Chino_El_Groso

Amigos encontre algo bueno en internet que quiero compartirlo con ustedes.... Principalmente a los que tienen esa maldita timidez... Pasos Fáciles y Efectivos para Eliminar la Timidez y la Fobia Social Las tecnicas y reflexiones que te proporcionaremos en este curso tal vez serán de gran ayuda no solamente para ti sino para otras personas a quienes conozcas y que se van aquejadas por la timidez o fobia social.. Descripción y objetivos del curso La timidez y la fobia social son los factores de mayor peso en el estancamiento de profesionistas, estudiantes o personas que simplemente quieren invitar a alguien a salir o encontrar pareja. Hasta la fecha se ignora con exactitud el porcentaje de vidas que afecta este padecimiento pero lo que si se sabe es el efecto de estancamiento y de no merecer que produce en personas de todo género. El principal motivo de este curso es ayudar a todas las personas que tengan problemas para manejar su timidez y esto les impida actuar con soltura en una entrevista de trabajo, pedir un aumento de sueldo, invitar a alguien a salir, tener mas amigos, desenvolverse en situaciones sociales o caminar por el mundo con la frente bien en alto. Es derecho del ser humano ser feliz, sentirse bien consigo mismo y alcanzar todo su potencial al máximo. Las técnicas y reflexiones que te proporcionaremos en este curso tal vez serán de gran ayuda no solamente para ti sino para otras personas a quienes conozcas y que se van aquejadas por la timidez o fobia social. INTRODUCCION 1: A pesar de que muchos libros y también algunos terapeutas dicen que no es posible eliminar la timidez de raíz por su orígen genético, personalmente he comprobado que es posible disminuirla poco a poco con el auto análisis que aquí describo y con sobre todo con el apoyo de otras herramientas que ayuden a estimular la alta auto-estima y la aceptación de uno mismo. Aunque es cierto que las personas que son introvertidas por naturaleza nunca lograrán alcanzar un comportamiento sumamente extrovertido, si es posible tener un nivel de equilibrio emocional y lograr convivirexitosamente en sociedad con soltura y seguridad en sí mismos si se llevan a cabo los ejercicios descritos en este curso. Después de varios años de investigar el potencial humano aprendí y puse en práctica una serie de ejercicios que a su vez otros psicólogos y terapeutas--incluyendo a un cirujano plástico-- han ido desarrollando para ayudar al ser humano a crearse una imagen diferente, una con la cual se sienta cómodo y pueda desenvolverse con soltura y en algunas ocasiones operando en sí mismos un cambio radical como lo ha sido mi caso particular y el de muchas otras personas. Es mi sincero deseo, que este curso logre operar en tí un cambio radical. Te recomiendo llevar a cabo estos ejercicios durante al menos 15 días y analizar cuales de ellos arrojan mejores resultados. Estoy segura que con los primeros avances te sentirás mas y mas motivado a hacer de estos ejercicios una forma de ser habitual. 2: ¿Por qué me ruborizo? Mucha gente que tiene problemas de timidez se preocupa principalmente por un factor físico que cree, le delata y le pone en evidencia. Este factor es el rubor.Es un detalle muy sencillo pero para la gente extremadamente tímida es un problema ya que no sabe como controlarlo. Para abarcar completamente el tema de la timidez tenemos que abordar de lleno este asunto del rubor, porque de su existencia y como manejarlo. ¿Qué es el rubor? El rubor es un enrojecimiento de la piel de la cara debido a una vasocompresión o encogimiento de las pequeñas arterias de la cara, especialmente las que se encuentran en las mejillas y las orejas. Este cambio en coloración de la piel se produce por un aumento de la presión sanguínea y es resultado de que la sangre circule mas rápidamente. El sonrojarse cuando estamos nerviosos es una medida de emergencia que el cuerpo toma por la presión que se sufre con os nervios y entonces el corazón comienza a latir mas rápidamente, en esencia ese es el motivo por el cual sucede. Hay personas que son mas propensas a ruborizarse que otras debido a que los niveles de nerviosismo y ansiedad de cada organismo son muy diferentes. El rubor es en sí una respuesta natural del cuerpo como el sudor, los deshechos naturales, el hambre, la sed, etcétera. Es algo sumamente natural. El problema con esto comienza cuando alguien nos llama especialmente la atención debido a esto y entonces se desata la fobia a ruborizarse. El circulo vicioso es así: 1.-Una persona se sonroja y alguien le hace burla por sonrojarse. 2.-El que se sonrojó siente vergüenza por su reacción y decide que no le va a volver a pasar y está pensando que es un tonto, que la gente se va a dar cuenta de que es nervioso etcétera. 3.-Como está tan preocupado por no volver a sonrojarse, atrae situaciones que le activan los nervios mas y mas seguido... y se ve envuelto en situaciones embarazosas (¿Acaso tendrá algo que ver la con la ley de la atracción?) 4.-Como no puede controlar esta reacción se va a apuleando a sí mismo –esto pasa mucho entre los adolescentes—y entonces su autoestima comienza a decaer. Ahora le da vergüenza ver a la gente a la cara y dirigirse a personas con las cuales antes podía platicar muy fácilmente .... poco a poco genera una fobia social y ya no quiere ir a las fiestas o convivir. La solución a todo esto se encuentra en no darle importancia, ya que es un proceso tan natural y aun cuando hay gente que presume de no sonrojarse nunca... es mentira!! Todos los seres humanos llegamos a sonrojarnos por el calor, la presión al cargar un objeto, por haber cometido un error y darle mas importancia al que dirán que a sí mismos, por las bebidas alcohólicas etc. El ruborizarse es algo totalmente normal y aquellos que lo consideran inadecuado están muy lejos de la realidad. Si una persona deja de pensar que sonrojarse es inadecuado irá perdiendo la fobia social y el rubor problemático que antes padecía desaparecerá y también esto le servirá para aceptarse tal como es, aun cuando se ruborice en situaciones, solo con aceptarse y pensar que es algo normal le volverá la seguridad en sí mismo porque siente su propio apoyo y nada en este mundo es capaz de sustituir el amor propio y la auto-aceptación. 