Astrofísica
Web elaborada para Arturo Baña Jiménez
(junio 2011)

-a) Hemisferio Norte Celeste dinámico
-b) Hemisferio Norte Celeste estático
-c) Constelación El Boyero y la estrella Arcturus
-d) Sistema Solar (aparecerá en otra web diferente, con aportes de "Asteromia")
-e) Observando el cielo (Imágenes analizando el cielo con el programa "Stellarium")

01) Astrofísica
01a) Física
01b) Química
02) Posibilidades de estudiar Astrofísica
03) Instituto de Astrofísica de Andalucía
04) Instituto de Astrofísica de Canarias
05) Web sobre Astronomía, interesante
06) Web interesante sobre Astronomía, con Foro serio

-A) Agujero de Gusano
-B) Agujero Negro
-C) Cuásar
-D) Estrella
-E) Supernova
-F) Estrella binaria
-G) Cúmulos
-H) Constelación
-I) Galaxia
-J) Materia oscura
-K) Energía oscura
-L) Antimateria
-M) Acelerador y colisionador de partículas
-N) Teoría de Cuerdas
-O) Cometa Hyakutake


Hemisferio Norte Celeste:
La flecha central señala el Norte desde la estrella polar de la Osa Menor,
para el día 6 de octubre a las 12 de la noche. La Osa Mayor apunta a la constelación del Boyero.


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Visión del Círculo Celeste para las 12 de la noche del día 20 de febrero:

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El Boyero (Bootes):

Arturo o Arcturus (Alfa Bootis / a Boo / 16 Bootis) es la tercera estrella más brillante del cielo nocturno, con una magnitud visual de -0,04, después de Sirio (a Canis Majoris) y Canopus (a Carinae). Considerando juntas las dos componentes principales de Alfa Centauri, que no se pueden resolver a simple vista, Arturo pasa a ser la cuarta estrella más brillante. Se trata, por lo tanto, de la estrella más brillante del hemisferio celeste norte. Su constelación es Bootes, «El Boyero».

El nombre de Arturo proviene del griego antiguo ApktoOpoç (Arcturus), «el guardián del oso» y está relacionado con su proximidad a las constelaciones de la Osa Mayor (Ursa Major) y la Osa Menor (Ursa Minor).

Es visualmente 113 veces más luminosa que el Sol; pero si se considera la radiación que emite en el infrarrojo, su luminosidad es casi el doble, 215 veces mayor que la solar. Su radio, obtenido a partir de la medida de su diámetro angular (0,0210 segundos de de arco), es 25,7 veces mayor que el radio solar. Su masa es aproximadamente un 50% mayor que la del Sol y se piensa que en su núcleo interno ya ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono. Emite rayos X débiles, lo que sugiere que posee actividad magnética —pudiendo tener una «corona oculta» (su capa más externa) —, algo inusual en una estrella de sus características.
Tamaño de Arturo en comparación con el Sol.

Forma parte de un grupo de 53 estrellas que se mueven conjuntamente a través de nuestra galaxia y que recibe el nombre de «Grupo de Arturo». Una interesante teoría sostiene que Arturo, así como el resto de estrellas que forman su grupo, se han formado más allá de los confines de la Vía Láctea; la edad de algunos de sus miembros puede remontarse hasta los 10.000 - 12.000 millones de años, lo que implicaría que pueden provenir de una galaxia satélite absorbida en el pasado por nuestra propia galaxia
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      Astrofísica (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      El término astrofísica se refiere al estudio de la física del universo. Si bien se usó originalmente para denominar la parte teórica de dicho estudio, la necesidad de dar explicación física a las observaciones astronómicas ha llevado a cabo que los términos astronomía y astrofísica sean usados en forma equivalente.
      Una vez que se comprendió que los elementos que forman parte de los "objetos celestes" eran los mismos que conforman la Tierra, y que las mismas leyes de la física se aplican a ellos, había nacido la astrofísica como una aplicación de la física a los fenómenos observados por la astronomía. La astrofísica se basa pues en la asunción de que las leyes de la física y la química son universales, es decir, que son las mismas en todo el universo.
      La mayoría de los astrónomos (si no todos) tienen una sólida preparación en física, y las observaciones son siempre puestas en su contexto astrofísico, así que los campos de la astronomía y astrofísica están frecuentemente enlazados.

      Historia.-
      La astrofísica nace con la observación, realizada a comienzos del siglo XIX por J. von Fraunhofer (1787-1826) de que la luz del Sol, atravesando un espectroscopio (aparato capaz de descomponer la luz en sus colores fundamentales), da lugar a un espectro continuo sobre el cual se sobreimprimen líneas verticales, que son la huella de algunos de los elementos químicos presentes en la atmósfera solar, por ejemplo el hidrógeno y el sodio. Este descubrimiento introdujo un nuevo método de análisis indirecto, que permite conocer la constitución química de las estrellas lejanas y clasificarlas.
      Otros medios de investigación fundamentales para la astrofísica son la fotometría (medida de la intensidad de la luz emitida por los objetos celestes) y la astrofotografía o fotografía astronómica.
      La astrofísica es una ciencia tanto experimental, en el sentido que se basa en observaciones, como teórica, porque formula hipótesis sobre situaciones físicas no directamente accesibles. Otra gran zona de investigación de la astrofísica está constituida por el estudio de las características físicas de las estrellas.
      La astrofísica también estudia la composición y la estructura de la materia interestelar, nubes de gases y polvo que ocupan amplias zonas del espacio y que en una época eran consideradas absolutamente vacías. Los métodos de investigación astrofísica son también aplicados al estudio de los planetas y cuerpos menores del sistema solar, de cuya composición y estructura, gracias a las investigaciones llevadas a cabo por satélites artificiales y sondas interplanetarias, se ha podido lograr un conocimiento profundo, que en muchos casos ha permitido modificar convicciones muy antiguas.

      Asignaturas del Máster de Astrofísica en en IAC (Canarias):
* El link de la palabra "Asignaturas" lleva a la web que lo informa.


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      Física (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      La Fisica (del griego physis, que significa "naturaleza") es la ciencia que estudia las propiedades y el comportamiento de la materia y la energía, así como al tiempo y el espacio. En términos más generales, es el análisis general de la naturaleza, llevado a cabo con el fin de entender cómo el mundo y el universo se comportan. La física estudia, por lo tanto, un amplio rango de campos y fenómenos naturales, desde las partículas subatómicas y sus interacciones, hasta la formación, origen, futuro y evolución del Universo, pasando por una multitud de fenómenos naturales cotidianos.

      La Física es una de las más antiguas disciplinas académicas, tal vez la más antigua a través de la inclusión de la Astronomía. En los últimos dos milenios, la Física había sido considerada sinónimo de la Filosofía, la Química, y ciertas ramas de la Matemática y la Biología, pero durante la Revolución Científica en el siglo XVI surgió para convertirse en una ciencia moderna, única por derecho propio. Sin embargo, en algunas esferas como la Física matemática y la Química cuántica, los límites de la Física siguen siendo difíciles de distinguir.

      La Física, en su intento de describir los fenómenos naturales con exactitud y veracidad, ha llegado a límites impensables: el conocimiento actual abarca la descripción de partículas fundamentales microscópicas, el nacimiento de las estrellas en el universo e incluso conocer con una gran probabilidad lo que aconteció en los primeros instantes del nacimiento de nuestro universo, por citar unos pocos campos.

