joven LL Orionis colisiona con el caudal procedente de la Nebulosa de Orion. A la deriva, dentro de la cuna estrellar de Orion, y todavía en su fase de formación, la estrella variable LL Orionis genera un viento más energético que el viento de nuestro propio Sol, una estrella de mediana edad. Como que el rápido viento estrellar choca con el gas que se mueve lentamente, se forma un frente de choque análogo a la ola que crea la proa de un barco desplazándose a través del agua o de un avión viajando a velocidad supersónica.

Una gran cantidad de estrellas no son solitarias, sino que pertenecen a sistemas formados por dos o más estrellas, en los que puede resultar difícil la formación de planetas debido a la inexistencia de órbitas estables: los protoplanetas se verían arrastrados en una y otra dirección por las influencias gravitatorias de las diferentes estrellas. En estos sistemas es probable que lo único que se forme sean pedazos de escombros cósmicos como los que existen en nuestro cinturón de asteroides.

El proceso de formación de planetas es muy eficiente. Inicialmente, las colisiones entre los planetésimos ocurren a baja velocidad, así que colisionan objetos que tienden a fusionarse y crecer. A una distancia Tierra-Sol típica, un objeto de 1 km tarda sólo unos 1000 años en crecer hasta 100 km. Otros 10.000 años producen protoplanetas de casi 1000 km de diámetro, los cuales crecen en 10.000 años más hasta protoplanetas de casi 2000 km de diámetro. Así, objetos del tamaño de la Luna pueden formarse en tan poco tiempo como 20.000 años.

A medida que los protoplanetas se hacen más grandes y masivos, su gravedad crece. Cuando algunos objetos alcanzan un tamaño de unos 1000 km, empiezan a atraer al resto de objetos más pequeños. La gravedad atrae a los acúmulos de roca del tamaño de asteroides, a velocidades cada vez más altas. Van tan rápido que cuando colisionan, no se fusionan sino que se pulverizan. Mientras los protoplanetas más grandes continúan creciendo, el resto se convierten mutuamente en polvo.

El núcleo del cúmulo globular NGC 6397 parece un cofre repleto de relucientes joyas. Donde los astrónomos han descubierto la existencia de veloces enanas blancas. Está situado a 8.200 años-luz hacia la constelación austral del Ara, y se encuentra entre los más cercanos al Sistema Solar. Las estrellas se encuentran aquí muy juntas, con un espacio entre ellas de unas semanas-luz, mientras que nos separan cuatro años-luz de la estrella más cercana al Sol, Alfa Centauri. La densidad estelar supera en este lugar un millón de veces las proximidades de nuestro sistema.

Las estrellas de NGC 6397 se hallan en constante movimiento y se producen muchas colisiones. Aún así, transcurren millones de años antes de que se produzca alguna colisión. Estas imágenes del Hubble tienen como objetivo la investigación de los remanentes de los choques estelares y encuentros cercanos. Tras un choque directo, dos estrellas pueden fusionarse y generar una nueva estrella denominada “azul rezagada”; estas jóvenes estrellas, muy calientes y brillantes, destacan entre los viejos astros que componen la mayoría de un cúmulo globular.

Si dos estrellas se acercan lo suficiente, pero sin llegar a chocar, puede producirse una captura y ambas permanecerán gravitacionalmente unidas. Un tipo de binaria originada de este modo son las “variables cataclísmicas”: una estrella normal que consume hidrógeno nuclear en compañía de una enana blanca. La enana blanca extrae material de la superficie de su compañera; este material conforma un disco de acreción que ciñe a la enana blanca para caer finalmente hasta su superficie. Como resultado observamos una variación en el brillo estelar. El calor producido mediante el proceso de acrección genera tambien grandes cantidades de luz ultravioleta y azul.

Como si fuera una mariposa, esta estrella enana blanca comienza su vida envolviéndose en un capullo. Sin embargo, en esta analogía, la estrella sería más bien la oruga y el capullo de gas expulsado la etapa verdaderamente llamativa y hermosa.

La nebulosa planetaria NGC 2440 contiene una de las enanas blancas conocidas más calientes. La enana blanca se ve como un punto brillante cerca del centro de la fotografía. Eventualmente, nuestro Sol se convertirá en una “mariposa enana blanca”, pero no en los próximos 5 mil millones de años.

Las estrellas conocidas como “enanas blancas” pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

                                  La la Nebulosa Esquimal en rayos X

La Nebulosa Esquimal NGC 2392, también llamada “huevo podrido”, se encuentra en la constelación de Geminis, a unos 5000 años luz de la Tierra. La imagen se obtuvo el 10 de enero del 2000, después de la reparación efectuada por los astronautas en el telescopio espacial Hubble. En la foto, el nitrógeno se ve de color rojo, el hidrógeno verde, el oxígeno azul y el helio violeta.

La NGC 2392 es una nebulosa planetaria. En realidad, las nebulosas llamadas planetarias poco tienen que ver con los planetas. Hoy en día se denomina nebulosa planetaria a burbujas de gases expulsados por estrellas de tipo solar moribundas.

Esta nebulosa planetaria fue estudiada por vez primera por William Herschel en 1787. Según parece, durante la fase de gigante roja, la estrella central originó un anillo ecuatorial denso que se expande a unos 115.000 km/h. Más tarde, al hacer explosión la estrella central (hace 10.000 años), se produjo un viento estelar de alta velocidad (1,5 millones de km/h) que, al chocar con el anillo, dió lugar a las dos burbujas o lóbulos polares en rápida expansión que aquí se observan parcialmente superpuestos. La capucha de piel del esquimal es en realidad un conjunto de objetos con forma de cometa dispuestos radialmente. El diámetro de los lóbulos polares es aproximadamente de medio año luz.

  Aquí la vemos con nueva luz cuando el Hubble se acercó a las inmediaciones de la “cabeza de caballo” en Orión

Las Nebulosas planetarias adoptan variadas y extrañas formas. En último lugar vemos a MyCn18 o Nebulosa Reloj de Arena. Se encuentra a 8.000 años luz de distancia. MyCn18 se ve formada por dos anillos grandes y uno más pequeño, con un aspecto muy parecido al de la supernova 1987A. Los diferentes componentes de esta estructura en forma de reloj de arena no están alineados. Por fuerza, este descentramiento, que también se ha observado en el núcleo de algunas galaxias, alrededor de lo que podría ser un agujero negro, ha de tener alguna explicación, desconocida por el momento.

La estrella central de esta nebulosa planetaria con forma de reloj de arena se está muriendo. Con su combustible nuclear agotado, esta breve y espectacular fase final en la vida de una estrella tipo Sol ocurre cuando sus capas externas son expulsadas. Su núcleo se convierte en una fría y desvaneciente enana blanca.