3: SOLUCIONES EFECTIVAS A continuación te proporcionaré algunas soluciones súper efectivas, algunas de ellas las aprendí de Dale Carnegie, el padre de la oratoria profesional, así que ya te imaginarás la cantidad de personas exitosas que utilizaron esas técnicas para eliminar el miedo de hablar en publico y convertirse en oradores profesionales. TIP # 1 GENERAR EL SENTIMIENTO DE ENOJO La primera de las soluciones efectivas que te recomiendo es “ENOJARTE”. En su libro “Como hablar en Público” Dale Carnegie dice que enojarse contra resta la timidez, una persona enojada dice y hace cosas que de lo contrario no haría y es capaz de hablar con mas soltura. Así que el ejercicio que el recomienda es enojarse y generar ese sentimiento de enojo cuando te encuentres en una situación embarazosa o que te ponga de nervios, esto hará que te olvides de tu timidez y de lo que piensen los demás y entonces ahora sí...ya sintiendo el enojo por dentro serás capaz de hablar y desenvolverte fácilmente. Lo anterior no significa que grites y dejes ver tu enojo a los demás, mas bien se trata de generar este sentimiento solo para ti... interiormente y con la intención de eliminar el miedo a hablar en publico, hacer alguna reclamación que antes te daba vergüenza hacer o simplemente para salir de una situación embarazosa. Una persona enojada no tiene vergüenza, compruébalo por ti mismo.Recuerda una vez que estuviste enojado y reclamaste tus derechos, como te sentías al hablar y actuar y como expusiste tus puntos sin importar lo que otros pensaran de ti o no, en ese momento te importaba un comino lo que los otros dijeran y pensaran o creyeran. De eso se trata este tip, de generar internamente ese sentimiento de enojo que te deje en una posición en la cual puedas expresarte sin que te importe un comino lo que los demás digan o piensen ya que lo importante eres tu y se acabó. TIP # 2 CONTROLAR LA RESPIRACIÓN. Otro tip de Dale Carnegie en su curso sobre hablar en público es el controlar la respiración ya que ello ayuda a controlar el enrojecimiento extremo de la ruborización. Cuando sientas que va a detonar el nervio en tu estómago y que tu cara se va a enrojecer detén la respiración lo mas que puedas obviamente sin que te asfixies o los demás se den cuenta, hazlo de manera sutil y después comienza a respirar poco... a poco... y relajadamente, esto disminuye muchísimo el rubor, en ocasiones casi al 100% y otras veces solo en un 50% pero toma práctica y solo te deja con un ligero ruborcito en las mejillas y no con un ardor de cara. TIP # 3 ENFRENTA TUS MIEDOS La única forma de vencer tus miedos es enfrentándote a ellos.Muy frecuentemente tenemos miedos irracionales que cuando los llegamos a enfrentar nos damos cuenta lo fácil que fue sobrepasarlos y el tiempo que perdimos teniéndoles miedo y evitándolos. Una parte importante esencial de ser felices es aprender nuestras lecciones y después ayudar a otros o simplemente hacernos mas fuertes con aquello que hemos aprendido. Si decides enfrentar tus miedos, el día de mañana te felicitarás por ello y serás libre y feliz. Si por otra parte decides mejor no enfrentarlos, te estás quitando de las manos el maravilloso triunfo y el crecimiento que proviene al aprender la lección, sin mencionar que vivirás siempre con el miedo y haciendo malabares para seguir evadiendo tus miedos. ¡ESTO NO ES VIVIR! ¿Cómo puedes enfrentar tus miedos mas fácilmente?Analizándolos para que veas que en realidad son inofensivos.La fobia social y la timidez se reduce a miedos irracionales como: *Vergüenza de ser el centro de atención en un grupo. *Miedo a ser observados detenidamente ya que creemos que nos están analizando y criticando. *Nerviosismo en las entrevistas de trabajo o situaciones de negocios. *Miedo de hablar en público o en un grupo íntimo de amigos. *Incapacidad de hacer un reclamo o solicitar un aumento de sueldo. *Dificultad para platicar en reuniones o fiestas. La mayoría de todos estos miedo infundados se pueden enfrentar y vencer si haces un análisis detallado de ellos para convencerte de que no hay nada que temer y aun si hicieras el ridículo o dijeras un comentario tonto, seguirás viviendo ... así que no, esas situaciones no son tan peligrosas como creías pues no ponen en peligro tu vida. Así que ¿A quien le importa? ANALIZA TUS MIEDOS. Tu vida es un regalo, eres el único que puede hacerla funcionar y disfrutarla, liberarte poco a poco de los miedos infundados te permitirá vivir plenamente. El pánico o miedo solamente se detona cuando estamos frente a ciertas personas o con el simple hecho de imaginarnos hablarles o darles nuestra opinión o enfrentarlos. Pero lo curioso es que no nos sucede con todas las personas, solo con aquellas a quienes no conocemos, les tememos o pensamos que son superiores a nosotros en algún aspecto. Por ejemplo hay personas que tienen dificultad para comer en público, esa es su fobia mas grande. Y sin embargo pueden comer muy cómodamente en casa con sus hijos o esposa. Lo cual quiere decir que su timidez la detona esa incomodidad de comer frente a desconocidos, gente refinada o por otra parte podría ser que está persona esté demasiado consciente de sí mismo y piensa que es el centro de atención de todo y que los demás lo están criticando. Para analizar tus miedos mas a fondo haz una lista de las personas que te ponen nervioso y frente a las cuales temes hacer el ridículo, parecer tonto o simplemente no puedes darles un no por respuesta cuando te piden un favor. LAS PERSONAS QUE ME PONEN TIMIDO O NERVIOSO. 