CIENCIA-ABC

La investigación se ha llevado a cabo en un sistema estelar triple situado a miles de años luz – NRAO/AUI/NSF; S. Dagnello

La Relatividad de Einstein supera la prueba más extrema hecha hasta el momento

Un estudio ha confirmado que un púlsar y una enana blanca «caen» con la misma aceleración en un mismo campo gravitatorio, lo que concuerda con los postulados del genio alemán. Es la prueba más exigente del Principio de Equivalencia

Si no hubiera aire ni rozamiento, y dejáramos caer desde un mismo punto de un alto edificio una pluma y un gran yunque de hierro, veríamos algo curioso: los dos llegarían al suelo exactamente en el mismo momento. Este concepto, incorporado en las leyes de la gravedad desde hace siglos, en la Teoría de la Relatividad General de Einstein se traduce en el llamadoPrincipio de Equivalencia: según este, todos los cuerpos situados en un mismo campo gravitatorio «caen» con la misma aceleración, con independencia de su masa y de su composición.

Un pulsar rapido (periodo de milisegundo) a la izquierda, alrededor del cual orbita una estrella enana blanca caliente (en el centro), y una más fría (en el fondo). Crédito de la imágen: Bill Saxton; NRAO/AUI/NSF

This image shows the pulsar PSR J0337+1715. Image credit: Ransom SM et

Esta teoría ha pasado varias pruebas en la Tierra, pero este miércoles, un estudio publicado en Nature ha llevado a cabo la prueba más exigente de este principio hasta la fecha, y esta vez lejos de nuestro planeta. Un equipo internacional de astrónomos ha confirmado a validez de la Teoría General de la Relatividad en una estrella triple, llamada PSR J0337+1715, y situada a 4.200 años luz. Los científicos han confirmado que la aceleración de los tres miembros de este sistema, dos estrellas enanas blancas y un púlsar, es idéntica, al menos de acuerdo con la sensibilidad de los instrumentos usados.

«La mayoría de las teorías de gravedad alternativas a la Relatividad General predicen que el púlsar debería caer de forma diferente», ha explicado a ABC Anne Archibald, investigadora en la Universidad de Ámsterdam (Holanda) y autora principal del estudio. «Pero nosotros hemos confirmado que no es así».

La idea del Principio de Equivalencia y de la misma aceleración de todos los cuerpos situados en un campo gravitatorio, con independencia de su composición y masa, fue explorada por Galileo y asentada con las leyes de Newton. Con la Relatividad, los científicos consiguieron el aparato matemático necesario para expresar este fenómeno.

¿Y qué pasa cuando la gravedad es extrema?

Aunque hasta ahora las pruebas hechas han confirmado estos principios, existen teorías alternativas de gravedad que, desde luego, no afectarían a un yunque o a una pluma. Sin embargo, sí que afectarían a las gravedades extremas, como las originadas por un objeto tan compacto y masivo como un púlsar: una estrella de neutrones extraordinariamente comprimida que gira a gran velocidad y emite potentes chorros de energía. Según estas teorías, la energía gravitatoria que mantiene cohesionada la materia que forma algo tan «pesado» como un púlsar debería influir en su aceleración en un campo gravitatorio. Por eso, su aceleración y su caída no sería idéntica a la de objetos menos masivos.

¿Qué supondría esto en el sistema triple de terrible nombre PSR J0337+1715? Dicho sistema está compuesto por una pareja, constituida por una estrella de neutrones en una órbita de 1,6 días de duración en torno a una estrella enana blanca, y una tercera en discordia: otra estrella enana blanca situada en la distancia y que completa una vuelta completa en torno al dúo en 327 días.

En rojo, efecto de desplazamiento de la órbita del púlsar hacia la enana blanca externa y que no se ha observado en este caso, validando el Principio de Equivalencia de la Relatividad – Cortesía de Anne Archibald

«Según las teorías alternativas, la órbita del púlsar debería estar ligeramente desplazada del centro, y desviada hacia la compañera del exterior, siguiendo su trayectoria», ha explicado Archibald. Pero no es así.

Observando al púlsar

En 2011, el Telescopio de Green Bank (situado en Estados Unidos) descubrió este sistema estelar y comenzó a investigarlo de forma continuada. Gracias a este y otros potentes radiotelescopios, como el de Arecibo (Puerto Rico) o el Radio Telescopio Westerbork Synthesis (Holanda), los astrónomos han recopilado cientos de horas de observación con los movimientos de cada uno de los objetos de esta estrella triple.