En 1995, Los astronómos utilizaron el Telescopio Espacial Hubble (HST) para tomar una serie de imágenes de nebulosas planetarias, incluida esta. La nitidez sin precedentes de las imágenes del Hubble revelan detalles del proceso de expulsión de la nebulosa y puede ayudar a resolver el misterio sobre la variedad de complejas formas y simetrías de las nebulosas planetaria

La Nebulosa Eta Carina (o Gran Nebulosa Carina) es una enorme nebulosa difusa, mucho más grande que la famosa Nebulosa de Orión. En la foto, nubes frías y calientes en la nebulosa Carina.

Quilla o Carina, es una constelación del hemisferio sur situada entre las de la Vela, la Popa, el Pez Volador y el Camaleón. Junto con las dos primeras formaba la antigua constelación de Argos. La Vía Láctea atraviesa esta constelación, cuya estrella principal, Alpha Carinae o Canopus, es la más brillante del cielo después de Sirio.

También destaca en esta constelación la estrella Eta Carinae, una estrella variable que fue observada por Edmund Halley en 1677, cuando tenía magnitud 4. Hacia 1843 se hizo tan brillante como Canopus, pero desde 1900 su magnitud varía entre 6 y 8.

Alrededor de esta estrella se encuentra una nebulosa de dos grados de ancho y muy fácil de observar, incluso con prismáticos. La constelación también contiene varios cúmulos abiertos de estrellas, algunos de ellos bastante brillantes.

                         La Nebulosa del Cisne vista de otra manera

Esta perfecta tormenta de gas en la turbulenta Nebulosa del Cisne, M17, se encuentra en Sagitario, a 5.500 años-luz de la Tierra. Se trata de un burbujeante océano de hidrógeno candente con trazas de otros elementos, como oxígeno y azufre. Denominada también Nebulosa Omega, actúa como semillero de nuevos astros.

El torrente de radiación ultravioleta emitido por estrellas masivas esculpe e ilumina diseños ondulados en el gas. Estas estrellas de reciente formación están situadas fuera del campo de la imagen, arriba a la izquierda. El brillo de estas ondulaciones realza la estructura tridimensional del objeto. La radiación ultravioleta excava y calienta las superficies de las frías nubes de hidrógeno, que brillan así en rojo y naranja.

El intenso calor y presión generan un flujo de material desde estas superficies, creando una cortina verdosa de gas encendido que enmascara la estructura de fondo. La presión en los extremos de las ondas puede desencadenar una nueva formación estelar en su interior. Los colores representan los diversos gases, rojo para el azufre, verde el hidrógeno y azul para el oxígeno.

                                        La nebulosa Henize 3-1475

La nebulosa Henize 3-1475 está hacia la constelación de Sagitario a unos 18.000 años-luz. Su estrella central supera en 12.000 veces la luminosidad solar, y pesa entre 3 y 5 veces más. Con una velocidad de 4 millones de kilómetros por hora, sus jets son los más veloces nunca descubiertos. Resultan intrigantes también las estructuras en embudo que conectan los cúmulos de material más internos con la región nuclear. Los astrónomos la llaman “nebulosa Manguera de Jardín”.

Los jets son extensos flujos de gas que se desplazan velozmente, hallados cerca de muchos objetos del Universo, tales como estrellas jóvenes, nebulosas planetarias, o surgiendo desde agujeros negros y estrellas de neutrones. Su origen resulta incierto, pero parecen emanar desde pequeñas regiones donde ni siquiera el Hubble puede penetrar.

El material no fluye suavemente, sino a a intervalos de unos 100 años, creando aglomeraciones de gas que se alejan a altísimas velocidades. Se desconoce la razón de este flujo intermitente, aunque podría deberse a algún ciclo magnético de la estrella central (similar al ciclo solar de 22 años) o a la interacción con una estrella compañera.

La galaxia Andrómeda es una galaxia espiral, similar a la nuestra, aunque algo mayor. A una distancia de 2,2 millones de años luz, la galaxia Andrómeda es, al mismo tiempo, la galaxia espiral más cercana y el objeto más distante que se puede observar a simple vista. Antes de determinar su naturaleza por medio de poderosos telescopios, fue erróneamente considerada una nebulosa, o nube de materia interestelar. Por medio del telescopio se ve que junto a ella hay otras galaxias, de las cuales las más sobresalientes son dos pequeñas galaxias de forma elíptica.

                         Andrómeda M 31

Su forma y sus dimensiones la convierten en una versión ampliada de nuestra propia galaxia. Durante los últimos años, los científicos han descubierto que la Vía Láctea es una galaxia caníbal que se ha devorado – y seguirá devorándose – a otras galaxias más pequeñas. Y parece que Andrómeda, no se queda atrás: nuestra vecina se está tragando a sus dos pobres galaxias satélites. Es lógico, porque la gravedad manda en el universo y el canibalismo galáctico parece ser moneda corriente. De hecho, la atracción gravitatoria de la Vía Láctea y Andrómeda hace que ambas se estén acercando la una a la otra a considerable velocidad y, dentro de unos pocos miles de millones de años, se podrá celebrar el matrimonio que las convertirá en una sola y enorme galaxia.

La Vía Láctea, Andrómeda y las nubes de Magallanes forman parte de un grupo de 30 galaxias denominado “el grupo local” que abarca unos 10 millones de años luz. La mayoría de las galaxias del grupo local son de forma elíptica y contienen menos de una milésima del número de estrellas que tienen Andrómeda, la Vía Láctea o M33. De hecho, después de estas tres galaxias, las nubes de Magallanes resultan ser las mayores del grupo, que a su vez, es una parte exterior del Cúmulo Virgo, que comprende miles de galaxias.

                                                              Objeto de Hoag

¿Es una galaxia o son dos? Esta pregunta surgió cuando el astrónomo Art Hoag en 1950 encontró este extraño objeto extragaláctico. La parte exterior del anillo está dominado por brillantes estrellas azules, mientras que cerca del centro yacen estrellas mucho más rojas y probablemente más viejas. Entre los dos está un espacio que aparece en casi completa oscuridad.

Cómo se formó el Objeto de Hoag es aún desconocido, aunque objetos similares se han identificado y han sido llamados colectivamente como galaxias en anillo. Las hipótesis de su origen incluyen una colisión de galaxias hace billones de años e interacciones gravitacionales envolviendo un inusual objeto con forma de núcleo.

Esta fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble en Julio del 2001 revela detalles sin precedentes del Objecto de Hoag y podría dar vida a un mejor entendimiento. El Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 años luz y está situado a alrededor de 600 millones de años luz hacia la constelación de la Serpiente. Coincidentemente y visible en el espacio vacío hay otra galaxia en anillo, que probablemente se ubique a una distancia más lejana.