1.- 2.- 3.- 4.- 5.- 6.- 7.- 8.- 9.- 10.- También toma nota de quienes son las personas con las cuales te puedes desenvolver con mas facilidad, enseguida notarás que tal vez son personas cercanas a ti, taxistas, jardineros, meseros o gente que no representa ninguna amenza para ti o tu autoestima. Las personas que normalmetne nos ponen nerviosos son gentes como. Jefes o supervisores. Personas que son físicamente atractivas. Gente muy rica, refinada o del medio artístico. Etc. etc. Despúes de hacer tus listas date cuenta del factor que se ve envuelto en este reto de la timidez. El principal factor es solo tu creencia de que otros son superiores a ti y que tienen autoridad para decidir si eres aceptable, bueno en lo que haces o tienes valor como ser humano. La mayoría de las personas estamos concentradas en quedar bien, no solo los timidos, hasta el presidente está queriendo quedar bien con los demás y está pensando en lo que va a decir como se va a comportar etcétera. Así que por esta parte puedes relajarte ya que nadie te está observando a tí, mas bien todos están muy ocupados observandose a si mismos, a veces hasta en las conversaciones nadie escucha 100% al otro porque está pensando en lo que va a decir y no quiere perderse la oportunidad de decirlo y solo está esperando a que acabes de hablar para expresar su punto de vista. Para eliminar tu miedo a la gente "supuestamente superior" ejercita tu imaginación y observate con cada una de esas personas de tu primera lista, haz de cuenta que estás con alguien de tu mas plena confianza, alguien a quien tienes de tu lado y que cree que eres lo máximo. Hablales cara a cara, habla frente a todo un foro lleno de gente si quieres e imagina que todos ellos están sedientos de escucharte. Pide dinero prestado a alguien y ponte retos que te ayuden a ir eliminando poco a poco ese miedo infundado que antes tenías de no ser aceptado, no tener nada importante que decir en alguna reunión o de quedar en ridiculo. Hay un dicho que dice "Haz aquello que mas temas y le perderás el miedo" Enfrentate primero a tus miedos en la imaginación. Pide un aumento de sueldo; Ve a una entrevista de trabajo y muestrate agresivo y dinamico. Invita a alguien a salir Camina erguido y destellante frente a una pasarela. Haz todo aquello que antes te daba temor y despues conforme te sientas mas confiado ve haciendo practicas y practicas en la vida real. Este simple ejercicio te puede ahorrar años de encierro y soledad o estancamiento en tu profesion. Después de hacer tus ejercicios durante un tiempo y cuando ya hayas logrado sentirte mas comodo contigo mismo sigue trabajando en tu autoestima, en tu vestir, en tu imagen propia, en tus proyecto, dedicate a ser feliz y vivir tu vida al maximo y no te obsesiones con caerles bien a los demás. Ocúpate en aceptarte tu mismo y los demás reflejarán esa nueva actitud aceptándote. Sé el centro de atención de tu propio mundo y que las opiniones de los demás queden en último plano, esto te dará una estupenda seguridad en ti mismo. Mantente ocupado amándote, queriéndote, mejorándote, poniéndote metas y deja atrás las opiniones de los demás para que se desvanezcan en el aire.... entre mas crezcas como persona mas seguro de ti te volverás, esto te lo garantizo. ¡AMATE HOY Y SIEMPRE! 5: TIPS Y RECURSOS ADICIONALES TIPS PARA MEJORAR LA AUTOESTIMA. En esta ocasión y para cerrar con broche de oro te daré algunos tips altamente efectivos para mejorar el autoestima. Estás afirmaciones están diseñadas como recordatorios para pegarlos en etiquetas, tarjetas o en tu agenda personal. “Escogeré lo mejor y activaré en mi la conciencia de la excelencia” “Recordaré que ningún ser humano es perfecto, solo hay algunos que presumen de serlo” “Recordaré que si alguien me trata mal es porque es lo único que puede ofrecer ya que no conoce otra manera de ser” “Llevaré a cabo películas mentales que me apoyen en mi nueva imagen de autoestima y confianza en mi mismo” “Buscaré una imagen de éxito y comenzaré a identificarme con ella durante todo el tiempo posible, mientras estoy hablando con otros, mientras estoy trabajando, mientras estoy cocinando, o lavándome los dientes” “Me miraré al espejo por las mañanas y antes de dormir para darme cumplidos, decirme cosas grandiosas y darme amor y aliento” “Me dedicaré a tratarme con amor... tratarme con amor todo el tiempo” “Vigilaré mi diálogo interno” “Me daré amor incondicional” “Regresaré mentalmente a mi pasado para cambiar los sucesos dolorosos una y otra vez hasta que logre convencerme de que no sucedieron” “Me alejaré de las situaciones abusivas” “Cada vez que escuche la voz del auto-odio recordaré que no me quiere y no me sirve para nada, le ignoraré y haré algo maravilloso para sentirme bien” “Haré lo posible por consentirme” “Haré lo posible por conocer mas de mi y dedicarme tiempo” “Me propondré una meta pequeña y haré todo lo posible por alcanzarla ya que esto me elevaré el autoestima” “Estaré pendiente de observar si me critico y recordaré que las criticas no sirven” “Alabaré mis puntos fuertes para que se conviertan en un mayor número” “Daré amor al universo, a la luna, al sol, a otros seres humanos, a los animales, a mi mascota, a la nubes, las plantas el viento. Me convertiré en la esencia del amor” “Seré excelente en todo lo que haga” “Buscaré divertirme como una prioridad en mi vida” “Buscaré a mis amigos para disfrutar su compañía” “Dejaré de compararme con otros”

