Verdaderamente si pudiéramos contemplar de cerca, el comportamiento de una estrella cuando llega el final de su vida, veríamos como es, especialmente intrigante las transiciones de fase de una estrella en implosión observada desde un sistema de referencia externo estático, es decir, vista por observadores exteriores a la estrella que permanecen siempre en la misma circunferencia fija en lugar de moverse hacia adentro con la materia de la estrella en implosión. La estrella, vista desde un sistema externo estático, empieza su implosión en la forma en que uno esperaría.

Al igual que una pesada piedra arrojada desde las alturas, la superficie de la estrella cae hacia abajo (se contrae hacia adentro), lentamente al principio y luego cada vez más rápidamente. Si las leyes de gravedad de Newton hubieran sido correctas, esta aceleración de la implosión continuaría inexorablemente hasta que la estrella, libre de cualquier presión interna, fuera aplastada en un punto de alta velocidad. Pero no era así según las fórmulas relativistas que aplicaron Oppenheimer y Snyder. En lugar de ello, a medida que la estrella se acerca a su circunferencia crítica su contracción se frena hasta hacerse a paso lento. Cuanto más pequeña se hace la estrella, más lentamente implosiona, hasta que se congela exactamente en la circunferencia crítica y, dependiendo de su masa, explosiona como supernova para formar una inmensa nebulosa o, se transforma en nebulosa planetaria, más pequeña.

El átomo de Demócrito era mucho más de lo que él, en un principio intuyó que sería. Hoy sabemos que está conformado por diversas partículas de familias diferentes: unas son bariones que en el seno del átomo llamados nucleones (los hadrones que forman la materia bariónica y que fuera del núcleo llevan los nombres de Protón y Neutrón), otras son leptones que gitan alrededor del núcleo para darle estabilidad de cargas, y, otras, de la familia de los Quarks, construyen los bariones del núcleo y, todo ello, está, además, vigilado por otras partículas llamadas bosones intermedios de la fuerza nuclear fuerte, los Gluones que, procuran mantener confinados a los Quarks.

Pero no corramos tanto, la física atómica aún debería recorrer un largo camino para llegar a comprender la estructura que acabamos de reseñar. De los trs principales componentes del átomo -el protón, el neutrón y el electrón-, sólo el electrón había sido identificado (por J.J. Thomson, en los últimos años del siglo XIX). Nadie hablaba de energía “nuclear” pues ni siquiera se había demostrado la existencia de un núcleo atómico, y mucho menos de sus partículas constituyentes, el protón y el neutrón, que serían identificados, respectivamente, por Thomson en 1913 y James Chawick en 1932.

De importancia capital resultó conocer la existencia del núcleo y que éste, era 1/100.000 del total del átomo, es decir, casi todo el átomo estaba compuesto de espacios “vacíos” y, la materia así considerada, era una fracción infintesimal del total atómico.

Rutherford, Hans Geiger y Ernest Marsden se encontraban entre los Estrabones y Tolomeos de la cartografía atómica, en Manchester , de 1909 a 1911, sonderaron el átomo lanzando corrientes de “partículas alfa” subatómicas -núcleos de helio- contra delgadas laminillas de oro, plata, estaño y otros metales. La mayoría de partículas Alfa se escapaban a través de las laminillas, pero, para sombro de los experimentadores, algunas rebotaban hacia atrás. Rutherford pensó durante largo tiempo e intensamente en este extraño resultado; era tan sorprendente, señalaba, como si una bala rebotase sobre un pañuelo de papel. Finalmente, en una cena en su casa en 1911, anunció a unos pocos amigos que había dado con una explicación: que la mayoría de la masa de un átomo reside en un diminuto núcleo masivo. Ruthertford pudo calcular la carga y el diámetro máximo del nucleo atómico. Así se supo que los elementos pesados eran más pesados que los elementos ligeros porque los núcleos de sus átomos tienen mayor masa.

El simple hecho de que hayamos sido capaces de “entrar” en esos laberintos profundos… ¡Es un milagro en sí mismo! LLegar a comprender lo que está pasando en el infinitesimal espacio de un núcleo atómico… ¡Esen sí mismo asombroso!

Todos sabemos ahora, la función que desarrollan los electrones en el átomo. Pero el ámbito de los electrones para poder llegar a la comprensión completa, tuvo que ser explorado, entre otros, por el físico danés Niels Bohr, quien demostró que ocupaban órbitas, o capas, discretas que rodean al núcleo. (Durante un tiempo Bohr consideró el átomo como un diminuto sistema solar, pero ese análisis, pronto demostró ser inadecuado; el átomo no está rígido por la mecánica newtoniana sino por la mecánica cuántica.)

