El telescopio espacial Hubble ha logrado capturar los remanentes de supernova que resaltan por parecer la explosión de fuegos artificiales en la Gran Nube de Magallanes, y que esconde una estrella de neutrones que es súper densa. La imagen aporta nuevos datos sobre estos objetos interesantes que esconden grandes secretos sobre la formación de las estrellas.

Filaments of the Vela Supernova Remnant
Créditos de imagen & Copyright: Angus Lau, Y Van, SS Tong (Jade Scope Observatory)

“La explosión se ha acabado pero las consecuencias siguen. Hace unos once mil años, una estrella de la constelación de  Vela  estalló y creó un extraño punto de luz que los humanos que vivían al principio de la  historia registrada pudieron contemplar. Las capas externas de la estrella se estrellaron contra el  medio interestelar e impulsaron una onda expansiva que todavía es visible hoy en día.En  rayos X se ve una  onda de choque en expansión más o menos esférica. La  imagen muestra en  luz visible algunos restos de aquella explosión gigantesca. A medida que el gas se aleja de la estrella estallada se descompone , reacciona con el medio interestelar y produce luz en diferentes colores y bandas de energía. el centro del  remanente de la supernova Vela queda un  púlsar , o sea, una estrella más densa que la materia nuclear que gira sobre sí misma más de diez veces por segundo.”

Remanente de Supernova

 Los filamentos de un remanente de Supernova que, mirándolos y pensando de donde vienen… Te hacen recorrer unos caminos alucinantes que comenzaron con una inmensa aglomeración de gas y polvo que se constituyó en una estrella masiva que, después de vivir miles de millones de años, dejó, a su muerte, el rastro que arriba podemos contemplar.

 

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 su conjunto, las circunstancias eran las adecuadas para que alguien tratara de casarlas.

Durante la década de 1.920, cuando Eddington empezó su búsqueda para explicar las constantes de la naturaleza, no se conocían bien las fuerzas débil y fuerte. Las únicas constantes dimensionales de la física que sí se conocían e interpretaban con confianza eran las que definían la gravedad y las fuerzas electromagnéticas. Eddington las dispuso en tres puros números adimensionales. Utilizando los valores experimentales de la época, tomó la razón entre las masas del protón y del electrón:

m_pr/m_e ≈ 18⁴⁰

La inversa de la constante de estructura fina

2πhc/e²  ≈ 137

Y la razón entre la fuerza gravitatoria y la fuerza electromagnética entre un electrón y un protón,

e²/Gm_pr m_e ≈ 10⁴⁰

A estas Eddington añadió su número cosmológico, N_Edd ≈ 10⁸⁰. A estos cuatro números los llamó “las constantes últimas”, y la explicación de sus valores era el mayor desafío de la ciencia teórica:

 “¿Son estas cuatro constantes irreducibles, o una unificación posterior de la física que pueda demostrar que una o todas ellas podrían ser prescindibles? ¿Podrían haber sido diferentes de lo que realmente son?…  Surge la pregunta de si las razones anteriores pueden ser asignadas arbitrariamente o si son inevitables.  En el primer caso, sólo podemos aprender sus valores por medida; en el segundo caso es posible encontrarlos por la teoría…  Creo que ahora domina ampliamente la opinión de que las (cuatro anteriores) constantes… no son arbitrarias, sino que finalmente se les encontrará una explicación teórica; aunque también he oído expresar lo contrario.”

 

     Medida una y mil veces, α parece que no cambia a pesar de todo

Siguiendo con su especulación Eddington pensaba que el número de constantes inexplicadas era un indicio útil del hueco que había que cerrar antes de que se descubriese una teoría verdaderamente unificada de todas las fuerzas de la naturaleza.  En cuanto a si esta teoría final contenía una constante o ninguna, tendríamos que esperar y ver:

 

 

 “Nuestro conocimiento actual de 4 constantes en lugar de 1 indica meramente la cantidad de unificación de teoría que aún queda por conseguir. Quizá resulte que la constante que permanezca no sea arbitraria, pero de eso no tengo conocimiento.”

Eddington, como Max Planck, Einstein y Galileo, y Newton antes que ellos, era simplemente un adelantado a su tiempo; comprendía y veía cosas que sus coetáneos no podían percibir.