      La Física, en su búsqueda de describir la verdad última de la naturaleza, tiene varias bifurcaciones, las cuales podrían agruparse en cinco teorías principales: la Mecánica clásica, que describe el movimiento macroscópico; el Electromagnetismo, que describe los fenómenos electromagnéticos como la luz; la Relatividad, formulada por Einstein, que describe el espacio-tiempo y la interacción gravitatoria; la Termodinámica, que describe los fenómenos moleculares y de intercambio de calor; y, finalmente, la Mecánica cuántica, que describe el comportamiento del mundo atómico.

      Asignaturas que se estudian en Física:
* Álgebra, Análisis matemático, Física general, Química general.
* Electricidad y Magnetismo, Mecánica y Ondas.
* Mecánica cuántica (Física cuántica), Termología y Mecánica estadística, Métodos matemáticos de la Física, Óptica.
* Electromagnetismo, Electrónica, Automática.
* Mecánica analítica, Optica de Fourier, Métodos numéricos.
* Mecánica cuántica, Relatividad.
* Informática, Física Nuclear.
* Física del estado sólido, Física de fluidos, Física nuclear y subnuclear.
* Física atómica y molecular, Propiedades mecánicas de los sólidos, Historia de la Física.
* Análisis matemático.
* Inglés científico (optativo).


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      Química (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Se denomina química (del árabe keme, que significa "tierra") a la ciencia que estudia la composición, estructura y propiedades de la materia, como los cambios que ésta experimenta durante las reacciones químicas y su relación con la energía. Históricamente la química moderna es la evolución de la alquimia tras la Revolución química (1733).

      Las disciplinas de la química han sido agrupadas por la clase de materia bajo estudio o el tipo de estudio realizado. Entre éstas se tienen la química inorgánica, que estudia la materia inorgánica; la química orgánica, que trata con la materia orgánica; la bioquímica, el estudio de substancias en organismos biológicos; la físico-química, comprende los aspectos energéticos de sistemas químicos a escalas macroscópicas, moleculares y atómicas; la química analítica, que analiza muestras de materia tratando de entender su composición y estructura. Otras ramas de la química han emergido en tiempos recientes, por ejemplo, la neuroquímica que estudia los aspectos químicos del cerebro.

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      Posibilidades de estudiar Astrofísica.-

      En Madrid, Granada, Santander y Canarias.
      Quizá para Astrofísica hay que estudiar primero Física.



      Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC).- (en Granada).-

      http://www.iaa.es/


      Instituto de Astrofísica de Canarias.-

      http://www.iac.es/

      El Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) es un centro de investigación español internacionalizado. Cuenta con dos sedes y dos Observatorios en un entorno de excelente calidad astronómica y en su conjunto constituye el Observatorio Norte Europeo (ENO).
      El IAC tiene su sede central en La Laguna, lugar de trabajo habitual de la mayor parte de su personal. En él se llevan a cabo proyectos de investigación astrofísica y desarrollo tecnológico, una escuela de post-grado y divulgación científica.
      La otra sede del IAC está en el Centro de Astrofísica de La Palma (CALP), en donde también tienen sus oficinas el Gran Telescopio CANARIAS y la Colaboración Magic, ubicándose además el superordenador LaPalma.


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      Web sobre Astronomía, interesante.-

      http://asteromia.net/index11.html


      Web interesante sobre Astronomía, con Foro serio.-

      http://www.latinquasar.org/
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      Agujero de Gusano (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      En física, un agujero de gusano, también conocido como un puente de Einstein-Rosen, es una hipotética característica topológica del espacio-tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad especial, la cual es esencialmente un "atajo" a través del espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo menos dos extremos, conectados a una única "garganta", pudiendo la materia 'desplazarse' de un extremo a otro pasando a través de ésta.

      El primer científico en advertir de la existencia de agujeros de gusanos fue Ludwig Flamm en 1916. En este sentido la hipótesis del agujero de gusano es una actualización de la decimonónica teoría de una cuarta dimensión espacial que suponía -por ejemplo- dado un cuerpo toroidal en el que se podían encontrar las tres dimensiones espaciales comúnmente perceptibles, una cuarta dimensión espacial que abreviara las distancias, y así los tiempos de viaje. Esta noción inicial fue plasmada más científicamente en 1921 por el matemático Hermann Weyl en conexión con sus análisis de la masa en términos de la energía de un campo electromagnético.

      En la actualidad la teoría de cuerdas admite la existencia de más de 3 dimensiones espaciales (ver hiperespacio), pero las otras dimensiones espaciales estarían contractadas o compactadas a escalas subatómicas (según la teoría de Kaluza-Klein) por lo que parece muy difícil (diríase "imposible") aprovechar tales dimensiones espaciales "extras" para viajes en el espacio y en el tiempo.

      El término "agujero de gusano" fue introducido por el físico teórico norteamericano John Wheeler en 1957 y proviene de la siguiente analogía, usada para explicar el fenómeno: imagine que el universo es la cáscara de una manzana, y un gusano viaja sobre su superficie. La distancia desde un lado de la manzana hasta el otro es igual a la mitad de la circunferencia de la manzana si el gusano permanece sobre la superficie de ésta. Pero si en vez de esto, cavara un agujero directamente a través de la manzana la distancia que tendría que recorrer sería considerablemente menor.

      Tipos de agujeros de gusano:
      Los agujeros de gusano del intra-universo conectan una posición de un universo con otra posición del mismo universo en un tiempo diferente. Un agujero de gusano debería poder conectar posiciones distantes en el universo por plegamientos espaciotemporales.
      Los agujeros de gusano del inter-universo asocian un universo con otro diferente y son denominados agujeros de gusano de Schwarzschild. Esto nos permite especular si tales agujeros de gusano podrían usarse para viajar de un universo a otro paralelo. Otra aplicación de un agujero de gusano podría ser el viaje en el tiempo. En ese caso sería un atajo para desplazarse de un punto espaciotemporal a otro diferente.

      Agujeros de gusano de Schwarzschild:
      Los agujeros de gusano de Lorentz, conocidos como agujeros de gusano de Schwarzschild, o puentes de Einstein-Rosen, son nexos que unen áreas de espacio que puede ser modeladas como soluciones de vacío en las ecuaciones de campo de Einstein, por unión de un modelo de un agujero negro y un modelo de un agujero blanco. Esta solución fue hallada por Albert Einstein y su colega Nathan Rosen, que publicó primero el resultado en 1935. Sin embargo, en 1962, John A. Wheeler y Robert W. Fuller publicaron un artículo demostrando que este tipo de agujero de gusano es inestable, y se desintegraría instantáneamente tan pronto como se formase.
Diagrama de un agujero de gusano de Schwarzschild.

      Se sabe que los agujeros de gusano de Lorentz son posibles dentro de la relatividad general, pero la posibilidad física de estas soluciones es incierta. Incluso, se desconoce si la teoría de la gravedad cuántica que se obtiene al condensar la relatividad general con la mecánica cuántica, permitiría la existencia de estos fenómenos. La mayoría de las soluciones conocidas de la relatividad general que permiten la existencia de agujeros de gusano atravesados requieren la existencia de materia extraña, una sustancia teórica que tiene densidad negativa de energía. Sin embargo, no ha sido matemáticamente probado que éste sea un requisito absoluto para este tipo agujeros de gusano atravesados, ni ha sido establecido que la materia exótica no pueda existir.
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      Agujero Negro (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, pueden escapar de dicha región.