Entre sus muchos otros éxitos, el modelo de Bohr revelaba la base física de la espectroscopia. El número de electrones de un átomo está determinado por la carga eléctrica del núcleo, la que a su vez se debe al número de protones del núcleo, que es la clave de la identidad química del átomo. Cuando un electróncae  de una órbita externa a una órbita interior emite un fotón. La longitud de onda de este fotón está determinada por las órbitas particulares entre las que el electrón efectúa la transición. E esta es la razón de que un espectro que registra las longitudes de onda de los fotones, revele los elementos químicos que forman las estrellas u otros objetos que sean estudiados por el espectroscopista. En palabras de Max Planck, el fundador de la física cuántica, el modelo de Bohr del átomo nos proporciona “la llave largamente buscada de la puerta de entrada al maravilloso mundo de la espectroscopia, que desde el descubrimiento del análisis espectral (por Fraunhoufer) había desafiado obtinadamente todos los intentos de conocerlo”.

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.

Es un gran triunfo del ingenio humano el saber cómo están conformadas las las estrellas, de qué materiales están hechas, y, sobre todo, que mecanismos funcionan dentro de ellas a más de 15.000.000 de grados para crear elementos nuevos. Recuerdo aquí a aquel Presidente de la Real Society de Londres que, en una reunión multitudinaria, llegó a decir: “Una cosa está clara, nunca podremos saber de qué están hechas las estrellas”. El hombre se vistió de gloria con la, desde entonces, famosa frase. Creo que nada, con tiempo por delante, será imposible para nosotros.

Pero, por maravilloso que nos pueda parecer el haber llegado a la comprensión de que los espectros revelan saltos y tumbos de los electrones en sus órbitas de Bohr, aún nadie podía hallar en los espectros de las estrellas las claves significativas sobre lo que las hace brillar. En ausencia de una teoría convincente, se abandonó este campo a los taxonomistas, a los que seguían obstinadamente registrando y catalogando espectros de estrellas, aunque no sabían hacia donde los conduciría esto.

En el Laboratorio de la Universidad de Harvard, uno de los principales centros de la monótona pero prometedora tarea de la taxonomía estelar, las placas fotográficas que mostraban los colores y espectros de decenas de miles de estrellas se apilaban delante de “calculadoras”, mujeres solteras en su mayoría y, de entre ellas, Henrietta Leavitt, la investigadora pionera de las estrellas variables Cefeidas que tan útiles serían a Shapley y Hubble.

Imagen de Sirio A, la estrella más brillante del cielo tomada 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.

Fue Cannon quien, en 1915, empezó a discernir la forma en una totalidad de estrellas en las que estaba presente la diversidad, cuando descubrió que en una mayoría, las estrellas, pertenecían a una de media docena de clases espectrales distintas. Su sistema de clasificación, ahora generalizado en la astronomía estelar, ordena los espectros por el color, desde las estrellas O blancoazuladas, pasando por las estrellas G amarillas como el Sol, hasta estrellas rojas M. Era un rasgo de simplicidad denajo de la asombrosa variedad de las estrellas.

                                                                      Las Pléyades y las Híades

Pronto se descubrió un orden más profundo, en 1911, cuando el ingeniero y astrónomo autodidacta danés Ejnar Hertzsprung analizó los datos de Cannon y Maury de las estrellas de dos cúmulos, las Híades y las Pléyades. Los cúmulos como estos son genuinos conjuntos de estrellas y no meras alineaciones al azar; hasta un observador poco experimentado saltaría con entusiasmo cuando recorre con el telescopio las Pléyades, con sus estrellas color azul verdoso enredadas en telarañas de polvo de diamante, o las Híades, cuyas estrellas varían en color desde el blanco mate hasta un amarillo apagado.

                                      Las Híades

Hertzsprung utilizó los cúmulos como muestras de laboratorio con las que podía buscar una relación entre los colores y los brillos intrínsecos de las estrellas. Halló tal relación: la mayoría de las estrellas de ambos cúmulos caían en dos líneas suavemente curvadas. Esto, en forma de gráfico, fue el primer esbozo de un árbol de estrellas que desde entonces ha sido llamado diagrama Hertzsprung-Russell.

El progreso en física, mientras tanto, estaba bloquedado por una barrera aparentemente insuperable. Esto era literal: el agente responsable era conocido como barrera de Coulomb, y por un tiempo frustó los esfuerzos de las físicos teóricos para copmprender como la fusión nuclear podía producir energía en las estrellas.