NGC 4603 se encuentra a 108 millones de años luz, en el cúmulo de galaxias de Centaurus, uno de los más masivos. Es la galaxia más lejana en la que se han podido estudiar las variaciones periódicas de brillo de estrellas cefeidas. Las cefeidas de mayor tamaño y brillo tienen periodos más largos que las pequeñas. Esta relación entre periodo y masa permite calcular con precisión su distancia.

                                                                                                                  NGC 4603

Aunque tienen un potente brillo, las Cefeidas son tenues y difíciles de encontrar a muy grandes distancias (las estrellas de la imagen de arriba, con su brillo “puntiagudo”, son objetos de fondo). Gracias a la aguda visión del Telescopio Espacial Hubble, se han identificado más de 36 señales cefeidas en NGC 4603, desde ahora la galaxia más distante en la que se hayan identificado estas estrellas. De hecho, utilizando este telescopio para seleccionar cefeidas en galaxias más cercanas que NGC 4603, el Equipo del Programa Fundamental Hubble ha anunciado recientemente el final de 8 años de esfuerzos para medir de manera precisa las distancias galácticas y la velocidad promedio de expansión del universo, la constante de Hubble.

Comparando las distancias galácticas y las velocidades de recesión , el equipo reporta que la constante de Hubble es igual a 70 kilómetros por segundo por megaparsec, con una incertidumbre de 10 porciento. Esto significa que una galaxia incrementa su velocidad de recesión aparente en 257,000 km/h por cada 3.3 millones de años-luz de recorrido. Cuando fue lanzado en 1990, una de las principales metas del Telescopio Espacial Hubble fue la medición exacta de la constante de Hubble.

                                               Galaxia del Sombrero

La Galaxia del Sombrero, Messier 104, es muy grande; visualmente es un quinto del tamaño de la Luna en un telescopio. Está a unos 30 millones de años-luz de la Tierra, en el cúmulo de Virgo. Se llama así porque su forma parece la de un sombrero de charro. Esta galaxia espiral, catalogada como galaxia NGC 4594, se ve de canto, y destaca en ella una banda oscura que parece dividirla longitudinalmente en dos, y que se encuentra formada por inmensas nubes oscuras. La masa de la galaxia del Sombrero duplica la de la nuestra. Si pudiéramos observar la nuestra de la misma manera, presentaría un aspecto similar a la del Sombrero.

¿Por qué la Galaxia del Sombrero se parece a un sombrero? Las razones incluyen el gran conglomerado de estrellas hacia la zona central de la galaxia y el prominente borde oscuro de polvo, que rodea la galaxia y que desde nuestra perspectiva, se observa de costado. Miles de millones de viejas estrellas causan el gran brillo central de M104, mientras una inspección más detallada del anillo, muestra intrincadas estructuras que los astrónomos no entienden todavía. El mismo centro de la galaxia del Sombrero radia en el espectro electromagnético y se piensa que aloja un agujero negro supermasivo.

Esta imagen fue hecha combinando 3 imágenes CCD, tomadas en, aproximadamente, los colores primarios; rojo, verde y azul, con lo cual fue posible crear una imagen con colores verdaderos. Cada imagen fue procesada por un detector de variaciones de sensibilidad para luego quitarle las regiones incorrectas causadas por defectos de fabricación y por la llegada de rayos cósmicos al telescopio.

                                                                           Galaxias de Las Antenas

Las colisiones entre galaxias pueden ser determinantes en la creación de nuevos planetas. El Observatorio de rayos X Chandra ha descubierto ricos depósitos de neón, magnesio y silicio en un par de galaxias en colisión llamadas Las Antenas. Los depósitos están localizados en enormes nubes de gas caliente. Cuando las nubes se enfríen, dicen los científicos, se debería formar una gran cantidad de estrellas y planetas. Estos resultados podrían augurar el destino de nuestra propia Vía Láctea y su futura colisión con la galaxia Andrómeda.

Cuando las galaxias colisionan, los choques directos entre estrellas son muy raros, pero las colisiones entre las enormes nubes de gas de las galaxias provocan un crecimiento en la tasa de natalidad estelar. Las estrellas masivas recién nacidas evolucionan rápidamente en unos pocos millones de años y explotan como supernovas. Los elementos pesados fabricados en estas estrellas son expulsados por las explosiones y enriquecen el gas que las rodea a lo largo de miles de años luz.

A una distancia de unos 60 millones de años, el sistema de Las Antenas es el ejemplo más cercano de una colisión entre dos grandes galaxias. La colisión, que empezó hace un par de cientos de millones de años, ha sido tan violenta que el gas y las estrellas de las galaxias han sido eyectados en dos largos arcos que le dan su nombre al sistema.

La galaxia NGC 6782 tiene una forma de espiral casi circular, sin embargo la foto dista mucho de mostrarnos una forma de círculo. Esta foto fue captada por el Telescopio Espacial Hubble el 1 de Noviembre del 2001 y logró ésta forma al exponer el telescopio a una visión en luz ultravioleta. Este tipo de luz es generada por estrellas mucho más calientes que nuestro Sol, de una zona de furiosa formación de estrellas.

Del disco azul surgen dos brazos en espiral que se recortan contra la luz dorada de estrellas más antiguas. Este impresionante y hermoso conjunto, es todavía un enigma para los astrónomos.

La apariencia de una galaxia puede depender fuertemente del color de la luz con la cual es observada. Esta imagen tomada por el Hubble de NGC 6782 ilustra un pronunciado ejemplo de este efecto. Esta galaxia espiral, cuando es vista por luz visible, muestra una separación en los brazos en espiral que le dan una forma de molinete similar a cualquier otra galaxia espiral. Sin embargo, cuando la galaxia es observada con luz ultravioleta por el Hubble, su forma es completamente diferente.

                                                                                                  la Galaxia NGC 3370

La galaxia NGC 3370 es muy parecida a nuestra Vía Láctea y está a unos 100 millones de años luz, en dirección de la constelación de Leo. Esta foto obtenida por el Telescopio Espacial Hubble permite ver muchos de sus detalles. Se han podido identificar algunas estrellas pulsantes individuales, llamadas Cefeidas, que pueden ser usadas para calcular la distancia a la NGC 3370. Esta galaxia espiral fue elegida debido a que en 1994 estalló una de sus estrellas como una supernova tipo Ia. Conociendo la distancia a la galaxia, se ha podido calibrar este tipo de supernova para determinar así distancias a otras supernovas similares ocurridas a distancias mucho mayores, revelando así el tamaño y la expansión del Universo.