      La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es una consecuencia de las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio.

      Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

      El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de 1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.

      Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.

      En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones. El resultado, una estrella neutrónica. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta exponencialmente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implotan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro: gravedad infinita en un espacio de un tamaño inconmesurablemente pequeño.

      En 1967, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los agujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podía impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso. La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances científicos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los púlsares. Poco después, en 1969, John Wheeler acuñó el término "agujero negro" durante una reunión de cosmólogos en Nueva York, para designar lo que anteriormente se llamó "estrella en colapso gravitatorio completo".

      Según Stephen Hawking, en los agujeros negros se viola el segundo principio de la termodinámica, lo que dio pie a especulaciones sobre viajes en el espacio-tiempo y agujeros de gusano. El tema está siendo motivo de revisión; actualmente Hawking se ha retractado de su teoría inicial y ha admitido que la entropía de la materia se conserva en el interior de un agujero negro (véase enlace externo). Según Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape de un agujero negro, estos pueden terminar evaporándose por la llamada radiación de Hawking, una fuente de rayos X que escapa del horizonte de sucesos.

      En el presente se considera que, pese a la perspectiva destructiva que se tiene de los agujeros negros, éstos al condensar en torno a sí materia sirven en parte a la constitución de las galaxias y a la formación de nuevas estrellas.

      En junio de 2004 astrónomos descubrieron un agujero negro súper masivo, el Q0906+6930, en el centro de una galaxia distante a unos 12.700 millones de años luz. Esta observación indicó una rápida creación de agujeros negros súper masivos en el Universo joven.

      La formación de micro agujeros negros en los aceleradores de partículas ha sido informada, pero no confirmada. Por ahora, no hay candidatos observados para ser agujeros negros primordiales.

Aspecto de la Vía Láctea (izquierda) y de una galaxia cercana:
 
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      Cuásar o Quásar [quasi-stellar] (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Un cuásar o quásar (acrónimo en inglés de "quasi-stellar radio source" -fuente de radio casi estelar-) es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.

      En 2007, el consenso científico dijo que estos objetos están extremadamente lejos, lo que explica su corrimiento al rojo alto, y son extremadamente luminosos, lo que explica por qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, lo que explica por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes en formación.

      Los cuásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.

      En un principio se supuso que los objetos casi estelares o cuásares eran agujeros blancos aunque el avance del estudio de su formación y características ha descartado tal supuesto.

      Se cree que los quásares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida.

      Algunos quásares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. Un cuásar que varía en una escala de tiempo de algunas semanas no puede ser mayor que algunas semanas luz de ancho.

      Ya que los quásares muestran propiedades en común con todas las galaxias activas, muchos científicos han comparado las emisiones de los quásares con aquellas de galaxias activas pequeñas debido a su similaridad. La mejor explicación para los quásares es que están alimentados por agujeros negros supermasivos. Para crear una luminosidad de 1040 W (el brillo típico de un quásar), un agujero negro supermasivo debería consumir la materia equivalente a diez estrellas por año. Los quásares más brillantes conocidos deberían devorar 1.000 masas solares de materia cada año. Se cree que los quásares se "encienden" y "apagan" dependiendo de su entorno. Una implicación es que un quásar no continuaría alimentándose a esa velocidad durante 10.000 millones de años, lo que explicaría satisfactoriamente por qué no hay quásares cercanos. En este marco, después de que un quásar acabase de consumir el gas y el polvo, se convertiría en una galaxia normal.

      Otra característica interesante de los quásares es que muestran evidencias de elementos más pesados que el helio. Esto significa que esas galaxias estuvieron sometidas a una fase masiva de formación estelar creando estrellas de población III entre el momento del Big Bang y los primeros quásares observados.

Representación artística del cuásar GB1508:
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      Estrella (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, que tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene con el suministro de energía producida en el interior de la estrella. Por ello, el equilibrio se mantendrá esencialmente en las mismas condiciones, en la medida en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética. Pero dicho ritmo, como se explica luego, cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro, que se conocen como evolución de la estrella.

      La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes. Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

      Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol.

      Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.

      Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos.

      La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.

      Estrellas ligadas.- Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja. Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos).

      Estrellas aisladas.- No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

      Distribución estelar.- Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.

      Estructura estelar: Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

      La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto 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.

Estructura estelar :
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      Supernova (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Una supernova es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».

      Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo (mas que el resto de la galaxia) para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

      Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.

      La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

      Clasificación:
      Se empezó agrupándolas de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros. La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo "I"; de lo contrario, se la clasifica como tipo "II". Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas. (Tipo Ia, Ib, Ic,...).

      Las supernovas de tipo "Ia" carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva evolucione (abandone la secuencia principal) antes que la estrella de menor masa. Una estrella con menos de 8-9 masas solares evoluciona, al final de su vida, en una enana blanca. Por esto es corriente que, en sus etapas finales, un sistema binario esté constituido por una enana blanca y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas.

      Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una poderosa onda de choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de los 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en la luminosidad, por lo que estas supernovas llegan a ser las más luminosas de todas, emitiendo alrededor de 1044 J (1 foe). Normalmente no quedan rastros de la estrella que originó el cataclismo, sino sólo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión.

      Los espectros de las supernovas de tipos "Ib" y "Ic" no muestran la línea del silicio presente en los espectros de las "Ia"; se cree que se trata de estrellas al final de su vida (como las tipo "II"), pero que perdieron todo su hidrógeno en etapas anteriores, por lo que las líneas de este elemento no aparecen en sus espectros. En particular, se piensa que las supernovas de tipo "Ib" resultan del colapso de una estrella de Wolf-Rayet que ha expulsado toda su envoltura de hidrógeno por medio de los intensos vientos propios de estas estrellas. Se conocen también varias de estas supernovas en sistemas binarios: en este caso, la estrella compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente el gas de la envoltura de la otra estrella, la que no necesita ser tan masiva como una Wolf-Rayet aislada. En casos extremos, cuando no sólo escapa el hidrógeno sino también el helio, puede quedar expuesto el núcleo de carbono, y éste sería el escenario de una supernova "Ic".

      Las supernovas de tipo "II" son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez que la estrella ha alcanzado el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía, sino que requieren energía para fusionarse en elementos más pesados. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando su peso vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y éste colapsa. El núcleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración; estas partículas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

      Estas reacciones son endotérmicas, por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del núcleo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados por medio del fenómeno llamado captura de neutrones.

      (Después de varios otros procesos internos,...) ... Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias, ocurre un incremento enorme de su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es lo suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso; si no, seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos del colapso de una supernova. [Una singularidad, de modo informal y desde un punto de vista físico, puede definirse como una zona del espacio-tiempo donde no se puede definir alguna magnitud física relacionada con los campos gravitatorios, tales como la curvatura, u otras]. [Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio)].

      Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas están entre alrededor de las 10 masas solares hasta las 40 o 50. Más allá de este límite superior (que tampoco se conoce con exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las que nada escapa al agujero negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al morir.

      Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente masivas podrían producir hipernovas al extinguirse. El escenario propuesto para semejante fenómeno dice que, tras la transformación repentina del núcleo en agujero negro, de sus polos brotarán dos jets de plasma relativista. Estas intensas emisiones se producirían en la banda de frecuencias de los rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las enigmáticas explosiones de rayos gamma.

La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo incapaz de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisión de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas interiores frenando así su colapso. Simultáneamente un frente de choque de neutrinos se genera durante la neutronización del núcleo compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la explosión de supernova:

      Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, «metal» es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas (y, consecuentemente, de supernovas), la proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar estrellas de menor masa. Esto es debido a que el gas acretado por la protoestrella es más sensible a los efectos del viento estelar cuanto más elementos pesados posea, pues éstos absorben mejor los fotones.

Vemos ahora dos Supernovas muy llamativas:
A la izquierda: Las supernovas de tipo "Ia" son, por mucho, las más potentes de todas, pudiendo emitir un brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreación artística).
A la derecha: Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando la supernova 1994D -abajo a la izquierda- y la galaxia NGC 4526:

 
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      Estrella binaria (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común. Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

      Se cree que alrededor del 75% de todas las estrellas se encuentran en sistemas Binarios, con un alrededor del 10% de estas estrellas con sistemas de más de dos estrellas.

      Estudios recientes sugieren que un elevado porcentaje de las estrellas son parte de sistemas de al menos dos astros. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.

      Gracias a la gran cantidad de estrellas binarias existentes en el Universo, los astrónomos han podido desarrollar formas para distinguirlas de los sistemas ópticos que parecen vincular erróneamente dos o más estrellas. Esta confusión surge cuando dos astros separados por grandes distancias y sin relación gravitatoria mutua, se ven muy cercanos desde nuestra perspectiva.

      Si bien existen pares de estrellas orbitando tan alejadamente una de otra como para evolucionar de forma independiente, en muchas ocasiones las binarias se encuentran a distancias tan cortas que su progreso individual se ve alterado por los cambios que sufre su compañera. Esos sistemas evolucionan entonces como un todo, creando objetos que de otra forma serían imposibles.

      Los astrónomos han descubierto algunas estrellas que parecen orbitar alrededor del espacio vacío. Binarias astrométricas, son estrellas que giran alrededor de un punto medio, pero no se puede distinguir a la compañera de la estrella principal. La estrella compañera que no se puede ver, a veces produce muy poca luz, o puede ser un objeto que produce muy poca radiación electromagnética, como por ejemplo una estrella de neutrones. En algunas instancias se ha demostrado que la estrella faltante es en realidad un agujero negro: un objeto con una gravedad tan poderosa que la luz se ve imposibilitada de escapar.

      Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercambiar material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias, algunas de las cuales pueden pertenecer a dos o más de esas clases. Las binarias, además, son una estupenda oportunidad para obtener mediciones directas de masas y radios estelares. Ello las convierte en excelentes patrones de calibración para los modelos de clasificación estelar que se sirven de las luminosidades aparentes y espectros de emisión para deducir masas, radios y temperaturas.

      Es también posible en las estrellas binarias que están distanciadas por grandes distancias el perder contacto entre sus gravedades, en algún punto de su ciclo de vida, gracias a perturbaciones externas del sistema. Los componentes luego se van a mover a formar estrellas solitarias. Un encuentro cercano entre dos estrellas también puede dar como resultado la separación de las estrellas gracias a la disputa gravitacional entre los dos objetos, siendo una de las estrellas repulsada a grandes velocidades, dando como resultado una estrella fugitiva.

      Mientras que no es posible que las estrellas binarias se formen a través de captura por medio de la gravedad entre dos estrellas solitarias, por ser estos tipos de eventos algo muy poco frecuente y no son considerados como el proceso de formación fundamental, algunas hipótesis sostienen que estos tipos de sistemas son creados durante la formación de la estrella. La fragmentación de la nube molecular durante la formación de la protoestrella es una explicación aceptable

A la izquierda: Albireo, considerada inicialmente como una binaria óptica (aparente) se ha demostrado finalmente que sí son una binaria verdadera a pesar de la gran distancia que hay entre ellas.
En el centro: Ejemplo de una estrella binaria, donde dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un centro de masa en órbitas elípticas.
A la derecha: Ejemplo de una estrella binaria, en donde dos cuerpos con una pequeña diferencia de masa orbitan alrededor de un centro de masa:

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      Cúmulos (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. La clasificación tradicional incluye dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos (o galácticos). Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo -mil millones- de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia.

      Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia, mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación. También se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales, mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo).

      Así mismo, se comprobó que la diferencia entre cúmulos estelares (objetos ligados, esto es, unidos por su atracción gravitatoria) y asociaciones estelares (agrupaciones que no están unidas gravitacionalmente y que se dispersan lentamente) no está bien marcada. Por ejemplo, en las Nubes de Magallanes existen cúmulos tan masivos como los globulares pero jóvenes. En otras galaxias (por ejemplo, M82) se descubrieron en los años 80 y 90 del siglo XX supercúmulos estelares tan masivos o más como los globulares pero jóvenes.

      Interés astronómico de los cúmulos.- Los cúmulos estelares ayudan a comprender la evolución estelar al ser estrellas formadas en la misma época a partir del material de una nube molecular. También representan un importante paso en la determinación de la escala del Universo. Algunos de los cúmulos abiertos más cercanos pueden utilizarse para medir sus distancias absolutas por medio de la técnica del paralaje (la desviación angular de la posición aparente de un objeto, dependiendo del punto de vista elegido).

      En nuestra galaxia, la distribución de los cúmulos abiertos depende en gran medida de la edad, estando los más antiguos a grandes distancias del centro de la galaxia. Esto se debe a que las fuerzas de marea son más potentes cerca del centro de la galaxia y por lo tanto las probabilidades de alterar al cúmulo son mayores. Por esta razón, los cúmulos que se originan en las regiones interiores de la galaxia tienden a dispersarse con mayor rapidez y a una edad muy temprana, al contrario de lo que sucede con los cúmulos que se originan en las regiones más externas. Conocemos alrededor de 1.100 cúmulos abiertos en nuestra galaxia, pero se estima que la cifra real podría ser cien veces más elevada. En nuestra galaxia, el rastreo del movimiento de dos importantes cúmulos abiertos cercanos, Híades y El Pesebre, sugiere que se formaron a partir de la misma nube 600 millones de años atrás.

Cúmulo globular "G1" en M31, y "Pléyades" (Cúmulo abierto de la constelación Tauro):
  Las pléyades es uno de los cúmulos más bonitos entre los aficionados a la Astronomía. A simple vista se pueden ver 6 ó 7 estrellas, comprendidas entre magnitudes que varían del 2'9 al 6'4, en condiciones atmosféricas favorables. Con buenos telescopios se observan cerca de 250 estrellas en este cúmulo. El cúmulo tiene un diámetro de 7 años luz, y la distancia a la Tierra gira en torno a los 410 años luz.
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      Constelación (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Una constelación, en Astronomía, es una agrupación convencional de estrellas, cuya posición en el cielo nocturno es aparentemente tan aproximada que los astrónomos de las civilizaciones antiguas decidieron vincularlas mediante trazos imaginarios, creando así siluetas sobre la esfera celeste. En la inmensidad del espacio, en cambio, las estrellas de una constelación no están, necesariamente, localmente asociadas; incluso pueden encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Además, dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han ideado constelaciones diferentes, incluso vinculando las mismas estrellas.