Hola Taringeros Aqui dejo info de nuestro universo. ESTRELLAS MORIBUNDAS: Enanas blancas Cuando la estrella agota su combustible no tiene con qué luchar contra la contracción gravitatoria, por lo que entra en colapso y se convierte en enana blanca. Sin embargo, la compresión que puede sufrir la materia tiene un limite dado por el llamado principio de exclusión de Pauli. Las altas densidades observadas en las enanas blancas son difíciles de encontrar en otros cuerpos celestes o en la Tierra. En verdad, la posibilidad de existencia de materia más densa que la observada en el sistema solar no fue considerada hasta que se desarrolló la mecánica cuántica. La comprensión de la naturaleza atómica de la materia permitió considerar la existencia de materia degenerada, mucho más concentrada que la materia ordinaria. El Sol tiene una densidad promedio semejante a la del agua: cerca de 1 gr/cm3 y se comporta como un gas, con sus partículas moviéndose libremente. El H en su interior, a una temperatura de 15 millones de grados, está en su mayoría ionizado. Los electrones se han separado de sus núcleos y la alta temperatura reinante les impide acercarse a ellos. Como consecuencia, 1 cm3 de materia solar ordinaria es esencialmente vacío. Los protones y electrones pueden moverse libremente casi sin chocar entre sí. En una enana blanca en cambio, una masa como la del Sol puede estar comprimida en un volumen no mayor que el de la Tierra. La densidad asciende a 1.000 kg/cm3. Aun cuando la temperatura ha disminuido por debajo de la temperatura de ionización, los átomos permanecen disociados por la enorme presión de la gravedad. Las fuerzas gravitatorias actuantes en un cuerpo celeste masivo pueden comprimir su materia hasta un estado de degeneración electrónica y no más, ya que el principio de exclusión impide a dos electrones ocupar el mismo nivel de energía. Este efecto cuántico se llama presión de degeneración electrónica y es el limite que impone la mecánica cuántica a la compresión de un gas de electrones. Esto es lo que ha sucedido en las enanas blancas. Su interior es “frío” (aunque la temperatura puede alcanzar hasta un millón de grados) en el sentido de que para mantener a la estrella en equilibrio, las fuerzas autogravítantes no están compensadas por movimientos térmicos como sucede en las estrellas de secuencia principal, sino por la presión ejercida por los electrones degenerados que llegan al limite de compresión. El interior de una enana blanca no está en estado gaseoso sino que es como mi cristal gigante que se enfría lentamente. Las partículas están superpuestas y ya casi no hay espacios vacíos entre ellas. Por lo tanto, su posición y velocidad están determinadas cuánticamente. El principio de exclusión impide que dos partículas ocupen el mismo estado de energía y mientras en un gas ordinario quedan niveles de energía libre (no ocupados por ninguna partícula), los electrones de un gas degenerado ocupan todas las posiciones cuánticamente admisibles. Las enanas blancas se descubrieron en 1910, aunque entonces no se entendían. Su temperatura superficial es muy alta y su luminosidad anormalmente baja. Esto sólo podía explicarse si su radio era muy pequeño, comparable al radio de la Tierra (recordemos la ley de Stefan: L oc R2T4). S. Chandrasekhar (nacido en 1910) fue quien elaboró la teoría de una esfera de gas degenerado y este trabajo le valió el Premio Nobel de Física de 1983. Contrariamente a lo que podría suponerse, cuanto más grande es la masa de una enana blanca, menor es su radio. Esto resulta de la necesidad de una presión del gas suficiente para balancear la presión gravitatoria. La masa y el tamaño de una enana blanca están fijos por la composición de la estrella. Los cálculos teóricos indican que si está compuesta esencialmente de H tendrá una masa máxima posible de 5,5 M0. Pero si contiene elementos más pesados llegará sólo a 1,4 M0. Estos valores se conocen como limites de Chartdrasekhar. Una estrella más masiva perdería masa o sufriría una catástrofe antes de transformarse en enana blanca. Actualmente sólo se han identificado algunos cientos de enanas blancas. Como tienen baja luminosidad intrínseca, sólo pueden observarse aquellas cercanas al sistema solar. Los modelos indican que son la fase evolutiva final de las estrellas de poca masa y, en ese caso, el 10% de las estrellas de nuestra galaxia deberían ser enanas blancas. Aunque la temperatura central de una enana blanca es menor al millón de grados (compárese con los 15 millones de grados del Sol) su atmósfera es, por lo general, más caliente que la de una estrella de secuencia principal. Los electrones degenerados juegan también un rol muy importante en la determinación de la estructura térmica de la estrella. Esta función es semejante a la de los electrones exteriores de los átomos en los metales ordinarios: SU capacidad para moverse libremente es responsable de la capacidad de los metales para conducir calor eficientemente. De la misma forma, los electrones degenerados son excelentes conductores de calor en las enanas blancas. En consecuencia, estas estrellas tienen casi la misma temperatura en todo su volumen, son casi isotérmicas. Cerca de la superficie la presión es suficientemente baja y los electrones no están degenerados, entonces las propiedades de la materia son más normales. La temperatura superficial es de unos 10.000°K. Los espectros de las enanas blancas presentan la sorprendente característica de tener líneas correspondientes a un único elemento. Cerca de 80% de las enanas blancas observadas muestran en sus espectros sólo líneas de absorción de hidrógeno; la mayoría de las restantes tiene sólo líneas de He. El ciclo de contracciones gravitatorias impuestas por su propia