Comparando las supernovas cercanas con las más distantes, podemos determinar que el Universo se encuentra acelerando su expansión y que contiene una misteriosa energía oscura. Pero, para medir el tamaño del Universo y su tasa de expansión, debemos calibrar el verdadero brillo de estas supernovas. De ahí su importancia, ya que se puede determinar su distancia gracias a la existencia de estrellas más tenues de brillo conocido en su vecindad y, con ello, calibrar las medidas en el Universo.

Las estrellas tenues que se usan como estándares de brillo son las estrellas variables conocidas como Cefeidas, cuyo brillo varía regularmente con un periodo que se encuentra directamente relacionado con su brillantez intrínseca. Ello permite conocer directamente la distancia de la galaxia NGC3370 y a la supernova SN1994ae mediante la observación de la variación de una o varias de estas estrellas en forma individual, algo que sólo se puede hacer con el Hubble. Las observaciones detectan varias Cefeidas e indican que se trata de las más distantes que se han observado.

El telescopio espacial Hubble captó imágenes de nuestra vecina Galaxia espiral cerrada NGC 1512, situada a 30 millones de años luz de la Tierra, utilizando rayos de luz de diferentes longitudes de onda. La galaxia está ubicada en la constelación Horologium y puede ser vista por telescopios comunes y corrientes debido a que está relativamente cercana. La NGC 512 tiene una extensión de 70.000 años luz, un tamaño parecido al de nuestra Vía Láctea. El Hubble utilizó un rango de rayos desde el infrarrojo hasta el ultravioleta para ver la galaxia por partes. El núcleo tiene un ancho de 2.400 años luz. Los astrónomos encontraron un anillo de estrellas enanas en el núcleo.

Los astrónomos que estudian el anillo circumnuclear de NGC 1512 están interesados particularmente en ver cómo se desarrollan los ciclos de formación estelar, a partir del material gaseoso que cae hacia el núcleo de la galaxia. El oscurecimiento de los cúmulos debido al polvo parece ser un fenómeno intermitente. Los cúmulos o están completamente ocultos, rodeados por sus nubes maternas, o casi completamente expuestos.

Es destacable la similitud que hay en las características de estos estallidos de formación estelar y los de otros que se han estudiando en detalle con el Hubble. Los anillos circumnucleares son comunes en las galaxias espirales barradas. Los astrofísicos creen que son estas barras las que sirven de despensa de material a los anillos.

Esta foto del Telescopio Espacial Hubble muestra en detalle una galaxia tardía, un pequeño sistema de estrellas y gas que parece aún encontrarse en pleno proceso de desarrollo, mientras la mayoría de sus congéneres comenzaron a formarse hace miles de millones de años. La evidencia de su extrema juventud se halla en la explosión de estrellas recién nacidas. Todo indica que esta galaxia, denominada POX 186, se originó cuando dos pequeños grumos de gas y estrellas colisionaron hace menos de 100 millones de años provocando la formación de nuevas estrellas.

Esta imagen del Hubble respalda las teorías de formación galáctica a partir del ensamblaje de pequeños bloques compuestos de gas y estrellas. Estos bloques se originaron poco tiempo después del Big-Bang, el acontecimiento creador del Universo. Sin embargo, se trata de un hallazgo sorprendente debido a su notable cercanía en el espacio ya que POX 186 se encuentra a sólo 68 millones de años-luz, hacia Virgo. Pertenece al grupo de galaxias conocido como enanas compactas azules debido a su reducida extensión y su colección de estrellas azules calientes. Su tamaño de 900 años-luz y unos 10 millones de estrellas, resultan insignificantes. La Vía Láctea mide unos 100.000 años-luz y alberga 100.000 millones de estrellas.

Este reciente sistema está situado en una región de espacio muy vacía, con sus vecinos galácticos más próximos a nada menos que 30 millones de años-luz. El encuentro gravitatorio entre los pequeños cúmulos de los que se formó, tuvo que demorarse más que si hubiera sucedido en regiones del espacio más densas. No obstante las estrellas más viejas que pueblan POX 186 rondan los mil millones de años. Se cree que las galaxias menos masivas del Universo han sido las últimas en formarse.

                                  Agujero Negro supermasivo

Cuando el gas y el polvo interestelares de una nebulosa se condensan, se forma una protoestrella que emite chorros de materia. Ésta continúa condensándose por gravitación al tiempo que se calienta. Cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella llega a 10 millones de grados, se inician una serie de reacciones nucleares y nace una estrella nueva. Más adelante, la corteza del astro sufre una expansión acompañada de calentamiento, lo que da lugar a la formación de una gigante roja, de diámetro entre 10 y 100 veces el del Sol. Si la gigante roja es muy grande, produce hierro y otros elementos pesados, aumenta de tamaño y se transforma en supergigante. Después estalla y libera la materia en el espacio. Si sólo estalla la parte externa y el núcleo tiene suficiente masa, se convierte en un agujero negro.

Los agujeros negros pueden formarse durante el transcurso de la evolución estelar. Cuando el combustible nuclear se agota en el núcleo de una estrella, la presión asociada con el calor que produce ya no es suficiente para impedir la contracción del núcleo debida a su propia gravedad. A densidades mayores de un millón de veces la del agua, aparece una presión debida a la alta densidad de electrones, que detiene la contracción en una enana blanca. Si la densidad es mayor, se convierte en agujero negro.

¿Por qué los alrededores de algunos agujeros negros son más brillantes que otros? En el centro de las galaxias activas predominan los agujeros negros supermasivos de al menos miles de veces la masa del Sol. Muchos de ellos, denominados Seyfert Tipo I, son muy brillantes en el espectro de la luz visible. Otros, los Seyfert Tipo II son bastante débiles.

La diferencia podría estar provocada porque la acrección de algunos agujeros negros arrastra mucha más materia que otras. También podría deberse a que los agujeros negros que ocupan el centro de las galaxias Seyfert Tipo II estuvieran oscurecidos por un toroide alrededor de ellos.

Para ayudarnos a decidir entre las dos hipótesis, se ha observado en rayos X la galaxia cercana NGC 4388, de tipo Seyfert II. Se ha descubierto que el flujo de rayos X en algunos colores (de rayos X) varía rápidamente, mientras que en otros es bastante estable.

El flujo constante y la absorción aparente de algunos colores de rayos X muy concretos por el hierro frío nos ofrecen evidencias de que estamos observando el agujero negro central de NGC 4388 a través de un toroide muy denso compuesto de gas molecular y polvo.

                       Choque entre Galaxias

Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble releva los fuegos artificiales en el centro de una colisión entre dos galaxias. El Hubble ha descubierto más de mil racimos de estrellas jóvenes que estallan a la vida como resultado de este choque frontal.