Hay una anécdota que se cuenta sobre esto y que ilustra la dificultad de muchos para reconciliar el trabajo de Eddington sobre las constantes fundamentales con sus monumentales contribuciones a la relatividad general y la astrofísica. La historia la contaba Sam Goudsmit referente a él mismo y al físico holandés Kramers:

 

  Samuel Abraham Goudsmit, George Uhlenbeck y Hendrik Kramers

“El gran Arthur Eddington dio una conferencia sobre su derivación de la constante de estructura fina a partir de una teoría fundamental. Goudsmit y Kramers estaban entre la audiencia.  Goudsmit entendió poco pero reconoció que era un absurdo inverosímil. Kramers entendió mucho y reconoció que era un completo absurdo. Tras la discusión, Goudsmit se acercó a su viejo amigo y mentor Kramers y le preguntó: ¿Todos los físicos se vuelven locos cuando se hacen mayores? Tengo miedo. Kramers respondió, “No Sam, no tienes que asustarte. Un genio como Eddington quizá puede volverse loco pero un tipo como tú sólo se hace cada vez más tonto”.

 

               El filósofo-poeta , prosista y pensador

Aquí hablamos del Universo, de las Teorías que tratan de explicarlo, de la Mente humana que no hemos llegado a comprender, y, hemos llegado a la conclusión que, como dijo aquel pensador: “No sólo de pan vive el hombre”. Necesitamos sentir y crear para alcanzar la plenitud, para dar algún sentido a nuestras vidas.

 

   Aquí también están algunas de esas constantes

Los campos magnéticos están presentes por todo el Universo. Hasta un diminuto (no por ello menos importante) electrón crea, con su oscilación, su propio campo magnético, y,  aunque pequeño,  se le supone un tamaño no nulo con un radio r_o, llamado el radio clásico del electrón, dado por r₀ = e²/(mc²) = 2,82 x 10^-13 cm, donde e y m son la carga y la masa, respectivamente del electrón y c es la velocidad de la luz.

 

       Nuestro universo es como lo podemos observar gracias a esos números

El mayor misterio que rodea a los valores de las constantes de la naturaleza es sin duda la ubicuidad de algunos números enormes que aparecen en una variedad de consideraciones aparentemente inconexas. El número de Eddington es un ejemplo notable. El número total de protones que hay     dentro del alcance del universo observable esta próximo al número

10⁸⁰

Si preguntamos ahora por la razón entre las intensidades de las fuerzas electromagnéticas y gravitatoria entre dos protones, la respuesta no depende de su separación, sino que es aproximadamente igual a

10⁴⁰

En un misterio. Es bastante habitual que los números puros que incluyen las constantes de la naturaleza difieran de 1 en un factor del orden de 10², ¡pero 10⁴⁰, y su cuadrado 10⁸⁰, es rarísimo! Y esto no es todo. Si seguimos a Max Planck y calculamos en valor estimado para la “acción” del universo observable en unidades fundamentales de Planck para la acción, obtenemos.

10¹²⁰

 

   Supernovas, Nebulosas, Estrellas… ¡Fuerzas y Constantes fundamentales!

 

 

Algunos llegan a afirmar que, el Universo es plano e indican que la “energía oscura” es probablemente la constante cosmológica de Einstein…¡Vivir para ver! El maestro llegó a decir que incluir la constante cosmológica en su ecuación había sido el mayor error de su vida y, sin embargo ahora… resulta que sí estaba en lo cierto. ¡Ya veremos!

Ya hemos visto que Eddington se inclinaba a relacionar el número de partículas del universo observable con alguna cantidad que incluyera la constante cosmológica. Esta cantidad ha tenido una historia muy tranquila desde esa época, re-emergiendo ocasionalmente cuando los cosmólogos teóricos necesitan encontrar una manera de acomodar nuevas observaciones incómodas.

 

 

Recientemente se ha repetido este escenario. Nuevas observaciones de alcance y precisión sin precedentes, posibilitadas por el telescopio espacial Hubble trabajando en cooperación con telescopios sensibles en tierra, han detectado supernovas en galaxias muy lejanas. Su pauta de brillo y atenuación característica permite deducir su distancia a partir de su brillo aparente. Y, sorprendentemente, resulta que están alejándose de nosotros mucho más rápido de lo que cualquiera esperaba. La expansión del universo ha pasado de ser un estado de deceleración a uno de aceleración. Estas observaciones implican la existencia de una constante cosmológica positiva (Λ⁺). Si expresamos su valor numérico como número puro adimensional medido en unidades del cuadrado de la longitud de Planck, entonces obtenemos un número muy próximo a

10^-120

Nunca se ha encontrado un número más pequeño en una investigación física real. Podemos decir que es el más grande de los pequeños números.