Todo gracias a que la estrella de neutrones gira sobre sí misma unas 366 veces cada segundo y que hace llegar pulsos a la Tierra de una forma periódica. «Hemos podido contar cada pulso de la estrella de neutrones desde que comenzamos la investigación», ha dicho Archibald. El resultado es que los astrónomos han logrado alcanzar una precisión de cientos de metros a la hora de estimar la posición de un objeto de unas dos decenas de kilómetros de diámetro y situado a 4.200 años luz de distancia.

Radio Telescopio Westerbork Synthesis (Holanda) – ASTRON

«Me hubiera sorprendido que la teoría de la Relatividad de Einstein hubiera fallado esta prueba», ha reconocido Anne Archibald. «Pero podría haber ocurrido: nuestra prueba es más sensible que cualquiera otra hecha hasta ahora, así que nadie había comprobado que la teoría de Einstein funcionaba hasta este límite antes».

El mundo de la masa enormemente compactada

Los astrónomos no han detectado ninguna diferencia entre la aceleración del púlsar y la enana blanca externa, pero sus medidas no son perfectas. Sin embargo, la mayor discordancia posible entre ambas aceleraciones, a la luz de la precisión de los instrumentos, sería como máximo de 2,6 partes por millón, diez veces inferior a la que podrían haber pasado por alto exámenes anteriores.

Tal como ha explicado a ABC Clifford Will, autor de un comentario publicado en Nature sobre la investigación de Archibald y científico en la Universidad de Florida (EE.UU.), hasta ahora la prueba más precisa era una que había medido «la igualdad de la aceleración de la Tierra y la Luna hacia el Sol, por medio de un láser». Ahora, los astrónomos se han fijado en un sistema mucho más distante pero mucho más masivo, lo que permite poner a prueba la Relatividad en el mundo de las masas enormemente compactadas.

Esto es importante, tal como explica Will, porque las teorías alternativas de la gravedad, que sugieren que la aceleración de objetos muy masivos no es la misma que la de cuerpos menos masivos, se basa en un curioso fenómeno que depende de la energía gravitacional que mantiene cohesionados estos objetos.

Según ha explicado este investigador, lo que ocurre, según teorías como la Relatividad, es que no solo la masa de un cuerpo interacciona con la gravedad, sino que su propia gravedad interacciona con ella misma. «¿Se relaciona la gravedad de cuerpos como la Tierra o una estrella de neutrones con la gravedad de un cuerpo externo, igual que con sus propios átomos? La Relatividad dice que sí, pero otras teorías dicen que no. Por eso es tan importante hacer estas pruebas», ha argumentado el investigador.

En la Tierra este efecto de supuesta desviación sería pequeño, pero en una estrella de neutrones, tan extremadamente compactada, sería mucho más importante.

Los autores del estudio ya han comentado que seguirán buscando lugares donde poner a prueba la Relatividad General de Einstein, y en concreto el Principio de Equivalencia. Tal como han explicado, la búsqueda para aprender sobre las últimas fronteras del Universo continuará. Parece que queda mucha tarea por delante, porque la astrofísica y la cosmología están todavía marcadas por los enormes misterios de la materia y la energía oscuras.

[?]

“¿Está el Corazón y el Alma de nuestra Galaxia localizadas en Casiopeia? Posiblemente no, pero ahí es donde dos brillantes nebulosa de emisión apodadas Corazón y Alma descansan. La Nebulosa del Corazón, oficialmente catalogada como IC 1805 y visible en la parte superior derecha, tiene una forma en luz visible que nos recuerda a un clásico símbolo de un corazón. La imagen de arriba, sin embargo , fue realizada en luz infrarroja por el recientemente lanzado telescopio WISE. La luz infrarroja penetra bien dentro de las enormes y complejas burbujas creadas por la formación estelar en el interior de estas dos regiones de formación de estrellas.

Los estudios de estrellas y polvo como éstos encontrados en las Nebulosas Corazón y Alma se han focalizado en cómo se forman las estrellas masivas y cómo les afecta su entorno. La luz tarda unos 6.000 años en llegarnos desde estas nebulosas, que juntas abarcan unos 300 años luz.” (APOD)

Ubicadas en el brazo de Perseo de nuestra galaxia, la nebulosa Corazon (derecha) y la nebulosa Alma (izquierda) son muy brillantes (a pesar de eso es necesario un telescopio para verlas) en una region de la galaxia donde muchas estrellas se estan formando. IC 1805 (la nebulosa Corazon) es a menudo llamada tambien como la nebulosa del Perro Corriendo, debido obviamente a la apariencia de la nebulosa vista desde un telescopio.