Hay sucesos en el Universo que aún no sabemos explicar. ¿Cómo podrían dos estrellas jóvenes dotar de energía a estas nubes de gas interestelar? Ocultas tras estas gruesas nubes de polvo, las dos estrellas emiten iones y radiation de alta energía, que hacen que las nubes se fragmenten y resplandezcan.

La imagen, tomada por la unidad Melipal del telescopio VLT, del Observatorio Europeo del Sur, resuelve con espléndido detalle el complejo BAT99-49 de esta nebulosa. La luz emitida por los átomos de helio se registra en azules, la del oxígeno en verdes y la del hidrógeno en rojos.

Una de las estrellas de este duo es del tipo enigmático Wolf-Rayet, mientras que la otra es una estrella O masiva. Esta pareja estelar y su nebulosa se encuentran en la Gran Nube de Magallanes, la más grande de las galaxias-satélite de nuestra Vía Láctea.

Las estrellas Wolf-Rayet constituyen uno de los objetos más calientes del universo, mientras que las O son las más energéticas y masivas de la secuencia principal de evolución estelar.

Aunque rodeada de lo que puede parecer como humo, el objeto conocido como “la estrella flameante” crea energía primariamente de la fusión nuclear, como otras estrellas.

El fuego, tipicamente definido como una adquisición molecular rápida del oxigeno, ocurre sólo cuando hay suficiente oxigeno presente y no es importante en entornos de alta energía y bajo oxigeno como el de las estrellas. El material que aparece como humo es practicamente hidrogeno interestelar, pero contiene filamentos oscuros como el humo de polvo rico en carbón.

La región de AE Aurigae fué fotografiada por el KPNO un telescopio de 0.9 metros y se muestra en una fotografía en falsos pero representativos colores. La estrella AE Aurigae en sí es muy brillante, azul, jóven y conocida como la estrella fugitiva desde que parece haber sido expulsada de la región de la Nebulosa de Orión, hace unos 2.7 millones de años.

En esta dramática región del sur de la Via Láctea en la constelación de Ara (el Altar) se pueden ver estrellas calientes azules, gas hidrógeno brillando en rojo, y nubes oscuras de polvo.

A unos 4000 años de la Tierra, las estrellas de la izquierda son jóvenes, masivas y muy energéticas. Su intensa radiación ultravioleta esta desgastando el complejo de nubes de la estrella cercana, ionizando el gas hidrógeno y produciendo un brillo rojizo de “hidrógeno alfa”.

A la derecha, visible en conjunto con la nebulosa de polvo oscura, está un pequeño cúmulo de estrellas en formación. Esta preciosa imagen en color es una composición de imagenes realizada con filtros en azul, verde e hidrógeno alfa.

La masa de un grupo de galaxias gigantes, CL0025 y 1654, situadas a unos 4.500 millones de años-luz, produce una lente gravitacional cósmica curvando la luz tal como predice la teoría de la relatividad de Einstein, de manera que forma imágenes detectables más distantes aún que las propias galaxias.

La masa total del grupo es la suma de las propias galaxias, vistas como materia ordinaria luminosa, más la materia oscura invisible del propio grupo, cuya naturaleza permanece desconocida. Analizando la distribución de la materia luminosa y las propiedades de las lentes gravitacionales debido a la masa total del grupo, los investigadores han resuelto el problema de localizar la distribución de la materia oscura.

El mapa resultante muestra la “materia oscura” invisible en azul y las posiciones de los grupos de galaxias en amarillo. El trabajo , basado en numerosas observaciones con el Telescopio Espacial Hubble, revela que la materia oscura del grupo no está uniformemente distribuida, pero sigue de cerca las acumulaciones de materia luminosa.

Con un núcleo oculto a la vista óptica por una gruesa senda de polvo, la galaxia elíptica gigante Centaurus A fue uno de los primeros objetos observados desde órbita por el Observatorio de rayos X Chandra.

Los astrónomos no fueron decepcionados, pues la apariencia de Centaurus A en rayos X hace que su clasificación como una galaxia activa sea fácil de apreciar.

Tal vez la característica más destacable de esta imagen de rayos X en colores falsos de Chandra es el jet, de 30.000 años luz de longitud. Estallando hacia la esquina superior izquierda de esta imagen, el jet parece provenir de la brillante fuente central de rayos X de la galaxia, que se sospecha que alberga un agujero negro de alrededor de un millón de veces la masa del Sol.

Centaurus A también parece estar lleno de otras fuentes individuales de rayos X y un penetrante y difuso resplandor en rayos X. La mayoría de estas fuentes individuales probablemente son estrellas de neutrones o agujeros negros de unas pocas masas solares acretando material de las menos exóticas estrellas compañeras binarias. Este difuso resplandor de alta energía representa gas en toda la galaxia calentado a temperaturas de millones de grados C.

A una distancia de 11 millones de años luz hacia la constelación de Centauro, Centaurus A (NGC 5128) es la galaxia activa más cercana.

¿Qué creó esta gigante burbuja espacial? Lo hizo una estrella masiva que no solamente es brillante y azul sino que también emite viento estelar de gas ionizado. La nebulosa Burbuja es ahora la más pequeña de las tres burbujas que rodean a la estrella masiva BD+602522 y es parte de del circuito de burbuja gigante S162 creada con la ayuda de otras estrellas masivas. Como el gas abandona tan rápidamente BD+602522 empuja y esparce el gas hacia la coraza. La luz energética ioniza la coraza haciendo que ésta brille. Esta fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble y dada a conocer durante la semana pasada muestra muchos detalles de la nebulosa Burbuja nunca antes vistos y aún no entendidos. La nebulosa también es conocida como NGC 7635 , se extiende 6 años luz y es visible por pequeños telescopios hacia la constelación de Casiopea.

La nebulosa planetaria Araña roja muestra la compleja estructura que se puede formar cuando una estrella normal expulsa su gas exterior y se convierte en una estrella del tipo enana blanca.

Llamada oficialmente NGC6537, esta nebulosa planetaria de dos lóbulos simétricos contiene la enana blanca más caliente que se ha obsevado, probablemente formaba parte de un sistema binario.

Los vientos internos que emanan de las estrellas centrales, visibles en el centro, tienen una velocidad de más de 1000 kilómetros por segundo. Estos vientos expanden la nebulosa, que fluye por las capas de la nebulosa, formando ondas de gas caliente y polvo a su paso. Los átomos capturados en estas colisiones emiten la luz mostrada en esta fotografía en colores reales.

La nebulosa Araña roja está situada en la constelación de Sagitario. Su distancia no se conoce con precisión pero se estima en unos 4000 años luz.