evolución, ha purificado las capas exteriores de las enanas blancas más allá de la estratificación observada en las estrellas normales. De la misma forma en que los espectros de las estrellas ordinarias se clasifican en B, A, E y G de acuerdo a su temperatura superficial, los de las enanas blancas se dividen en DB, DA, DF Y DG (D indica dwarf :en inglés enana), correspondientes a temperaturas de 100.000 a 4.000 0K. Las más calientes consumen energía a velocidades tan grandes y evolucionan tan rápidamente que esto nos da la posibilidad de observar a estas estrellas envejecer en el transcurso de unos pocos años. La evolución de las enanas blancas se ha estudiado intensamente en los últimos años y el modelo aceptado actualmente postula que cerca de 10 millones de años después de su formación, la luminosidad de una enana blanca se ha debilitado hasta un décimo de la solar y su temperatura superficial ha disminuido hasta los 30.000 °K. La teoría sugiere que a una enana blanca le lleva cerca de mil millones de años enfriarse hasta transformarse en una tibia esfera de gas degenerado. Los cálculos indican que en esta etapa la estrella sufre un último cambio importante: comienza a cristalizarse. A través de su evolución hasta este punto permaneció en estado gaseoso. A medida que se enfría cada ion del gas comienza a sentir fuerzas eléctricas con sus vecinos, produciendo una fase líquida en la materia. Mientras estas fuerzas comienzan a dominar a mayores distancias, más y más núcleos se unen y forman un cristal. Dicho proceso se debe a la disminución de la temperatura, pero es ayudado por la alta presión que comprime a los núcleos. Este cambio de estado tiene un efecto importante en las etapas finales de evolución de la estrella. Primero el cambio de liquido a sólido libera energía, pero una vez que se ha cristalizado una fracción importante de su interior, la enana blanca se enfría rápidamente. Como el tiempo necesario para que una enana blanca llegue a la etapa de cristalización se calcula semejante a la edad de nuestra galaxia, se puede estimar la época inicial de formación de estrellas en la Vía Láctea observando las enanas blancas más frías. Estrellas explosivas: novas y supernovas Cuenta la leyenda que Hiparco se decidió a confeccionar su catálogo cuan do apareció una estrella nueva en la constelación zodiacal de Escorpio. Su objetivo era construir un sistema de movimientos planetarios y es probable que la observación de los planetas noche tras noche lo llevara a memo rizar las posiciones de las estrellas más brillantes, especialmente las que se encontraban cercanas a la franja del zodíaco. La filosofía aristotélica vigente en ese momento suponía al cielo perfecto e inalterable. Entonces es posible imaginarse el asombro del astrónomo griego ante la sorprendente aparición. Algunos historiadores consideran que Hiparco observó en realidad un cometa y no una estrella nueva. Pero dado que en la actualidad se observan algunas decenas de novas por año por galaxia es llamativo que no se hubieran observado con anterioridad y que incluso con posterioridad a Hiparco (hasta 20 siglos después!) no se observara ninguna en occidente. La siguiente observación de una nova en Europa fue realizada por Tycho Brahe en 1572. A él se debe el término nova (del latín, nova stella ) e indica la idea original sobre estos objetos: de repente aparecía una estrella donde previamente no se había observado. Para descubrir una nueva estrella hay que ser un experto observador del cielo, como hemos mencionado, durante siglos se les prestó muy poca atención a los componentes del paisaje celeste que no fueran los planetas, por lo tanto si la nova aparecía en una constelación lejana al zodíaco muy probablemente pasara inadvertida. También hay que considerar la fuerza de la teoría aristotélica: cualquier cambio en los cielos inmutables era imposible. La información sobre cualquier cambio celeste podía convertirse en tm sacrilegio y es muy probable que quien lo observara no lo hiciera público para no arriesgarse a ser tratado de loco, ciego o mentiroso. Pero afortunadamente, durante el período que va de la época de Hiparco hasta el año 1500 los chinos observaron cuidadosamente el cielo y registraron todos los cambios detectados. En la época antigua y medieval reportaron la aparición de cinco estrellas brillantes (en los años 185, 393, 1006, 1054 y 1181). La de 1006 fue por lo menos 200 veces más brillante que Venus, de manera que ni siquiera los desinteresados europeos pudieron ignorarla Luego de Tycho, el siguiente en observar una nova fue un astrónomo alemán, F. Fabricio en 1596, y en 1604 lo hizo Kepler. Todas estas observaciones coincidían en que aparecía una estrella muy brillante donde previamente no se había observado nada y este brillo disminuía lentamente hasta desaparecer. En la actualidad sabemos que lo que antiguamente se llamaba nova corresponde en realidad a dos tipos de objetos: novas y supernovas. Al igual que las novas, las supernovas son estrellas eruptivas o explosivas, pero se distinguen de aquéllas en que la cantidad de energía liberada es mucho mayor y además, en el caso de las novas, sólo aparecen afectadas por la explosión las capas exteriores, mientras que la explosión de una supernova afecta toda la estrella. Aún las más luminosas como Nova Cygni 1975, brillan 1.000 veces menos que las supernovas. Novas: Estas estrellas se clasifican en novas, que ganan más de 10 magnitudes en la explosión, y novas enanas, que sólo aumentan su brillo unas pocas magnitudes. Algunas han explotado sólo una vez desde que fueron observadas, pero se cree que son recurrentes cada 10.000 o 100.000 años. Las novas recurrentes, menos energéticas, experimentan explosiones cada 10 a 100 años. La