      Se acostumbra a separar las constelaciones en dos grupos, dependiendo el hemisferio celeste dónde se encuentren: 1) Constelaciones septentrionales, las ubicadas al norte del ecuador celeste. 2) Constelaciones australes, al sur.

      A partir de 1928, la Unión Astronómica Internacional (UAI) decidió reagrupar oficialmente la esfera celeste en 88 constelaciones con límites precisos, tal que todo punto en el cielo quedara dentro de los límites de una figura. Antes de dicho año, eran reconocidas otras constelaciones menores que luego cayeron en el olvido. En nuestros días, las constelaciones han perdido la importancia que antaño poseían. Ahora los astrónomos profesionales se refieren a los objetos por su posición en la esfera celeste, usando el sistema de coordenadas. En términos generales, sólo los astrónomos aficionados siguen conociendo y estudiando las constelaciones.

      Además de los nombres propios tradicionales (de origen griego, latino o árabe), las estrellas reciben un nombre formado por una letra del alfabeto griego en minúscula, siguiendo en orden decreciente de su magnitud aparente (en términos generales, aunque la secuencia no se aplica en algunos casos). Este sistema fue iniciado por Johann Bayer a comienzos de siglo XVII. Más tarde, John Flamsteed asignó números arábigos para identificar las estrellas de cada constelación. En ambos sistemas, a las letras o números sigue el genitivo latino del nombre de la constelación. Así, Aldebarán y Alnath son también conocidas como Alfa (a) y Beta (ß) Tauri en el sistema de Bayer, u 87 y 112 Tauri en el sistema de Flamsteed, respectivamente. También pueden recibir otros nombres, dependiendo de los diversos catálogos que se han compilado y de los que forman parte. De tal forma, una misma estrella puede recibir muchas denominaciones.

      Las estrellas dobles o variables siguen otras nomenclaturas, de acuerdo a sus respectivos catálogos. Igualmente, dentro de los límites de las constelaciones existen otros objetos que no son estrellas (nebulosas planetarias, galaxias, etc.) y que han sido clasificados y denominados siguiendo varios catálogos acidionales (Messier, NGC, IC). El primero que hizo una clasificación de esta índole fue Charles Messier; así, por ejemplo, M31 designa a la Galaxia de Andrómeda.

      Las constelaciones en la actualidad:
      Los límites de las constelaciones, en su gran mayoría, siguen los trazos, igualmente imaginarios, impuestos por la Unión Astronómica Internacional de 1928 a 1930. Estas fronteras utilizan como guía las líneas de declinación y ascensión recta para la época 1875,0 (es por ello que no hay líneas diagonales). Desde entonces, y debido a la precesión (el desplazamiento del eje de la Tierra con respecto a las estrellas), esos límites se han desplazado, pero el área cubierta por cada signo se ha mantenido igual.

Cartas de la UAI: (para verlas ampliadas, hacer Clic sobre cada una de ellas)
- La ampliación aparecerá en una ventana diferente del explorador web -
 

Constelación de Orión:
La fotografía muestra la región casi entera de Orión, con sus brillantes estrellas y nebulosas.


      El Zodíaco:
      El Zodíaco es una franja del cielo (Eclíptica) por donde, aparentemente, transitan el Sol y los planetas. Durante el siglo V a. C., dicha región fue dividida en 12 partes iguales (una por cada mes del año) a las cuales dieron el nombre de la constelación más próxima (grupos que muy bien podrían haber existido antes de la invención del Zodíaco propiamente). Estas constelaciones fueron las siguientes: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis. Aries es la primera constelación del Zodíaco, comienza sus días el 21 de marzo, el primer día del año de muchos de los calendarios antiguos.

Relación del Zodiaco (en la Eclíptica) con el Ecuador terrestre:
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      Galaxia (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, y quizá materia oscura, y energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es muy variable. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

      Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente. Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.

      Se estima que existen más de cien mil millones de galaxias en el universo observable.

      El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.

      Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está demostrado que verdaderamente existe, ya que teoricamente es una materia extraña que no se puede encontrar nada más que en el universo.

      En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.

      Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.

Galaxia NGC 4414, una típica galaxia espiral en la constelación Coma Berenices, cuyo diámetro es aproximadamente 17.000 parsecs y a una distancia aproximada de 20 millones de parsecs.

Tipos de Galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble:
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      Materia oscura (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      En astrofísica y cosmología física se llama materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. La curva de rotación galáctica que ilustra la velocidad de rotación frente a la distancia del centro de la galaxia, no se puede explicar sólo mediante la materia visible.

      No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura (un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio). La materia oscura es una forma de materia, mientras que la energía oscura es un campo que llena todo el espacio. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%. El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente.

      Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

      La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

      Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones que se supone debería haber y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. Recientemente (mayo de 2008) el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.

      Las galaxias de brillo débil superficial son fuentes importantes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una baja relación de materia visible frente a materia oscura y tienen unas cuantas estrellas brillantes en el centro que daña las observaciones de la curva de rotación de estrellas periféricas.

      La determinación de la naturaleza de esta masa ausente es uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado "problema de la materia oscura" o "problema de la masa desaparecida" y es uno de los más importantes de la cosmología moderna.

      La materia oscura es crucial para el modelo del Big Bang de la cosmología como un componente que se corresponde directamente a las medidas de los parámetros asociados con la métrica FLRW a la relatividad general. En particular, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se corresponden a una cosmología donde gran parte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas que acoplan las interacciones de la luz con la materia bariónica. Así mismo, se necesita una cantidad significativa de materia no-barionica fría para explicar la estructura a gran escala del universo.

      Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo procede jerárquicamente con las estructuras más pequeñas, uniéndose hasta formar galaxias y después cúmulos de galaxias. Según se unen las estructuras en la evolución del Universo, empiezan a "encenderse", ya que la materia bariónca se calienta a través de la contracción gravitacional, y los objetos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia barionica ordinaria tendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como un compactador de estructuras.

      Aunque la materia oscura fue detectada por lentes gravitacionales en agosto de 2006, muchos aspectos de la materia oscura continúan siendo especulativos. El experimento DAMA/NaI afirma haber detectado directamente materia oscura pasando a través de la Tierra, aunque muchos científicos siguen siendo escépticos al respecto.

Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por el Telescopio espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presencia de materia oscura. Ver en la imagen los arcos producidos por las lentes gravitacionales:
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      Energía oscura (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      En cosmología física, la energía oscura es una forma de materia o energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión negativa y que tiende a incrementar la aceleración de la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva. Asumir la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar expandiéndose con aceleración positiva. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura actualmente aporta casi tres cuartas partes de la masa-energía total del Universo.

      Dos posibles formas de la energía oscura son la constante cosmológica, una densidad de energía constante que llena el espacio en forma homogénea y campos escalares como la quintaesencia: campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. Se piensa que la constante cosmológica se origina en la energía del vacío.

      Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy precisas de la expansión del Universo, para ver si la velocidad de expansión cambia con el tiempo. La tasa de expansión está parametrizada por la ecuación de estado. La medición de la ecuación estado de la energía oscura es uno de los mayores retos de investigación actual de la cosmología física.