Es curioso que, mirando en la oscura noche como brillan las estrellas del cielo, nos atrae su titilar engañoso (es la atmósfera terrestre la que hace que lo parezca) y su brillo, Sin embargo, pocos llegan a pensar en lo que verdaderamente está allí ocurriendo. Las transformaciones de fase por fusión no cesan. Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía, enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc²; donde E es la energía resultante, m es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz (300 000 kilómetros por segundo). La cantidad de energía que se libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia mediana durante miles de años.

Imagen de Sirio A (estrella grande) y Sirio B (estrella pequeña abajo a la izquierda) tomadas por el Telescopio Hubble (Créd. NASA). Sirio es la quinta estrella más cercana y tiene una edad de 300, millones de años. Es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1V con temperatura superficial de 10 000 K y situada a 8,6 años luz de la Tierra. Es una estrella binaria y, de ella, podríamos contar muchas historias. La estrella fue importante en las vidas de Civilizaciones pasadas como, por ejemplo, la egipcia.

Lo que conocemos como estrella es una bola de gas luminosa que, durante una etapa de su vida, produce energía por la fusión nuclear del hidrógeno en helio. El término estrella, por tanto, no sólo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún en formación y no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión nuclear haya comenzado, y también varios tipos de objetos más evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustible nuclear gastado.

                                                 Seguimos en la Nebulosa del Corazón (otra región)

Las estrellas se forman a partir de enormes nubes de gas y polvo que a veces tienen hasta años-luz de diámetro. Las moléculas de polvo, unidas a las de los gases, se rozan y se ionizan, se calientan y la nube comienza a girar lentamente. El enorme conglomerado, poco a poco se va juntando y la temperatura aumenta. Tal enormidad de materia crea una fuerza gravitatoria que hace contraerse la nube sobre sí misma; su diámetro y su temperatura en el núcleo es tal que se produce la fusión de los protones de hidrógeno que se transforman en un material más complejo, el helio, y ese es el momento en que nace la estrella que, a partir de ahí, puede estar miles de millones de años brillando y produciendo energía termonuclear.

La masa máxima de las estrellas puede rondar las 120 masas solares, es decir, ser 120 veces mayor que nuestro Sol, y por encima de este límite sería destruida por la enorme potencia de su propia radiación. La masa mínima para poder ser una estrella se fija en 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno y se convertirían en enanas marrones. Las luminosidades de las estrellas varían desde alrededor de medio millón de veces la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de la milésima de la del Sol para las enanas más débiles. Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

* La estrella Sirio es la más brillante y tiene el doble de tamaño que nuestro Sol

Eta Carinae (NGC 3372) tiene 400 veces el diámetro del Sol, se encuentra inmersa en esa Nebulosa que la esconde dentro de grandes “montañas” de gas y el polvo.Eta Carinae es una estrella del tipo variable luminosa azul hipermasiva, situada en la constelación de la Quilla. Su masa está en el límite y oscila entre 100 y 150 veces la masa del Sol. lo que la convierte en una de las estrellas más masivas conocidas en nuestra Galaxia.  Asimismo, posee una altísima luminosidad, de alrededor de cuatro millones de veces la del Sol. debido a la gran cantidad de polvo existente a su alrededor, Eta Carinae irradia el 99% de su luminosidad en la parte infrarroja del espectro. lo que la convierte en el objeto más brillante del cielo en el intervalo de longitudes de ondas entre 10 y 20 μm (la millonésima parte de un metro).

* Betelgeuse tiene 1.000 veces el díametro de nuestro Sol

Pero la estrella más grande conocida es:

VY Canis Majoris, supergigante roja que es aproximadamente 2.100 veces más grande que nuestro Sol.

El brillo de las estrellas (la luz y el calor) es el resultado de la conversión de masa en energía (E = mc²), por medio de reacciones nucleares, las enormes temperaturas de millones de grados de su núcleo, hace posible que los protones de los átomos del hidrógeno se fusionen y se conviertan en átomos de helio. Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta manera, se convierten en energía aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo con la famosa ecuación de Einstein (arriba reseñada), los siete gramos equivalen a una energía de 6’3 × 10¹⁴ julios. Las reacciones nucleares no sólo aportan la luz y el calor de las estrellas, sino que también producen elementos pesados, más complejos que el hidrógeno y el helio que, posteriormente, son distribuidos por el universo, cuando al final de la estrella, esta explota en supernova, lanzando sus capas exteriores al espacio que de esta forma, deja “sembrado” de estos materiales el “vacio” estelar.

Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presecuencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca, estrella de neutrones y agujeros negros. Estas últimas son la consecuencia del final de sus vidas como tales estrellas, convirtiéndose en objetos estelares de una u otra clase en función de sus masas originales. Estrellas como nuestro Sol, al agotar el combustible nuclear se transforman en gigantes rojas, explotan en novas y finalmente quedan como enanas blancas. Si la masa es mayor serán estrellas de neutrones, y si aún son mayores, su final está en agujeros negros.

Nuestro Sol, nos parece un objeto enorme, grandioso que, es capaz, con su actividad de enviar a la Tierra luz y calor (radiación) para que podamos vivir los seres que la pueblan. Sin embargo, a pesar de su “grandeza”, la comparamos con otros objetos celestes y, desde luego, nos podemos quedar asombrados de que puedan existir cosas tan grandes como VY Canis Majoris. Podéis observar en ellas su tamaño en comparación con nuestro Sol.

El Color de las estrellas indican de qué materiales están conformadas y, así se comprueba mediante el estudio de sus espectros.

• Color azul, como la estrella I Cephei
• Color blanco-azul, como la estrella Spica
• Color blanco, como la estrella Vega
• Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
• Color amarillo, como el Sol
• Color naranja, como Arcturus
• Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

Otra clasificación es a partir de sus espectros, que indican su temperatura superficial. También por el color. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor edad. También evolución estelar y magnitudes aparentes y absolutas y el tipo espectral con la distancia en a. L., es otra de las clasificaciones.

Después de estas clasificaciones genéricas tenemos otras mas particulares y definidas referidas a estrellas binarias, estrellas capullo, con baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, de bario, de bariones, de campo, de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, estrella de la población I extrema, de la población intermedia, de la rama gigante asintótica, estrella de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio y, viceversa, estrella de metales pesados, de neutrones, estrellas de quarks (hipotética con densidad intermedia entre la estrella de neutrones y el agujero negro), estrella de referencia, de silicio, de tecnecio, de tiempo intermedio, de tipo tardío, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estándar, evolucionada, etc.

La luz proveniente de la superficie caliente del Sol pasa a través de la atmósfera solar más fría, es absorbida en parte, por eso llega a nosotros presentando las características líneas oscuras en su espectro. Las líneas oscuras del espectro del sol coinciden con líneas de los espectros de algunos elementos y revelan la presencia de estos elementos en la superficie solar. Las longitudes de onda de las radiaciones se indican en nanometros (nm).

El Sol

                                De qué está hecho el Sol

La posición e intensidad de las líneas oscuras del espectro solar han permitido establecer que casi las tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno, el elemento más simple. Casi todo el resto es helio, el segundo elemento más simple. En suma, entre hidrógeno y helio suman alrededor del 98 por ciento de la masa solar. El 2% restante está compuesto, aproximadamente, por la siguiente proporción de elementos: 0,8% de oxígeno, 0,6% de carbono, 0,2% de neón, 0,15% de nitrógeno, 0,05% de magnesio, y, en menor porcentaje aún, hierro, sodio y silicio.

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuánto más antigua sea, más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.

En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad está directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados, más joven es la estrella.

Un equipo japones de astrónomos han descubierto una fuerte correlación entre la metalicidad del disco de polvo protoplanetario y su longevidad. A partir de éste hallazgo proponen que las estrellas de baja metalicidad son menos propensas a tener planetas, incluyendo gigantes gaseosos, debido a la corta vida de los discos protoplanetarios.

La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La variedad de estrellas es grande y para los estudiosos fascinantes. Tal diversidad es debida a la evolución que desde su formación tiene cada tipo de estrella en función de su masa y de los gases y polvo cósmico que la forman y los que se crean en su núcleo (horno solar) a miles de millones de grados de temperatura capaces de transformar materiales simples como el hidrógeno hacia una gama más compleja y pesada que, finalmente, mediante la explosión de supernova (más temperatura), arroja al espacio materiales que, a su vez, forman nuevas estrellas de 2ª y 3ª generación con materiales complejos. La vida en nuestro planeta pudo surgir gracias a que en la Tierra había abundancia de estos materiales creados en las estrellas. Podemos decir, sin temor a equivocarnos que nosotros mismos estamos hechos del material creado en las estrellas lejanas que posiblemente, hace miles de millones de años explotó en supernova a millones de años luz de nuestro Sistema Solar.