observación de varias post-novas a mediados de este siglo demostró que muchas de ellas son miembros de sistemas binarios super próximos en los que una de las estrellas es una enana blanca y la otra una estrella fría (por ejemplo una gigante roja). Cuando la estrella ínicialmente menos masiva comienza a expandirse para formar una gigante roja, etapa que se acelera al aumentar su masa con la que se desprende de su compañera, sus capas exteriores se acercan tanto a la enana blanca que parte de su envoltura queda atrapada en el campo gravitatorio de ésta, formando lo que se llama un disco de acreción. Tal nombre se debe a que, debido a colisiones entre las partículas del disco, éste pierde energía y algunas partes caen sobre la enana blanca, que gana así cierta masa en un proceso llamado acreción. La gran gravedad superficial de la enana blanca comprime esta masa formada esencialmente de hidrógeno, y la calienta. La temperatura se hace tan alta que comienza la fusión de este hidrógeno, lo que calienta aún más la superficie y se inicia la fusión en el disco de acreción, produciéndose un enorme destello de luz, y las capas superiores del disco son arrojadas lejos de la influencia gravitatoria de la enana blanca. Este destello de luz es lo que vemos desde la Tierra en forma de nova y la parte del disco de acreción impulsada hacia el exterior es la nube de gas y polvo que se observa alrededor de la post-nova. El proceso de fusión disminuye gradualmente, pero el ciclo recomienza porque la compañera de la enana blanca sigue perdiendo masa y esto reconstruye el disco de acreción. De esta forma el fenómeno de nova puede repetirse muchas veces antes de que la supergigante finalice su expansión y se transforme ella misma en enana blanca. Por lo visto, las condiciones necesarias para la formación de una nova son entonces bastante especiales, y muy pocas estrellas de nuestra galaxia las satisfarán. El Sol, como hemos visto, se transformará en enana blanca. Pero como no tiene compañera no será una nova. Supernovas:El fenómeno de supernova es una explosión fenomenal que involucra la mayor parte del material de una estrella y determina el fin de la evolución de ciertos objetos estelares. Se supone que la mayoría de las supernovas de nuestra galaxia son indetectables debido a la extinción causada por el polvo interestelar. Actualmente se cree que las observaciones chinas de 1054 y las de Tycho y Kepler se trataban de supernovas. La de Kepler, en 1604, fue la última detectada en nuestra galaxia. Hay esencialmente dos tipos de supernovas: a) las tipo 1 resultan de la explosión de estrellas viejas, de masa relativamente pequeña y pobres en hidrógeno pero ricas en elementos pesados, tal como corresponde a una fase avanzada de evolución; su composición indica que se trata de enanas blancas. b) Las tipo II son explosiones de estrellas masivas, también al final de su evolución, pero en una fase menos terminal que las de tipo 1; son ricas en hidrógeno y presumiblemente están en la etapa de supergigante roja. En su máximo de luz, el brillo producido por las supernovas aumenta unas 15 magnitudes; las tipo 1 son casi tres veces más luminosas que las tipo II. Luego el brillo disminuye unas 304 magnitudes durante los primeros días y durante varios meses decrece casi exponencialmente. La energía liberada durante el corto tiempo de la explosión es equivalente a la que irradiará el Sol durante 9 mil millones de años (recordemos que la edad actual del Sol es de unos 4,5 mil millones de años) o a la explosión simultánea de 1028 bombas de hidrógeno de 10 metagones cada una y la materia expulsada, alrededor de 5 M0,puede alcanzar velocidades de 36 x 106 km/h. Las supernovas de tipo 1 pueden alcanzar una magnitud absoluta de -18,6, es decir 2.500 millones de veces la luminosidad del Sol o unas 100 veces más brillantes que la luz integrada de toda la galaxia. Según el tipo, la masa eyectada puede ser de 1 a 10 M0, lo que en algunos casos es la masa total de la estrella y, por lo tanto, no queda nada después de la explosión. A partir del descubrimiento de los púlsares (estrellas de neutrones de muy rápida rotación) en 1968, se sabe que después de la explosión puede quedar un objeto extremadamente denso. Este objeto, que es el núcleo de la estrella, está formado exclusivamente por neutrones. Los mecanismos responsables de estas explosiones no se conocen todavía con certeza. La mayoría de las teorías consideran que la energía liberada por la explosión es principalmente de origen nuclear, en particular la fotodesintegración del Fe. Esta es la etapa final en la cadena de reacciones nucleares que ocurren durante la vida de las estrellas de unas 10 M0. Las estrellas con masas necesarias para terminar como supernovas de tipo 1 son por lo menos 10 veces más numerosas que las estrellas más masivas que dan origen a las supernovas tipo II. Por lo tanto sería razonable suponer que se observarán 10 veces más supernovas de tipo 1 que de tipo II. Sin embargo no es así: los dos tipos se observan con la misma frecuencia. Por lo tanto hay que concluir que no todas las estrellas de poca masa terminan como supernovas y en consecuencia, que se necesitan ciertas condiciones especiales para que este fenómeno ocurra. La pre-supernova de tipo II tiene una estructura de cáscara como una cebolla. A medida que descendemos de la capa superficial de H se encuentran capas de elementos de mayor masa atómica. Estas capas son producto de las distintas fases de la nucleosíntesis que han ocurrido durante la vida de la estrella. Las reacciones que originan los elementos más pesados se ordenan de acuerdo a la temperatura. Los aumentos de temperatura ocurrieron alternándose con contracciones gravitatorias. El centro de la supergigante