Una de las mayores esferas de nuestra Galaxia proporciona valiosas pistas sobre la composición química de las estrellas por su propia forma. La nebulosa planetaria Abell 39, en la actualidad de seis años luz de ancho, fue una vez la atmósfera exterior de una estrella del tipo del Sol expulsada hace miles de años.

La naturaleza esférica casi perfecta de Abell 39 permite a los astrónomos estimar con precisión cuanto material relativo está absorbiendo y emitiendo luz actualmente. Las observaxiones indican que Abell 39 contiene sólo alrededor de la mitad del oxígeno encontrado en el Sol, una confirmación intrigante pero no sorprendente de las diferencias químicas entre las estrellas.

La razón por la cual la estrella central está ligeramente desplazada del centro 0,1 años luz, es desconocida hasta la fecha. Abell 39 está aproximadamente a 7.000 años luz de distancia, aunque se pueden ver a través y alrededor de la nebulosa varias galaxias a millones de años luz de distancia.

                                                              Joyero de Estrellas

La gran variedad de colores de las estrellas en este cúmulo abierto es la base de su nombre: El Joyero. Una de las brillantes estrellas centrales es una supergigante roja, en contraste con las estrellas azules que la rodean. El cúmulo, también conocido como Kappa Crucis contiene sobre 100 estrellas.

Los cúmulos abiertos son más jóvenes, tienen menos estrellas, y tienen mayor relación de estrellas azules que los cúmulos globulares. El Joyero está a una distancia cercana a los 7500 años luz, de forma que la luz que vemos hoy en día fue emitida desde el cúmulo incluso antes de que las grandes pirámides en Egipto fueran construídas.

El Joyero, fotografiado arriba, cuyo tamaño aproximado es de 20 años luz, puede ser visto con binoculares hacia la constelación de la Cruz del Sur.

El brillante gas de hidrógeno es el protagonista de esta maravillosa vista en detalle de la estrella variable S Mon en la débil pero preciosa constelación de Monoceros, el Unicornio.

En esta región de formación de estrellas (NGC 2264), la compleja unión de gás y nubes de polvo está a unos 2.700 años luz y se mezcla con la rojiza emisión nebular excitada por la luz energética de estrellas nuevas y la oscura capa de nubes de polvo. Las nubes de polvo oscuras cercana a la estrella reflejan la luz de ésta, formando una azulada nebulosa de reflexión.

Esta imagen recoge unos 1.5 grados (o cerca de 3 lunas llenas) cubriendo una distancia de 70 años luz de la NGC 2264. En la foto podemos ver la Nebulosa del Cono (izquierda), la nebulosa de piel de Zorra, que se encuentra justo debajo de S Mon, y el cúmulo de estrellas Arbol de Navidad. Este último en forma de triángulo aparece con el vértice en la Nebulosa del Cono, y su base centrado en S Mon.

No hay nada parecido en nuestra propia galaxia. Aquí no existen cúmulos globulares tan jóvenes como NGC 1850.

Se pueden seguir encontrando cúmulos globulares de tan sólo 40 millones de años de antigüedad en la vecina galaxia LMC, pero quizá ninguno tan inusual como NGC 1850. Una inspección detallada de la fotografía revela dos cúmulos. Abajo, a la derecha del grupo principal de estrellas conocido como NGC 1850 A, hay un grupo más pequeño y aún más joven denominado NGC 1850B. Este cúmulo está formado por estrellas de apenas cuatro millones de años.

La gran nube roja de gas que rodea los cúmulos, puede haber sido creada, en su mayor parte, por explosiones de supernovas de estrellas ubicadas en el cúmulo más joven. En la parte superior izquierda se puede ver el remanente de supernova rojo N57D.

Esta galaxia antes parecía ser muy similar a nuestra galaxia La Vía Láctea, una galaxia espiral vista casi de canto. Sin embargo, recientes imágenes en alta resolución del polvo de NGC 891 muestran inusuales patrones filamentarios extendiéndose lejos de su disco galáctico.

Este polvo interestelar posiblemente fue expulsado del disco galáctico hacia el halo por explosiones estelares de supernovas. Como el polvo es tan frágil, su apariencia después de sobrevivir a la expulsión del disco puede ser muy contundente. De nuevo, los fenómenos descubiertos, no obstante, a veces parecen tan complejos que surgen más preguntas de las que son respondidas.

                                                        Galaxia del Grupo Local

La galaxia cercana NGC 6822 es irregular en muchas formas. Primero, la distribución de estrellas de la galaxia merece la clasificación formal de enana irregular, y desde nuestro punto de vista la pequeña galaxia parece prácticamente rectangular.

Lo que pareció más peculiar a los astrónomos, sin embargo, es la inusualmente alta abundancia de regiones HII de NGC 6822, areas de hidrógeno ionizado que rodean a las estrellas jóvenes. Grandes regiones HII, también conocidas como nebulosas de emisión , son visibles rodeando a la pequeña galaxia, particularmente hacia la parte superior derecha. En la parte inferior izquierda hay estrellas brillantes que están holgadamente agrupadas en un brazo.

Ilustrada en esta fotografía, NGC 6822, también conocida como la Galaxia de Barnard, está ubicada a sólo 1,5 millones de años luz de la Tierra y por lo tanto es un miembro de nuestro Grupo Local de Galaxias. Esta galaxia, hogar de famosas nebulosas incluyendo a Hubble V, es visible con un pequeño telescopio hacia la constelación de Sagitario.

La Nebulosa del Capullo, catalogada como IC 5146, es una nebulosa de gran belleza situada a unos 4.000 años luz de distancia, en la constelación del Cisne. Dentro de la nebulosa hay un nuevo cúmulo abierto de estrellas en pleno desarrollo. Al igual que otras guarderías estelares, la nebulosa del Capullo es, al mismo tiempo, una nebulosa de emisión, de reflexión y de absorción. Algunas especulaciones basadas en medidas recientes sostienen que la estrella masiva en el centro de la fotografía abrió un agujero en la nube molecular existente, a través del cual fluye gran parte del material que resplandece.

La misma estrella, formada hace unos 100.000 años, proporciona ahora la fuente de energía para la mayoría de la luz emitida y reflejada de esta nebulosa.

La nebulosa que rodea a la brillante estrella S Mon está llena de polvo oscuro y de gas incandescente. Las formas extrañas que rodean a esta estrella se originan de fino polvo que reacciona con luz energética y gas caliente expulsados por las jóvenes estrellas.

La región que se encuentra justo debajo de S Mon, la brillante estrella de esta fotografía, es llamada la Nebulosa Pelo de Zorro por su color y textura. El azul que resplandece rodeando a S Mon resulta de la reflexión, donde el polvo vecino refleja la luz de la brillante estrella. El resplandor rojo más difuso resulta de la emisión, donde la luz estelar ioniza el gas hidrógeno. Áreas rosadas están iluminadas por una combinación de los dos procesos. S Mon es parte de un joven cúmulo abierto de estrellas llamado NGC 2264, localizado a 2500 años luz de distancia hacia la constelación de Monoceros, justo al norte de la Nebulosa del Cono.