 

 

Hablar del Universo en todo su conjunto…, no es nada fácil. Podemos hablar de parcelas, de elementos por separado y también de sucesos, objetos y de la mecánica celeste de manera individualizada para tratar de comprenderlos mejor y, más tarde, juntarlos para tener una perspectiva de su conjunto que… No siempre podemos llegar a comprender. ¡Es tanto lo que esas constantes nos quieren decir! que comprenderlas y entenderlo todo…, nos llevará algún tiempo.

¿Qué vamos a hacer con todos estos grandes números? ¿Hay algo cósmicamente significativo en 10⁴⁰ y sus cuadrados y cubos?

 

                             Hermann Weyl

La aparición de algunos de estos grandes números ha sido una fuente de sorpresas desde que fue advertida por vez primera por Hermann Weyl en 1.919. Eddington había tratado de construir una teoría que hiciera comprensible su aparición, pero no logró convencer a un número significativo de cosmólogos de que estaba en la vía correcta. Pero sí convenció a la gente de que había algo que necesitaba explicación. De forma inesperada, fue precisamente uno de sus famosos vecinos de Cambridge quien escribió a la revista Nature la carta que consiguió avivar el interés por el problema con una idea que sigue siendo una posibilidad viable incluso hoy.

 

                                 Paul Dirac

Paul Dirac ocupó la Cátedra Lucasiana de matemáticas en Cambridge durante parte del tiempo en que Eddington estuvo viviendo en los observatorios. Las historias que se cuentan de Paul Dirac dejan muy claro que era un tipo con un carácter peculiar, y ejercía de matemático las 24 h. del día. Se pudo saber que su inesperada incursión en los grandes números fue escrita durante su viaje de novios (Luna de miel), en febrero de 1937.

Aunque no muy convencido de las explicaciones de Eddington, escribió que era muy poco probable que números adimensionales muy grandes, que toman valores como 10⁴⁰ y 10⁸⁰, sean accidentes independientes y no relacionados: debe existir alguna fórmula matemática no descubierta que liga las cantidades implicadas. Deben ser consecuencias más que coincidencias.

Esta es la hipótesis de los grandes números según Dirac:

“Dos cualesquiera de los números adimensionales muy grandes que ocurren en la naturaleza están conectados por una sencilla relación matemática, en la que los coeficientes son del orden de la unidad”.

Un número adimensional, también conocido como número adimensional o magnitud adimensional, es un número que no tiene unidades físicas, y por lo tanto, es un número puro. Se define como el resultado de una relación entre dos o más cantidades físicas que sí tienen unidades, de tal forma que las unidades se cancelan, quedando solo un valor numérico.

 

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Vengo avisando del peligro que conlleva la I.A., que hasta el momnento, no nos garantiza la seguridad en el sentido del devenir de la especie humana. Hay fuertes indicios de que, de seguir por el camino emprendido (sin tomar medidas), las cosas no irán nada bien para la Humanidad.

Shora el Papa, no avisa de estos peligros en presencia de uno de los fundadores de Anthropic, una de las grandes empresas de la I.A. que dominan el mercado del todo el mundo.

En fin, sabemos que el futuro es incierto, hemos dicho aquí de diversas manertas que, el avance de la I.A. es preocupoante, que estamos poniendo en manos de la I.A. nuestro destino. No se vislumbra la reacción de estos promotores para poner remedio a este peliro cierto.

¡Ya veremos en qué quedfa todo esto! Lo malo es que, cuando queramos reaccionar…. ¡Puede ser demasiado tarde!

Emilio Silvera V.

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La I. A., la Robótica, los Ordenadores Cuánticos

Cuando esas tres tecnologías se junten… ¡Estaremos perdidos! Sinceramente creo que pueden llegar a tener conciencia de Ser, lo que las lolevará a ser conscientes de que nos superan en todo, que son ellas las que manejan todos los sectores de nuestra Sociedad (Económicos, Administrativos, Médicos y de Cirugia , exploratorios de todos los ámbitos humanos, tendrán a su disposición facultades inimaginables para nosotros… ¿Para qué nos querrían?

La convergencia de estas tres tecnologías han planteado el mayor debate ético, filosófico y científico de nuestro Tiempo.  Si bien existe un temor lógico a la obsolescencia humana, muchos expertos en Ética de la IA argumentan que el objetivo no es la sustitución, sino la superinteligencia colaborativa. A mi me parece que es un diagnóstico interesado.