Pero el Universo se rige por lo que llamamos las Fuerzas y Constantes Fundamentales de la Naturaleza, tenemos que decir que, precisamente, estas constantes son las que tienen el mérito de que las estrellas brillen en las galaxias y de que nosotros estemos aquí para mirar a los cielos y contemplar su belleza.

Las constantes fundamentales (constantes universales) están referidas a los parámetros que no cambian a lo largo del universo. La carga de un electrón, la velocidad de la luz en el espacio vacío, la constante de Planck, la constante gravitacional, la constante eléctrica y magnética se piensa que son todos ejemplos de constantes fundamentales.

Las fuerzas de la naturaleza que gobiernan la electricidad, el magnetismo, la radiactividad y las reacciones nucleares están confinadas a un “mundobrana” tridimensional, mientras que la gravedad actúa en todas las dimensiones y es consecuentemente más débil.

Las fuerzas fundamentales

Las constantes fundamentales

Unas pueden ser más constantes naturales que otras, pero lo cierto es que, de momento, han servido como herramientas eficaces.

La última lección importante que aprendemos de la manera en que números puros como α (alfa) definen el mundo, es el verdadero significado de que los mundos sean diferentes. El número puro que llamamos constante de estructura fina, e indicamos con α, es como hemos dicho antes, una combinación de e, c y h (el electrón, la velocidad de la luz y la constante de Planck). Inicialmente, podríamos estar tentados a pensar que un mundo en el que la velocidad de la luz fuera más lenta sería un mundo diferente. Pero sería un error. Si e, h y c cambian de modo que los valores que tienen en unidades métricas (o cualesquiera otras) fueran diferentes cuando las buscamos en nuestras tablas de constantes físicas, pero el valor de α permaneciera igual; este nuevo mundo sería observacionalmente indistinguible de nuestro mundo. Lo único que cuenta en la definición del mundo son los valores de las constantes adimensionales de la naturaleza.

Si pudiéramos coger una Gran Nave superlumínica y recorriéramos el espacio interestelar paseando por las distintas regiones del Universo, veríamos que, todo es igual en todas partes: Cúmulos y supercúmulos de Galaxias, Galaxias cuajadas de estrellas en cúmulos y sueltas con sus sistemas planetarios, púlsares de giros alucinantes, magnéteres creando inmensos capos electromagnéticos, agujeros negros que se tragan todo lo que traspasa el Horizonte de suscesos, Hermosas y brillantes Nebulosas de las que surgen las nuevas estrellas.

Está claro que pensar siquiera en que en nuestro universo, dependiendo de la región en la que nos encontremos, habrá distintos leyes físicas, sería pensar en un universo chapuza. Lo sensato es pensar como Einstein y creer que en cualquier parte del universo rigen las mismas leyes físicas, hasta que no se encuentre pruebas reales a favor de lo contrario, los científicos suponen con prudencia que, sea cual fueren las causas responsables de las pautas que llamamos “Leyes de la Naturaleza”, es mucho más inteligente adoptar la creencia de la igualdad física en cualquier parte de nuestro universo por muy remota que se encuentre; los elementos primordiales que lo formaron fueron siempre los mismos,

Cuando los físicos empezaron a apreciar el papel de las constantes en el dominio cuántico y explotar la nueva teoría de la gravedad de Einstein para describir el universo en conjunto, las circunstancias eran las adecuadas para que alguien tratara de casarlas.

Sí, el Universo podría ser considerado como la mayor Obra de Arte que, a su vez, es capaz de generar otras Obras de Artes que, en alguna ocasión, dan mucho que pensar, ya que, el surgir de la vida partiendo del simple hidrógeno que evoluciona en las estrellas del cielo…es ¡Increíble! pero, sin embargo, nada más cierto hay.