Parece ser que las estrellas y los planetas están en obras en la polvorienta nebulosa RCW 49 (abajo). Esta imagen infrarroja en color falso del Telescopio Espacial Spitzer nos muestra cómo las estrellas calientes conocidas están consiguiendo despejar la zona central de la nebulosa, que es una auténtica guardería estelar.

Este hueco nos descubre unas 300 estrellas recién nacidas, que vemos aquí a través de las nubes y filamentos de polvo cósmico. Los datos de infrarrojo indican que es probable la presencia de discos protoplanetarios alrededor de algunas de las estrellas jóvenes, y estarían entre los discos de formación planetaria más débiles y lejanos que se han logrado observar.

Estos interesantes resultados respaldan la idea de que los discos de formación planetaria forman parte de la evolución natural de una estrella. La ajetreada RCW 49 mide unos 350 años luz, y se encuentra a sólo 14.000 años luz de distancia, en la constelación de Centauro.

La variedad espectacular en los colores de las nubes de Rho Ophiuchi, mostrada en esta imagen, refleja los procesos que se llevan a cabo en su interior. Las nubes azules brillan por efecto de la luz que reflejan. La luz azul de las estrellas Rho Ophiuchi y sus vecinas se refleja de manera más eficiente, en esta porción de la nebulosa, que la luz roja. Por la misma razón, en la Tierra el cielo diurno parece azul.

Las regiones roja y amarilla deben su brillo a la emisión del gas atómico y molecular de la nebulosa. La luz de las estrellas cercanas, particularmente la de la supergigante Antares, excita los electrones del gas que, al recombinarse, emiten luz.

Las regiones oscuras se deben a los granos de polvo, formados en las atmósferas de las estrellas jóvenes, que bloquean la luz emitida detrás.

En esta fotografía las nubes estelares de Rho Ophiuchi se ven junto al cúmulo globular M4 y son mucho más coloridas de lo que los humanos podemos ver. Las nubes emiten luz en todo el espectro, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma.

El borde de la galaxia azul ilustrada a la derecha es una inmensa estructura parecida a un anillo de 150.000 años luz de diámetro compuesta de estrellas masivas recién formadas extremadamente brillantes.

Esa galaxia, AM 0644-741, es conocida como una galaxia en anillo y la creó una gigantesca colisión galáctica. Cuando las galaxias chocan pasan una a través de la otra; sus estrellas individuales difícilmente entran en contacto.

La forma de anillo es el resultado de la disrupción gravitacional provocada por una pequeña galaxia intrusa pasando entera a través de una mayor. Cuando esto acontece, el gas y el polvo interestelar se condensan, causando que una onda de formación de estrellas se aparte del punto de impacto igual que una onda en la superficie de un estanque cuando se tira una piedra.

La galaxia intrusa ya se ha movido fuera del cuadro tomado por el Telescopio Espacial Hubble, imagen que fue publicasa para conmemorar el décimo cuarto aniversario del lanzamiento del Hubble. La galaxia en anillo AM 0644-741 se encuentra a unos 300 millones de años luz de distancia.

Todo lo que existe: ¡El Universo! La materia y el espaciotiempo que la contiene, conforma todos los objetos que podemos ver y detectar, y, según parece, puede haber más, mucho más, que, para nosotros, es invisible, está “perdido” pero que, según se cree, puede suponer más del 90% de lo que el Universo es, y, lo que vemos, es sólo el 4%.

¡Qué grande es el Univero! Para nosotros, podríamos decir que infinito, ya que, pensar en que algún día, pudiéramos recorrerlo, más que un sueño, sería un pensamiento ilusorio.

La Tierra es el tercer planeta del Sistema Solar, considerando su distancia al Sol, y el quinto de ellos según su tamaño. Está situada aproximadamente a unos 150 millones de kilómetros del Sol. Es el único planeta del universo que se conoce en el que exista y se origine la vida.  Esperémos que en tan inmenso y complejo Cosmos, la vida sea la consecuencia de la evolución de la materia en las estrellas y en los mundos.

Que hayáis disfrutado con el recorrido.

emilio silvera

[?]

Aristóteles nació el primer año de la Olimpiada XCIX (384 antes de J. C.), en Estagira, colonia griega de la Tracia. Su padre, Nicómaco, era médico y amigo de Amintas, rey de Macedonia; y descendía de una familia cuyo origen remontaba hasta Esculapio. Se hace mención de esta circunstancia, porque no dejó de influir en la dirección de los estudios de este gran filósofo; por lo menos prueba, que su familia cultivaba desde muy antiguo y como por tradición las ciencias naturales y médicas; y se cree, que su padre dejó escritas algunas obras sobre historia natural y medicina.

Aristóteles se trasladó a Atenas a la edad de diez y siete años para consagrarse al estudio de la filosofía bajo la dirección de Platón. Veinte años permaneció cerca de este, pero también es cierto que no consagró todo el tiempo al estudio de las doctrinas platonianas; antes bien se cree que lo empleó en preparar los grandes trabajos que ocuparon toda su vida. Para formarse una idea del ardor con que se dedicaba entonces a profundizar, no sólo los tesoros de los filósofos anteriores, sino también todos los de la literatura griega, basta recordar las palabras de Platón, que le llamaba el Lector, y le distinguía de Jenócrates diciendo, que el uno necesitaba freno y el otro aguijón.

“…la metafísica de Aristóteles: … es indicadora de todo lo que viene después (de la física), y que se encuentra más allá de lo percibido”.

 

En el tratado filosófico de Aristóteles, a los que los comentaristas llamaron Filosofía primera y también Teología, aparecen referencias a la Metafísica como la ciencia del ser, y trata de indagar las primeras causas y principios de las cosas, la naturaleza íntima y el destino de los seres.

La metafísica, desde Wolf, se ha dividido en autología o doctrina del ser, y metafísica especial, que se subdivide en cosmología, que trata de la naturaleza, causa y origen del mundo; psicología racional, que hace el mismo estudio en relación al alma humana, y teología natural o teodicea, cuyo objeto es la demostración de la existencia de Dios, la naturaleza divina y sus relaciones con el mundo. Ha sido combatida por los empíricos, naturalistas y agnósticos. En especial Kant y los sistemas positivistas modernos son los que tuvieron más empeño en negar su posibilidad y su carácter científico.  Las escuelas kantianas han sustituido la metafísica por la teoría del conocimiento, las positivistas, por la filosofía general o de las ciencias.