La línea de razonamiento que conducía a esa barrera era impecable. Las estrellas están formadas en su mayor parte por hidrógeno. (Esto se hace evidente en el estudio de sus espectros.) El núcleo del átomo de Hidrógeno consiste en un solo protón, y el protón contiene casi toda la masa del átomo. (Sabemos esto por los experimentos de Rutherford). Por tanto, el protón también debe contener casi toda la energía latente del átomo de hidrógeno. (Recordemos que la masa es igual a la energía: E = mc².) En el calor de una estrella, los protones son esparcidos a altas velocidades -el calor intenso significa que las partículas involucradas se mueven a enormes velocidades- y, como hay muchos protones que se apiñan en el núcleo denso de una estrella, deben tener muchísimos choques. En resumen, la energía del Sol y las estrellas, puede suponerse razonablemente, implica las interacciones de los protones. Esta era la base de la conjetura de Eddintong de que la fuente de la energía estelar “difícilmente puede ser otra que la energía subatómica, la cual, como se sabe, existe en abundancia en toda materia”.

                                               Plasma en ebullición en la superficie del Sol

Hasta el momento todo lo que hemos repasado está bien pero, ¿que pasa con la Barrera de Coulomb? Los protones están cargados positivamente; las partículas de igual carga se repelen entre sí; y este obstáculo parecía demasiado grande para ser superado, aun a la elevada velocidad a la que los protones se agitaban en el intenso calor del interior de las estrellas. De acuerdo con la física clásica, muy raras veces podían dos protones de una estrella ir con la rapidez suficiente para romper las murallas de sus campos de fuerza electromagnéticos y fundirse en un solo núcleo. Los cálculos decían que la tasa de colisión de protones no podía bastar para mantener las reacciones de fusión. Sin embargo, allí estaba el Sol, con el rostro radiante, riéndose de las ecuaciones que afirmaban que no podía brillar.

Afortunadamente, en el ámbito nuclear, las reglas de la Naturaleza no se rigen por las de la mecánica de la física clásica, que tienen validez para grandes objetos, como guijarros y planetas, pero pierden esa validez en el reino de lo muy pequeño. En la escala nuclear, rigen las reglas de la indeterminación cuántica.  La mecánica cuántica demuestra que el futuro del protón sólo puede predecirse en términos de probabilidades: la mayoría de las veces el protón rebotará en la Barrera de Coulomb, pero de cuando en cuando, la atravesará. Este es el “efecto túnel cuántico”; que permite brillar a las estrellas.

El proceso Triple Alfa que hace posible “fabricar” Carbono

George Gamow, ansioso de explotar las conexiones entre la astronomía y la nueva física exótica a la que era adepto, aplicó las probabilidades cuánticas a la cuestión de la fusión nuclear en las estrellas y descubrió que los protones pueden superar la Barrera de Coulomb. Esta historia es mucho más extensa y nos llevaría hasta los trabajos de Hans Bethe, Edward Teller y otros, así como, al famoso Fred Hoyle y su efecto Triple Alfa y otras maravillas que, nos cuentan la historia que existe desde los átomos a las estrellas del cielo.

emilio silvera

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Han pasado ya cincuenta años que Richard Feynman dictara su famosa charla:  There is plenty of room at the bottom: An invitation to enter a new field of physics (Hay suficiente espacio en el fondo: Una invitación a entrar en un campo en la Física). En ella estableció que las leyes de la Física no impiden manipular las cosas átomo a átomo; –“es algo que no se ha hecho debido a que somos demasiado grandes para hacerlo”-. Eso ha quedado atrás y, en la actualidad, sí que se manipulan los átomos.

“¿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 están formando. IC 1805 (la nebulosa Corazon) es a menudo llamada también 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 inmersa en esa Nebulosa que la esconde dentro del gas y el polvo.

Betelgeuse tiene 1.000 veces el diámetro 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 “vacío” 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 compruena mediante el estudio de sus espectros.

• 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

Sabemos de qué está hecho el Sol y cómo son los mecanismos que allí se producen para formar elementos

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.

R. Leporis, la estrella de Carbono que denominaron con el sobrenombre de “Carmesí”

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

La partícula que transporta la fuerza de Gravedad,  el hipotético  gravitón, no ha sido hallado… aún.

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, magnétares creando inmensos capos electromagnéticos, agujeros negros que se tragan todo lo que traspasa el Horizonte de sucesos, Hermosas y brillantes Nebulosas de las que surgen las nuevas estrellas.

“Cuando hace un año se descubrió la estrella de neutrones SGR0418, poco podían pensar los astrónomos que su funcionamiento alteraría todas las teorías existentes hasta ahora acerca del funcionamiento de los magnétares. Sin embargo es así, ya que funciona como uno de éstos y no como sería propio de su condición. Este hallazgo, según la investigadora Nanda Rea del Instituto de Ciencias del Espacio, obliga a la ciencia a replantearse las teorías que se manejaban hasta ahora acerca del origen y evolución de los magnétares.”