      Las supernovas de tipo "1a" proporcionan la principal prueba directa de la existencia de la energía oscura. En 1998 varias observaciones de estas supernovas en galaxias muy lejanas (y, por lo tanto, jóvenes) demostraron que la constante de Hubble (el valor que representa la expansión cosmológica) no es tal, sino que su valor varía con el tiempo. Hasta ese momento se pensaba que la expansión del Universo se estaba frenando debido a la fuerza gravitatoria; sin embargo, se descubrió que se estaba acelerando, por lo que debía existir algún tipo de fuerza que acelerase el Universo.

      La naturaleza exacta de la energía oscura es una materia de especulación. Se conoce que es muy homogénea, no muy densa y no se conoce la interacción con ninguna de las fuerzas fundamentales más que la gravedad. Como no es muy densa, unos 10-29 g/cm³, es difícil de imaginar experimentos para detectarla en laboratorio. La energía oscura sólo puede tener un profundo impacto en el Universo, ocupando el 70% de toda la energía, debido a que por el contrario llena uniformemente el espacio vacío. Los dos modelos principales son la quintaesencia y la constante cosmológica.

      La energía oscura causa la expansión porque tiene una presión negativa. Una sustancia tiene una presión positiva cuando empuja la pared del recipiente que lo contiene, este es el caso de los fluidos ordinarios (líquidos y gases de materia ordinaria), una presión negativa tiene el efecto contrario, y un recipiente lleno de una substancia de presión negativa provocaría una depresión hacia dentro del contenedor.

      Si la substancia es de presión negativa entonces su efecto es una repulsión gravitacional. Si el efecto gravitacional repulsivo de la presión negativa de la energía oscura es mayor que la atracción gravitacional causada por la propia energía resulta una expansión del tipo que se ha observado. Por esa razón, se ha postulado que la expansión acelerada observada podría ser el efecto de presión la negativa de una subtancia exótica conocida como energía oscura.

      La explicación más simple para la energía oscura es que simplemente es el "coste de tener espacio", es decir, un volumen de espacio tiene alguna energía fundamental intrínseca. Esto es la constante cosmológica, algunas veces llamada Lambda, el símbolo utilizado matemáticamente para representar esta cantidad. Como la energía y la masa están relacionada por la ecuación E=mc2, la teoría de la relatividad general predice que tendrá un efecto gravitacional. Algunas veces es llamada energía del vacío porque su densidad de energía es la misma que la del vacío. De hecho, muchas teorías de la física de partículas predicen fluctuaciones del vacío que darían al vacío exactamente este tipo de energía.

      Algunos teóricos piensan que la energía oscura y la aceleración cósmica son un fallo de la relatividad general en escalas muy grandes, mayores que los supercúmulos. Es una tremenda extrapolación pensar que la ley de la gravedad, que funciona tan bien en el sistema solar, debería trabajar sin corrección a escala universal. Se han realizado muchos intentos de modificar la relatividad general; sin embargo, han resultado ser equivalentes a las teorías de la quintaesencia o inconsistentes con las observaciones.

      Las ideas alternativas a la energía oscura han venido desde la teoría de cuerdas, la cosmología brana y el principio holográfico, pero no han sido probadas todavía tan convincentemente como la quintaesencia y la constante cosmológica.

      La consecuencia más directa de la existencia de la energía oscura y la aceleración del Universo es que éste es más antiguo de lo que se creía. Si se calcula la edad del Universo con base en los datos actuales de la constante de Hubble (71±4 (km/s)/Mp), se obtiene una edad de 10.000 millones de años, menor que la edad de las estrellas más viejas que es posible observar en los cúmulos globulares, lo que crea una paradoja insalvable.

      Si la aceleración continúa indefinidamente, el resultado final será que las galaxias exteriores al Supercúmulo de Virgo se moverán más allá del horizonte de sucesos: no volverán a ser visibles, porque su velocidad radial será mayor que la velocidad de la luz. Esta no es una violación de la relatividad especial. Realmente no hay ninguna manera de definir la "velocidad relativa" en un espacio-tiempo curvado. La velocidad relativa y la velocidad sólo pueden ser definidas con significado pleno en un espacio-tiempo plano o en regiones suficientemente pequeñas (infinitesimales) de espacio-tiempo curvado.

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      Antimateria (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      En física de partículas, la antimateria es la extensión del concepto de antipartícula a la materia. Así, la antimateria está compuesta de antipartículas, mientras que la materia ordinaria está compuesta de partículas.

      Por ejemplo, un antielectrón (un electrón con carga positiva, también llamado positrón) y un antiprotón (un protón con carga negativa) podrían formar un átomo de antimateria, de la misma manera que un electrón y un protón forman un átomo de hidrógeno.

      El contacto de materia y antimateria llevaría a la aniquilación de ambas, dando lugar a fotones de alta energía (rayos gamma) y otros pares partícula-antipartícula.

      Dónde está la antimateria.-
Las hipótesis científicas aceptadas afirman que en el origen del universo existían materia y antimateria en iguales proporciones. Pero la materia y la antimateria se aniquilan mutuamente, dando como resultado energía pura, y sin embargo, el universo que observamos está compuesto únicamente por materia. Se desconocen los motivos por los que no se han encontrado grandes estructuras de antimateria en el universo. En física, el proceso por el que la cantidad de materia superó a la de antimateria se denomina bariogénesis, y baraja tres posibilidades:

      1) Pequeño exceso de materia tras el Big Bang: Especula con que la materia que forma actualmente el universo podría ser el resultado de una ligera asimetría en las proporciones iniciales de ambas.
      2) Asimetría CP: Que las partículas y las antipartículas no tenían propiedades exactamente iguales o simétricas, y que por tanto no es necesario un exceso de materia en el Big Bang; simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorecen la supervivencia de la materia frente a la antimateria. En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.
      3) Existencia de galaxias de antimateria ligada por antigravedad: Esta tercera opción plantea la hipótesis de que pueda haber regiones del universo compuestas de antimateria. Hasta la fecha no existe forma de distinguir entre materia y antimateria a largas distancias, pues su comportamiento y propiedades son indistinguibles. Existen argumentos para creer que esta tercera opción es muy improbable: la antimateria en forma de antipartículas se crea constantemente en el universo en las colisiones de partículas de alta energía, como por ejemplo con los rayos cósmicos. Sin embargo, éstos son sucesos demasiado aislados como para que estas antipartículas puedan llegar a encontrarse y combinarse.

      La ecuación de Dirac, formulada por Paul Dirac en 1928, predijo la existencia de antipartículas además de las partículas de materia ordinarias. Desde entonces, se han ido detectando experimentalmente muchas de dichas antipartículas. Dirac habia deducido, fundándose en un análisis matemático de las propiedades inherentes a las partículas subatómicas, que cada partícula debería tener su 'antipartícula'. Así pues, debería haber un 'antielectrón' idéntico al electrón, salvo por su carga, que sería positiva, y no negativa, y un 'antiprotón' con carga negativa en vez de positiva.

      Pero la primera vez que se pudo hablar propiamente de antimateria, es decir, de "materia" compuesta por antipartículas, fue en 1965, cuando dos equipos consiguieron crear un antideuterón, una antipartícula compuesta por un antiprotón y un antineutrón. La antipartícula fue lograda en el Acelerador Protón Sincrotrón del CERN y paralelamente en el acelerador AGS del Laboratorio Nacional de Brookhaven, en Nueva York.