Así entró en escena Arthur Stanley Eddington: un extraordinario científico que había sido el primero en descubrir cómo se alimentaban las estrellas a partir de reacciones nucleares. También hizo importantes contribuciones a nuestra comprensión de las galaxias, escribió la primera exposición sistemática de la teoría de la relatividad general de Einstein y fue el responsable de la expedición que durante un eclipse de Sol, pudo confirmar con certeza la predicción de la relatividad general que debería desviar la luz estelar que venía hacia la Tierra en aproximadamente 1’75 segundos de arco cuando pasaba cerca de la superficie solar, cuyo espacio estaría curvado debido a la gravedad generada por la masa del Sol. En aquella expedición, el equipo de Eddington hizo una exitosa medición del fenómeno desde la isla Príncipe, que confirmó que Einstein tenía razón y que su teoría predecía de manera exacta la medida de curvatura del espacio en función de la masa del objeto estelar que genera la gravitación distorsionando el espaciotiempo a su alrededor.

                          En un Universo caliente y opaco se liberaron los fotones y se hizo la luz<

Claro que estamos en el Año Internacional de Luz, y, no debemos perder de vista que la luz tiene tanto importancia para vida como el agua. Sin luz tendríamos un planeta oscuro con un asola nochr eterno, frío de tenebroso, sin esos bellos rincones que se pueden conformar cuando la luz, encide en una montaña, en el bosque, en el horiozonte del Océano, o, simplemente sew refleja en la blanca nieve, en las olas del Mar o en una atronadora catarata.

La luz Natural es un don que nos dio la Naturaleza y hace posible que esa luz y ese calor que el Sol nos envía, haga posible la vida en el planeta, se produzca la tan necesaria fotosíntesis, y muchos más beneficiosos fenómenos que, no siempre sabemos valorar en su justa medida.

emilio silvera

[?]

                La ruta de la seda que tantos sueños despertaron en las mentes de muchos

[?]

¿Está el espacio lleno de grasa?

Astrónomos han estimado la cantidad total de cadenas de carbono presentes en el espacio interestelar de la Vía Láctea

El 88 por ciento del espacio interlestelar, la región situada entre las estrellas, está compuesto de átomos de hidrógeno. El 10 por ciento está hecho de helio, y el restante dos por ciento de carbono y oxígeno, así como de otros elementos en menor proporción. La composición de esta sopa permite que se formen moléculas de etanol, agua, dióxido de carbono, metano y amoníaco. Eso sí, su concentración es extraordinariamente baja, así que en realidad no podríamos recoger estas moléculas. Pero, ¿en qué proporción están? ¿Cómo de abundantes son los ingredientes que pueden ser cruciales en la aparición de la vida?

Un estudio recientemente publicado en «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» ha concluido que una gran parte de uno de estos elementos químicos presentes en el espacio interestelar, el carbono, está en forma de moléculas de grasa.

Los investigadores, encabezados por Gunay Banihan, investigador en la Universidad de Turquía, trataron de estimar el contenido de hidrocarburos en el polvo interestelar.

Actualmente, se considera que la mitad del carbono del espacio interestelar está en forma pura, mientras que la otra mitad está en cadenas abiertas (alifáticas) o aromáticas (cerradas, en forma de anillos). Pero se desconoce en qué proporción dichas cadenas tienen una forma u otra.

Los investigadores trataron de crear un polvo con las mismas propiedades del polvo interestelar en el laboratorio. Para ello, recrearon su proceso de formación y sometieron estas moléculas al vacío y a las bajas temperaturas del espacio.

«Combinando nuestros resultados en el laboratorio con las mediciones de observatorios astronómicos, pudimos analizar la cantidad de carbono alifático entre nosotros y las estrellas», ha dicho en Universetoday.com Tim Schmidt, coautor del estudio e investigador en la Universidad de Nueva Gales del Sur (Australia).

A través de estas aproximaciones, los investigadores concluyeron que hay 100 átomos de carbono en forma de grasa por cada millón de átomos de hidrógeno. En la Vía Láctea, eso significaría que hay 10.000 millones de billones de billones de toneladas de grasa.

«¡Esta grasa espacial no es como la que te puedes untar en una tostada! Está sucia, es probablemente tóxica y solo se forma en el espacio interestelar (y en nuestro laboratorio)», ha dicho Schmidt. «Lo que realmente llama la atención es que el material orgánico de este tipo –que luego se incorpora en los sistemas planetarios– sea tan abundante».

A continuación, los investigadores tratarán de estimar la cantidad de carbono aromático, en forma de anillos, que puede existir en el espacio interestelar. En última instancia, estos cálculos permitirán saber cuántos de estos elementos están disponibles en nuestra galaxia y qué implicaciones puede tener esto en la aparición de vida.

[?]