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.

El Año Internacional de Luz, fue celebrado en el año 2015 y, si fuese por la importancia que la luz tiene para nosotros, todos los años debería celebrarse tal acontecimiento. no debemos perder de vista que la luz tiene tanto importancia para vida como el agua. Sin luz tendríamos un planeta oscuro con una sola noche eterna, y, un frío de tenebroso, sin esos bellos rincones que se pueden conformar cuando la luz, aparece tras una montaña, en el bosque, en el horizonte del Océano, o, simplemente se refleja en la blanca nieve, en las olas del Mar o en una atronadora catarata. Incide en nuestro planeta que, con sus 23º de inclinación, hace posible que existan las Estaciones, la luz y el calor del Sol, además, es absorbida por los seres fotosintéticos haciendo posible la base de la cadena trófica.

La luz Natural es un un regalo de vida que nos dio nuestro Universo y hace posible que esa luz y ese calor que el Sol nos envía, haga factible la dinámica y la vida en el planeta, para que se realice la tan necesaria fotosíntesis, y muchos más beneficiosos y fenónomenos que, no siempre sabemos valorar en su justa medida.

emilio silvera

Un telescopio de Canadá detecta unas extrañas y misteriosas señales de radio procedentes de una galaxia muy lejana

Un equipo de científicos liderado por Canadá ha hallado unas señales misteriosas que emanan de una galaxia muy lejana. La naturaleza precisa y el origen de las explosiones de las ondas de radio es desconocida, según revela la investigación publicada en la revista Nature.

Entre las 13 ráfagas de radio rápidas, conocidas como FRB, se ha hallado una señal de repetición muy inusual, proveniente de la misma fuente a unos 2.500 millones de años luz de distancia. Es decir, una segunda señal igual que otra anterior que se registró en 2012. Los científicos creen que las FRB proceden de poderosos fenómenos astrofísicos a miles de millones de años luz de distancia, pero el origen real sigue siendo un misterio.

“¡Mira! Vemos FRB”, dijo Deborah Good, una astrónoma de la Universidad de British Columbia en Vancouver, Canadá, en una reunión de la American Astronomical Society en Seattle, el pasado 7 de enero.

Good informó sobre los primeros resultados del Experimento Canadiense de Cartografía de la Intensidad del Hidrógeno (CHIME), un telescopio que originalmente fue diseñado para explorar el Universo primitivo pero que resultó ser ideal para detectar FRB . Visto por primera vez en 2007, los FRB son uno de los misterios más intrigantes de la astrofísica. Aparecen por todo el cielo, y los astrónomos no están seguros de qué los causa.

Tal señal sólo había sido registrada una vez antes, y por un telescopio diferente.“Hemos descubierto una segunda señal repetitiva y sus propiedades son muy similares a la primera”, dijo Shriharsh Tendulkar, de la Universidad McGill de Canadá. Apareció por primera vez en 2012 y parece originarse en una galaxia a unos 2.500 millones de años luz de la Tierra.

¿Una estrella de neutrones o una nave alienígena?

Hay una serie de teorías sobre lo que podría estar causando estas señales de radio. La mayoritaria es que se trata de una estrella de neutrones con un campo magnético muy fuerte que gira muy rápidamente, o que se trata de dos estrellas de neutrones que se fusionan. Y, entre una minoría de observadores, que se trata de alguna forma de nave espacial alienígena.

De las más de 60 FRB observadas hasta la fecha, sólo se habían encontrado repeticiones de una sola fuente una vez, un descubrimiento realizado por el radiotelescopio de Arecibo en Puerto Rico en 2015, ahora ya son dos.

“Hasta ahora, solo se conocía una FRB repetida. Sabiendo que hay otra sugiere que podría haber más por ahí. Y con más repetidores y más fuentes disponibles para el estudio, podremos entender estos enigmas cósmicos -de dónde proceden y qué los causa-“, apunta Ingrid Stairs, miembro del equipo CHIME y astrofísica de la UBC.

Antes de que CHIME comenzara a recopilar datos, algunos científicos se preguntaban si el rango de frecuencias de radio con el que el telescopio había sido diseñado para detectar sería demasiado bajo para captar ráfagas de radio rápidas. La mayoría de las FRB detectadas anteriormente se habían encontrado en frecuencias cercanas a 1400 MHz, muy por encima del rango del telescopio canadiense de 400 MHz a 800 MHz.

El estudio de FRB de baja frecuencia y la forma en que su radiación se dispersa en el camino a la Tierra, puede revelar más sobre el entorno en el que nacieron las explosiones.