      A comienzos de 2011 el proyecto ALPHA logró crear más de 300 átomos de antihidrógeno y almacenarlos durante 1000 segundos (16 minutos y 40 segundos).

      El 14 de diciembre 2009, científicos de la NASA con la ayuda del telescopio espacial de rayos gamma Fermi, descubrieron rayos de antimateria producidos encima de tormentas eléctricas. El fenómeno es causado por ráfagas de rayos gamma terrestres (TGF) generadas al interior de las tormentas eléctricas y asociados directamente con los relámpagos

      La antimateria es la sustancia más cara del mundo, con un costo estimado de unos 60.000 millones de USD el miligramo. La producción de antimateria, además de consumir enormes cantidades de energía, es muy poco eficiente, al igual que la capacidad de almacenamiento, que ronda sólo el 1% de las partículas creadas. Además, debido a que la antimateria se aniquila al contacto con la materia, las condiciones de almacenamiento —confinamiento mediante campos electromagnéticos—, tienen igualmente un costo elevado.

      Si las antipartículas o la antimateria se movieran en sentido inverso a la materia común en un campo gravitatorio, se echaría por tierra el principio de equivalencia y con él a la teoría general de la relatividad, aunque no otras teorías relativistas de la gravitación.

La partículas subatómicas de la antimateria tienen cargas opuestas a las partículas de la materia. En la imagen: protón, electrón y neutrón en ambas:
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      Acelerador y colisionador de partículas -LHC- (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      El Gran Colisionador de Hadrones, GCH (en inglés Large Hadron Collider, LHC) es un acelerador y colisionador de partículas ubicado en la Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN, sigla que corresponde a Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire), cerca de Ginebra, en la frontera franco-suiza. Fue diseñado para colisionar haces de hadrones, más exactamente de protones, de hasta 7 TeV de energía, siendo su propósito principal examinar la validez y límites del Modelo Estándar, el cual es actualmente el marco teórico de la física de partículas, del que se conoce su ruptura a niveles de energía altos.

      El Modelo Estándar de la física de partículas es una teoría que describe las relaciones entre las interacciones fundamentales conocidas entre partículas elementales que componen toda la materia. Es una teoría cuántica de campos desarrollada entre 1970 y 1973 que es consistente con la mecánica cuántica y la relatividad especial. Hasta la fecha, casi todas las pruebas experimentales de las tres fuerzas descritas por el modelo estándar están de acuerdo con sus predicciones. Sin embargo, el modelo estándar no alcanza a ser una teoría completa de las interacciones fundamentales debido a que no incluye la gravedad, la cuarta interacción fundamental conocida, y debido también al número elevado de parámetros numéricos (tales como masas y constantes que se juntan) que se deben poner a mano en la teoría (en vez de derivarse a partir de primeros principios).

      Dentro del colisionador dos haces de protones son acelerados en sentidos opuestos hasta alcanzar el 99,99% de la velocidad de la luz, y se los hace chocar entre sí produciendo altísimas energías (aunque a escalas subatómicas) que permitirían simular algunos eventos ocurridos inmediatamente después del big bang.

      El LHC es el acelerador de partículas más grande y energético del mundo. Usa el túnel de 27 km de circunferencia creado para el Gran Colisionador de Electrones y Positrones (LEP en inglés) y más de 2000 físicos de 34 países y cientos de universidades y laboratorios han participado en su construcción.

      El 30 de marzo de 2010 las primeras colisiones de protones del LHC alcanzaron una energía de 7 TeV (al chocar dos haces de 3,5 TeV cada uno) lo que significó un nuevo récord para este tipo de ensayos. El colisionador funcionará a medio rendimiento durante dos años, al cabo de los cuales se proyecta llevarlo a su potencia máxima de 14 TeV.

      Teóricamente se espera que este instrumento permita confirmar la existencia de la partícula conocida como bosón de Higgs, a veces llamada "partícula de Dios" o “partícula de la masa”. La observación de esta partícula confirmaría las predicciones y "enlaces perdidos" del Modelo Estándar de la física, pudiéndose explicar cómo las otras partículas elementales adquieren propiedades como la masa.

      Verificar la existencia del bosón de Higgs sería un paso significativo en la búsqueda de una teoría de la gran unificación, que pretende relacionar tres de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas, quedando fuera de ella únicamente la gravedad. Además este bosón podría explicar por qué la gravedad es tan débil comparada con las otras tres fuerzas. Junto al bosón de Higgs también podrían producirse otras nuevas partículas que fueron predichas teóricamente, y para las que se ha planificado su búsqueda,[9] como los strangelets, los micro agujeros negros, el monopolo magnético o las partículas supersimétricas.

      Los físicos confían en que el LHC proporcione respuestas, entre otras, a las siguientes cuestiones:
El significado de la masa (se sabe cómo medirla pero no se sabe qué es realmente). La masa de las partículas y su origen (en particular, si existe el bosón de Higgs). Número de partículas totales del átomo. El 95% de la masa del universo no está hecha de la materia que se conoce y se espera saber qué es la materia oscura. Si hay dimensiones extras, tal como predicen varios modelos inspirados por la Teoría de cuerdas, y, en caso afirmativo, por qué no se han podido percibir. Recrear las condiciones que provocaron el Big Bang.

      El bosón de Higgs es una partícula elemental hipotética masiva cuya existencia es predicha por el modelo estándar de la física de partículas. Desempeña un papel importante en la explicación del origen de la masa de otras partículas elementales, en particular la diferencia entre el fotón (sin masa) y los bosones W y Z (relativamente pesados). Las partículas elementales con masa y la diferencia entre la interacción electromagnética (causada por los fotones) y la fuerza débil (causada por los bosones W y Z) son críticos en muchos aspectos de la estructura microscópica (y así macroscópica) de la materia. Con esto, si la partícula existe, el bosón de Higgs tendría un enorme efecto en la física y el mundo de hoy. Hasta la fecha, la acumulación de los datos empíricos analizados y publicados no es suficiente para confirmar directamente la existencia del bosón de Higgs, no obstante, se trata de la única partícula elemental del modelo estándar que no ha sido observada experimentalmente hasta ahora.

      Ir a la "Galería de fotos de alta calidad del colisionador"

Vista aérea del CERN y la región circundante de Suiza y Francia.
Tres anillos son visibles (los he remarcado en color naranja), los más pequeños (abajo) muestran la posición subterránea del Sincrotrón de protones; el anillo central es el Super Sincrotrón de protones (SPS) con una circunferencia de 7 km. El anillo más grande (27 km) es el del Gran Colisionador de Electrones y Positrones (LEP) del acelerador, con la parte del lago de Ginebra en el fondo derecho:



Vista del túnel:
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      Teoría de Cuerdas (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".

      De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino una cuerda minúscula que vibra en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional.

      De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.