Es interesante; profundicemos algo más. (Ta meta ta physika) Obra de Aristóteles, dada a conocer por su discípulo Andrónico de Rodas h. 70 a. de C. Su autor se centra en el estudio del ser en tanto ser, es decir, del ser en un sentido eminente, forma sin materia o acto puro. Aborda la metafísica a partir de una crítica de los sistemas precedentes, en especial el de Platón.

Aristóteles abordó el saber empírico, techné y ciencia, la metafísica en particular, el método para estudiar metafísica, análisis de ciertos axiomas como el principio de no-contradicción, claves y conceptos de metafísica, la sustancia y el movimiento, de lo uno y lo múltiple, del primer motor inmóvil (la divinidad) y sobre las ideas.

Fue el primer filósofo que escribió un tratado sistemático de metafísica y definió el objeto de esta disciplina. Andrónico, como antes decía, se topó con unos manuscritos del maestro, situados más allá de los libros de la física (Ta meta ta physika), de ahí el nombre: metafísica. No es de extrañar, por lo tanto, que esta palabra que connota un tipo de conocimiento transfísico, haya sido utilizada por numerosas doctrinas ocultistas de toda índole.

El término tuvo excelente acogida y fue utilizado en adelante para denominar a aquella parte de la filosofía que versa sobre el ser (to ón). Ousía: la sustancia, la esencia. El problema de definir el objeto y el método de la metafísica surge de la dificultad inherente al problema del ser (to ón), cuya multiplicidad de sentidos (todas las cosas son, pero no de la misma manera) se deduce de un análisis de las oraciones copulativas, en las que un predicado se atribuye a un sujeto de dos maneras radicalmente distintas entre sí: afirmando aquellas características que definen esencialmente al sujeto (esencia, sustancia, que es algo) o a una cualidad o característica inherente al sujeto y en ningún modo definitoria de su esencia (accidentes).

Estas maneras de decirse el ser se corresponden, según el estagirita, con las diez categorías de formas de ligarse un predicado a un sujeto: esencia o sustancia, cantidad, cualidad, relación, lugar, tiempo, situación, posesión, acción y pasión.

En cuanto al método de conocimiento utilizado por la metafísica, este no es experimental (a posteriori) o empírico, sino que se basa en deducciones anticipadas, es decir, independiente de la experiencia. Aristóteles, ¿qué duda nos puede caber?, fue un pilar de la filosofía y el pensamiento que ha llegado a nuestros días con múltiples variantes de la evolución lógica de los tiempos.

“¡Todas las cosas son, pero no de la misma manera!”

La frase tiene guasa. En tan simple expresión está encerrada la verdad del universo. Nosotros hablamos de “ser” y queremos referirnos a lo que piensa y siente, a lo que tiene conciencia. En la frase, a las “cosas” (la materia), se le concede la categoría de SER.  Si lo pensamos detenida y profundamente, es así. Todo en cada momento ocupa su lugar en el tiempo que le ha tocado vivir. La ley de la conservación de la masa es muy significativa. ¿Dónde estaba la materia que conforma mi ser hace 3.000 millones de años? Posiblemente estaba a miles de millones de grados de temperatura en el núcleo de una estrella situada a 9.500 años luz de nuestro (ahora) Sistema Solar.

Pero esa materia era, y a su manera tenía su propia conciencia, en aquel momento y en aquel lugar, le tocó ser aquella cosa. Todo ES. La metafísica es lo que trasciende, lo superior, el ser supremo, el universo de lo sensorial, tener el conocimiento sin saberlo. Cuando se rebasan los límites de la razón, las ideas entran en el mundo de lo ilusorio, sin embargo, dónde está ese límite. El cuerpo y el alma: heterogéneos e incluso incompatibles entre sí. El mundo material, el cuerpo humano es una máquina que se comporta siguiendo las estrictas leyes del mecanismo.

Y, la metafísica nos quiere llevar a ese “mundo” más real y verdadero donde reside la felicidad eterna que, finalmente está en el saber del mundo, del Universo… de nosotros. La Mente, como ocurre con el cuerpo, no puede ser reducida a lo puramente mecánico, rigiéndose por otros principios absolutamente diferentes, divergentes, superiores.

Por lo tanto, dependiendo de si lo que existe se concibe como una entidad material o una entidad puramente espiritual, la metafísica genera dos concepciones radicalmente distintas: el materialismo (Demócrito, Epicuro, Hobbes, Marx y Engels, etc) y el idealismo (Platón, Berkeley, Hegels, etc). Concepciones que se reflejan no sólo en el ámbito estrictamente filosófico, sino en la propia ciencia que, como sabemos, no está al margen de presupuestos metafísicos.

Muchas veces, como el balbuceo de un niño, hablamos de cosas que no entendemos, es simplemente una maraña de ideas que nos ronda por la cabeza y nosotros, osados como siempre, decimos lo que se nos ocurre sobre ellas, y lo sorprendente es que a veces hasta acertamos.

Lo actual, y pese a las críticas que ha recibido esta disciplina a lo largo del pasado siglo, la metafísica no ha desaparecido de la investigación filosófica que denuncia, precisamente, el “olvido del ser” que, a favor del “ente”, había caracterizado a la metafísica tradicional.

El proyecto siempre está abierto y también inconcluso, y sitúa al SER humano en el centro de la reflexión metafísica.

emilio silvera

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Sí, a veces la Física, es un Carnaval.

Las teorías de cuerdas [TC’s] no son una invención nueva, ni mucho menos. La primera TC se inventó a finales de los años sesenta del siglo XX en un intento para encontrar una teoría para describir la interacción fuerte. La idea medular consistía en que partículas como el protón y el neutrón podían ser consideradas como ondas de «notas de una cuerda de violín». La interacción fuerte entre las partículas correspondería a fragmentos de cuerda que se extenderían entre pequeños pedacitos de cuerda, como las telas que forman algunos simpáticos insectos. Para que esta teoría proporcionase el valor observado para la interacción fuerte entre partículas, las cuerdas tendrían que ser semejantes a las de un violín, pero con una tensión de alrededor de unas diez toneladas.

La primera expresión de las TC’s fue desarrollada por Jöel Scherk, de París, y John Schwuarz, del Instituto de Tecnología de California, quienes en el año 1974 publicaron un artículo en el que demostraban que la TC podía describir la fuerza gravitatoria, pero sólo si la tensión en la cuerda se tensiometrara alrededor de un trillón de toneladas métricas. Las predicciones de la teoría de cuerdas serían las mismas que las de la relatividad general a escala de longitudes normales, pero diferirían a distancias muy pequeñas, menores que una trillonésima de un cm. Claro está, que en esos años, no recibieron mucha atención por su trabajo.

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