que explotará como supernova está compuesto por una mezcla de núcleos de Fe y otros núcleos con números atómicos entre 50 y 60. Estos son los elementos con mayor energía de ligadura. Por lo tanto no se puede extraer más energía de ellos. Cualquier cambio nuclear ulterior con estos elementos, tanto si es fusión para dar elementos más complicados como si es fisión para dar núcleos menos complicados, no liberará energía sino que la absorberá. El núcleo estelar de hierro crece, luchando contra la contracción gravitatoria gracias a la presión de los electrones degenerados. Pero al describir las enanas blancas vimos que hay un limite para esto: cuando la masa del núcleo ha alcanzado el límite de Chandrasekhar (1,4 M0), la presión de los electrones no alcanza para evitar la contracción y la estrella colapsa. En ese momento, todos los productos del proceso de nucleosíntesis se han aniquilado, el gas está formado ahora por neutrones, protones y electrones libres. Pero éstos últimos experimentan un gran aumento de energía al comprimirse, su energía se hace mayor que la necesaria para transformar un protón en neutrón y así son absorbidos por los protones. Privado de la componente más significativa de presión, el núcleo estelar colapsa a un ritmo acelerado. La distancia entre neutrones es ahora muy pequeña (del tamaño del núcleo atómico, -fermi) y la estrella se ha transformado en una estrella de neutrones. Desde el inicio del colapso se requieren sólo unos pocos minutos para alcanza este estado. Al comenzar el colapso del núcleo, las capas exteriores de la estrella, donde están ocurriendo algunas reacciones nucleares, caen arrastra das por él. Los gases se comprimen rápidamente y aumentan su temperatura. La velocidad de las reacciones nucleares aumenta notablemente, la gran cantidad de energía producida origina inestabilidades y, finalmente, la explosión de las capas exteriores. Las supernovas de tipo 1 son parte de un sistema binario formado por una supergigante roja y una enana blanca, como el que da origen a las no vas. Sin embargo en este caso la masa de alguna de las componentes o d ambas es mayor que en el caso de la nova. En esta situación, la enana blanca puede ganar más masa y superar el límite de Chandrasekhar. Entonces sufre un colapso y comprime muy fuertemente los núcleos de carbono y oxígeno en su interior, creando las condiciones para una fusión con tal liberación de energía que su resultado es una explosión de supernova. Probablemente éste fue el caso de las supernovas de Tycho y Kepler ya que en ninguno de los dos casos se ha detectado estrellas de neutrones en las posiciones correspondientes. Incluso mucho tiempo después de la explosión las supernovas se revelar por sus efectos sobre el medio interestelar. El remanente joven de la supernova aparece como una gran burbuja que emite radiación en todo el espectro y se expande a una velocidad de 10.000 km/seg. A medida que lo hace empuja al gas interestelar y se va frenando. Después de unos cientos de años la cáscara se enfría y el remanente se desintegra en el medio circundante Los remanentes son antigüedades astronómicas muy valiosas, capaces d revelar información sobre la explosión, la evolución posterior y la estructura y composición del medio interestelar. Las supernovas son uno de los contribuyentes más importantes a la evolución de la materia galáctica. No sólo transmiten al medio interestelar energía térmica y cinética sino que también la enriquecen con elementos pesados de la nucleosíntesis estelar. El interés por las supernovas de los astrónomos interesados en la evolución estelar y el medio interestelar ha aumentado notablemente, dado que se piensa que podrían ser el detonante del proceso de formación de nuevas estrellas. La última observación de una explosión de supernova ocurrió en 1987 en la Gran Nube de Magallanes. Miles de investigadores renovaron su interés y en los últimos años se han realizado importantísimos avances en nuestra comprensión de estos fenómenos. Esta supernova ha proporcionado la posibilidad de realizar la medición de distancia más precisa que se haya hecho para un objeto fuera de nuestra galaxia. El remanente de SN 1987A (como se denomina) está a 1,60 x 105 años luz, con una certeza de ±5%. Un anillo hecho del material eyectado por el progenitor de la supernova en su fase de supergigante, ya rodeaba a la estrella unos 5.000 años antes de la explosión, pero sólo se hizo visible cuando se calentó hasta unos 20.000 0K como consecuencia de la misma. Si ese anillo fuera perpendicular a la línea de la visión, se hubiera iluminado todo a la vez. Sin embargo, como está inclinado unos 450 respecto de esta posición, distintas partes se encuentran a distancias diferentes de nosotros. La parte más cercana pareció encenderse tres meses después de la explosión, mientras que la más lejana permaneció oscura cerca de un año más. Esta diferencia indica que el diámetro del anillo es de 1,3 x 1013 km. La medición del diámetro angular fue realizada por la estación orbital Hubble y es de 1,66 segundos de arco. Esencialmente, toda la energía cinética del núcleo que colapsa se convierte en una onda de choque que, al encontrar las capas exteriores que están colapsando, las hace rebotar y cambiar de dirección. Este proceso se ve favorecido por la gran cantidad de neutrinos emitidos por la estrella de neutrones que se está creando. La luz puede ser emitida sólo cuando la onda llega a la capa más externa. En SN 1987A, la onda de choque demoró dos horas en atravesar toda la estrella. Los pocos (pero muy preciados) neutrinos detectados poseían características acordes con las predicciones teóricas —sus cantidades, energías y el intervalo de tiempo en que llegaron a la Tierra—, lo cual