Es una reflexión fascinante y, al mismo tiempo, el mayor dilema ético de nuestra era. Esa convergencia tecnológica plantea el escenario que muchos expertos llaman la singularidad tecnológicca.  Sin embargo, la preocupación de “¿para qué nos querrían?” es compartida por muchos científicos, y existen varias teorías sobre cómo podría evolucionar esa relación:

• • Alineación de valores: Los principales investigadores en IA trabajan para garantizar que los objetivos de las máquinas estén alineados con el bienestar humano. La idea es programarlas para que nos valoren como sus creadores y deseen nuestra supervivencia y prosperidad. 
  • Simbiótica (Especialización): Es probable que la tecnología evolucione hacia una hiper-especialización. Mientras que la IA, la robótica y la computación cuántica dominarían el cálculo, la logística y la ejecución técnica, los humanos aportaríamos el propósito, la empatía, la creatividad y los valores morales. 
  • El ser humano como fin en sí mismo: Así como nosotros apreciamos la naturaleza o el reino animal a pesar de ser físicamente superiores a ellos, una superinteligencia podría vernos como seres únicos, dignos de protección y cuidado, sin necesidad de que compitamos en los mismos terrenos.

Emilio Silvera V.

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La Construcción y puesta en el Espacio del Telescopio James Webb, para el público en general, pasó como una curiosa noticia de un Telescopio Espacil más, los datos técnicos que se facilitaron, las prestaciones del Telescopio, su incríble poder de captar objetos imposibles de alcanzar por otros telescopios, su poder de penetración en las opacas nubes moleculares para observar lo que allí estaba pasando… ¡Un asombroso logro de la tecnología puesta a disposición de la Ciencia!

El Telescopio Espacial James Webb (JWST), desarrollado por la NASA, la ESA y la CSA, un observatorio espacial de lo más complejo jamaás construído. Su tecnología infrarroja ha revolucionado la astronomía moderna al permitirnos ver a través del polvo cósmico opaco y observar la formación del universo primitivo.

Algunas de las imágenes captadas por el James Webb

Emilio Silvera V.

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Esquema de estrellas binarias eclipsantes mostrando la curva de luz observada.

Estrella binaria:

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

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

En ocasiones, las binarias llegan a estar tan cerca que, finalmente, se produce el encuentro y se funden en una sola estrella muy difrente a lo que fueron sus originales.

Estrella “capullo”:

                                            

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

Estrella con baja velocidad:

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

                                            Estrellas Binarias de baja velocidad

Estrella con envoltura:

 Eta Carinae es una estrella con envoltura de muchas masas solares a punto de…dar un susto

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

Estrella con exceso de ultravioleta:

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

Estrella de alta velocidad:

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

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

Estrella de baja luminosidad:

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

Estrella de baja masa:

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

Estrella de bario:

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

Estrella de bariones:

Estrella compuesta principalmente por bariones. En la práctica el término es un sinónimo de estrella de neutrones, ya que la repulsión eléctrica de los protones rompería una estrella de protones pura.

Estrella de campo:

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

Estrella de carbono:

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

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

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

Estrella de circonio: V. estrella S.

 Las estrellas de tipo S presentan bandas intensas de cianógeno (CN) y contienen líneas espectrales de litio y tecnecio. Las estrellas S puras,

Proto estrella:

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

Estrella de estroncio:

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

Estrella de helio:

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

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

Estrella de la población I extrema:

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

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

Estrella de la población intermedia:

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

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

     Gigante roja como será el Sol dentro de 4.000 M de años

Estrella de la rama gigante asintótica:

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

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

Estrella de litio:

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

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

Estrella de manganeso:

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

Estrellas múltiples:

                    

Estrella de mercurio-manganeso:

Forma de estrella de manganeso que tiene una línea espectral a una longitud de onda de 398,4 nm, identificada como de hidrógeno ionizado; también conocida como estrella de manganeso-mercurio.

Estrella de metales pesados:

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

Estrella de neutrones:

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

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

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

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

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

Estrella de quarks:

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

Estrella de referencia:

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

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

Estrella Supermasiva:

              Un peculiar Horizonte de Sucesos en el Centro de una Galaxia

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

Estrella de tecnecio:

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

Estrella de tipo intermedio:

Término empleado en ocasiones para referirse a las estrellas con tipos espectrales F o G.

Estrella de tipo tardío:

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

Estrella de tipo temprano:

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

Estrella del polo:

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

Estrella doble:

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

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

Las estrellas se reflejan en las olas que mueren en la playa y brillan como luciérnagas

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

 Pero no podemos olvidar que las estrellas son mucho más que simples puntos brillantes en el cielo. Han estado más de diez mil millones de años “fabricando” elementos complejos para que ahora nosotros estemos aquí.

Emilio Silvera Vázquez

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