      En 1974 se publicó un artículo en el que demostraban que una teoría basada en objetos unidimensionales o "cuerdas" en lugar de partículas puntuales podía describir la fuerza gravitatoria. Las ideas fundamentales son dos:

      A) Los objetos básicos de la teoría no serían partículas puntuales sino objetos unidimensionales extendidos (en las cinco teorías de cuerdas convencionales estos objetos eran unidimensionales o "cuerdas"; actualmente en la teoría-M se admiten también de dimensión superior o "p-branas").
      B) El espacio-tiempo en el que se mueven las cuerdas y p-branas de la teoría no sería el espacio-tiempo ordinario de 4 dimensiones sino un espacio de tipo Kaluza-Klein, en el que a las cuatro dimensiones convencionales se añaden 6 dimensiones compactificadas en forma de variedad de Calabi-Yau. Por tanto convencionalmente en la teoría de cuerdas existe 1 dimensión temporal, 3 dimensiones espaciales ordinarias y 6 dimensiones compactificadas e inobservables en la práctica.

      Posteriormente a la introducción de las teorías de cuerdas, se consideró la necesidad y conveniencia de introducir el principio de que la teoría fuera supersimétrica; es decir, que admitiera una simetría abstracta que relacionara fermiones y bosones. Actualmente la mayoría de teóricos de cuerdas trabajan en teorías supersimétricas; de ahí que la teoría de cuerdas actualmente se llame teoría de supercuerdas.

      Actualmente existen cinco teorías de [super]cuerdas relacionadas con los cinco modos que se conocen de implementar la supersimetría en el modelo de cuerdas. Aunque dicha multiplicidad de teorías desconcertó a los especialistas durante más de una década, el saber convencional actual sugiere que las cinco teorías son casos límites de una teoría única sobre un espacio de 11 dimensiones (las 3 del espacio, 1 temporal y 6 adicionales resabiadas o "compactadas" y 1 que las engloba formando "membranas" de las cuales se podría escapar parte de la gravedad de ellas en forma de "gravitones"). Esta teoría única, llamada teoría M, de la que sólo se conocerían algunos aspectos, fue conjeturada en 1995.

      Controversia sobre la teoría.- Aunque la teoría de cuerdas, según sus defensores, pudiera llegar a convertirse en una de las teorías físicas más predictivas, capaz de explicar algunas de las propiedades más fundamentales de la naturaleza en términos geométricos, los físicos que han trabajado en ese campo hasta la fecha no han podido hacer predicciones concretas con la precisión necesaria para confrontarlas con datos experimentales. Dichos problemas de predicción se deberían, según el autor, a que el modelo no es falsable, y por tanto, no es científico, o bien a que «La teoría de las supercuerdas es tan ambiciosa que sólo puede ser del todo correcta o del todo equivocada. El único problema es que sus matemáticas son tan nuevas y tan difíciles que durante varias décadas no sabremos cuáles son».

      La Teoría de cuerdas o la Teoría M podrían no ser falsables, según sus críticos. Diversos autores han declarado su preocupación de que la Teoría de cuerdas no sea falsable y como tal, siguiendo las tesis del filósofo de la ciencia Karl Popper, la Teoría de cuerdas sería equivalente a una pseudociencia.

      No obstante, en el estado actual de la ciencia, se ha dado el paso tecnológico que puede por fin iniciar la búsqueda de evidencias sobre la existencia de más de tres dimensiones espaciales, ya que en el CERN y su nuevo acelerador de partículas se intentará, entre otras cosas, descubrir si existe el bosón de Higgs y si esa partícula se expande solo en 3 dimensiones o si lo hace en más de 3 dimensiones, y se pretende lograr estudiando las discordancias en las medidas y observaciones de la masa de dicha partícula si finalmente se encuentra, por lo que en conclusión la teoría de cuerdas estaría, recientemente, intentando entrar en el campo de la falsabilidad.

¿Cómo son las interacciones en el mundo sub-atómico?: líneas espacio-tiempo como las partículas subatómicas. en el Modelo estándar (izquierda) o Cuerda cerrada sin extremos y en forma de círculo como afirma la teoría de cuerdas (derecha):
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      Cometa Hyakutake (ver sobre este tema en Wikipedia).-

      El cometa Hyakutake fue descubierto en Japón, el 30 de enero de 1996, por un astrónomo aficionado llamado Yuji Hyakutake. Lo pudo ver a través de binoculares potentes. El cometa pudo verse a simple vista desde finales de marzo hasta finales de abril de 1996. El 25 de marzo el cometa alcanzó su máxima aproximación a la Tierra, 9.3 millones de millas. Se movía tan rápido en el cielo que, observándolo frente al fondo de estrellas, se podía apreciar su movimiento en pocos minutos; se desplazaba 30 minutos de arco (el diámetro de la Luna llena) cada 30 minutos.

      Es probable que el cometa Hyakutake no se ha aproximado a la Tierra por miles de años. Los astrónomos que observan al cometa descubrieron que hay grandes cantidades de gas de etano (C2H6) y metano (CH4), que hasta la fecha no se han visto en otros cometas. Por primera vez los astrónomos pudieron observar rayos X siendo emitidos por un cometa.

      El hallazgo de estas moléculas poco comunes sugiere que el cometa Hyakutake podría ser un nuevo tipo de cometa. Una abundancia de etano comparable con la de metano indica que el cometa Hyakutake debió experimentar condiciones diferentes durante su formación, a diferencia de la de otros cometas que no contienen etano.

      Fue llamado el Gran Cometa de 1996; su aproximación a la Tierra fue una de las más cercanas de los últimos 200 años. Hyakutake apareció como un objeto muy brillante en el cielo nocturno y pudo ser visto desde todo el mundo. Anticipó al muy esperado cometa Hale-Bopp, que se estaba aproximando en esos momentos al Sistema Solar interno.

      Durante su aproximación a la Tierra, el Hyakutake iba a hacerse visible durante la noche en el hemisferio norte, ya que su órbita cortaba al eje de rotación terrestre por el norte y por tanto podría verse cerca de la Estrella Polar. Fue una extraña coincidencia, ya que la mayoría de cometas muestran su máximo de brillo en el punto de máxima aproximación al Sol, y por tanto no pueden verse durante la noche en total oscuridad, sino que se ven durante el alba o el atardecer.

      Llegó al perihelio el 1 de mayo, aumentando su brillo y mostrando una cola de polvo adicional a la ya conocida de gas. Durante su paso por el perihelio se acercó tanto al Sol que se hizo difícilmente visible. La distancia al Sol en el perihelio se cifró en 0,23 UA, muy por dentro de la órbita de Mercurio.

      Los resultados de radar obtenidos en el radiotelescopio de Arecibo indicaban que el núcleo tenía unos 2 km de diámetro, y estaba rodeado por una serie de cuerpos de unos centímetros de diámetro eyectados del núcleo a una velocidad de unos pocos metros por segundo.

      El pequeño tamaño del Hyakutake, comparado con el Halley (15 km de diámetro), o el Hale-Bopp (40 km), implica que el Hyakutake debió haber estado muy activo para mostrar el brillo que mostró. Muchos cometas pierden gas sólo por pequeñas zonas de su superficie, pero parece que toda la superficie del Hyakutake debió estar activa.

El cometa en su máxima aproximación, el 25 de Marzo de 1996:


Posición del cometa con referencia a las estrellas, desde el 20 de marzo hasta el 22 de abril.
El 25 de marzo fue cuando más cerca estuvo de la Tierra.
Fue la época de la concepción de mi hijo Arturo y mi incursión en Astronomía.
Mis observaciones del cometa fueron cuando más próximo estuvo de la estrella Arturo
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Angel Baña Ruiz