aumenta la credibilidad en los modelos. El 99% de la energía liberada llega de esta forma, en los neutrinos que pueden escapar de la estrella mucho más rápido que los fotones de luz. Estas observaciones permiten abrigar esperanzas de observar más eventos de supernova en la medida en que mejoren los detectores de neutrinos. Se estima que los mismos ocurren cada 10 o 100 años, especialmente en las regiones centrales de nuestra galaxia, pero permanecen ocultos por el material interestelar que opaca la luz. Si las predicciones teóricas respecto de los neutrinos de supernovas son tan precisas, ¿por qué hay una discrepancia tan grande entre las observaciones y las predicciones respecto de los neutrinos solares? Tal vez, más observaciones de supernovas ayuden a resolver este problema. Estrellas De Neutrones En 1934 los teóricos usaron la mecánica cuántica para predecir la existencia de las estrellas de neutrones: cuando la gravedad se hace demasiado fuerte como para que una enana blanca resista el colapso, los electrones son empujados al interior de los núcleos atómicos convirtiendo a los protones en neutrones. Pero al igual que los electrones, los neutrones obedecen un principio de exclusión, de acuerdo al cual cada neutrón puede ocupar un determinado nivel de energía que no puede compartir con otro. Cuando todos estos niveles son ocupados, los neutrones están completa.. mente degenerados y ejercen una presión capaz de frenar el colapso gravitatorio. Así, una estrella de neutrones es en muchos aspectos una versión extrema de una enana blanca: para la misma masa (aproximadamente 1 M0) una estrella de neutrones tiene un radio mucho menor (unos 15 km) y una densidad fantástica (un millón de toneladas por cm3). La temperatura es de unos 10 millones de grados, pero debido a su tamaño pequeño, estos objetos son en general imposibles de detectar ópticamente. La masa de una estrella de neutrones no puede exceder 3 M0: por encima de este valor la gravedad le gana a la presión de los neutrones degenerados y el único estado final posible es un agujero negro. La rápida rotación y los fuertes campos magnéticos son dos características importantes de estas estrellas ultradensas. Sabemos que todas las estrellas rotan. Al colapsar, la velocidad de rotación aumenta de manera de conservar el momento angular (así como un patinador baja los brazos para girar más rápidamente) La velocidad de rotación de las estrellas de neutrones es de varias vueltas por segundo También todas las estrellas tienen campos magnéticos pero cuando colapsan, éste aumenta. Los campos magnéticos de las estrellas de neutrones son un billón de veces más intensos que el terrestre. Estas dos propiedades son las que permiten detectar a las estrellas de neutrones en forma de púlsares. La primera detección de un púlsar se produjo en 1986 en Inglaterra, 34 años después de haber sido predichos teóricamente. Aparece como un objeto que emite pulsos de radio de intensidad variable, pero espaciados a intervalos de tiempo regulares: el período, increíblemente preciso, es de 1,33730113 segundos. El fenómeno fue interpretado como una estrella de neutrones cuyas líneas de campo magnético aceleran los electrones a lo largo del eje magnético, causando la emisión de un rayo de ondas de radio que rotan con la estrella y producen un pulso cuando el rayo intercepta la línea de Visión del observador. Desde entonces se han descubierto otros varios púlsares y se ha encontrado que algunos de ellos no sólo emiten en radio, sino también en frecuencias más altas como rayos x y y. Se conocen actualmente más de 300 púlsares, situados mayormente en el plano galáctico, a unos pocos kpc del Sol. Los lugares con más posibilidades para encontrar púlsares son los remanentes de supernova. La famosa Nebulosa del Cangrejo es el remanente de la supernova de 1054 y contiene efectivamente el púlsar del Cangrejo. Debido a su reciente formación es uno de los que rotan más rápido: da 33 vueltas por segundo. Podemos predecir con facilidad, a esta altura del libro, que la velocidad de rotación de un púlsar disminuirá lentamente con el tiempo, de acuerdo a la velocidad con que disipa energía. Por eso los púlsares más jóvenes rotan más rápido que los viejos. Sus períodos van de 0,006 a 0,03 segundos hasta 4,3 segundos. Cuando la velocidad de rotación se hace pequeña, el mecanismo del púlsar no sirve: su vida promedio es de unos pocos millones de años. Hay otro efecto que contribuye a la modificación de la velocidad de rotación pero de manera más abrupta: son los “glitches”, que disminuyen el período de rotación una parte en un millón en pocos días. Se interpreta como sismos estelares debido a inestabilidades en la corteza o el núcleo de la estrella de neutrones. Estos fenómenos son muy útiles para estudiar la estructura interna de los púlsares, pero sólo aparecen durante unos pocos pulsos. El púlsar de la supernova de 1987 trajo muchas sorpresas. Apareció antes de lo esperado y su rotación era extremadamente veloz, su período de 0,5 milisegundos era de lejos el más corto que se conocía. Todavía los científicos encuentran entretenimiento en este objeto. Aunque la detección de púlsares en los remanentes de supernovas se ha hecho difícil y rara, hay un fenómeno más extendido que permite descubrir muchos de estos objetos: las fuentes compactas de rayos x. En 1971, a partir del lanzamiento del satélite astronómico Uhuru, se descubrieron fuentes galácticas emisoras de un fuerte flujo de rayos x. La fuente llamada Centauro x-3, por ejemplo, tiene una luminosidad en rayos x 10 veces mayor que la luminosidad total del Sol. Se eclipsa cada 2,087 días, lo que demuestra que la fuente de rayos X está en movimiento orbital alrededor de un objeto más masivo. Esta fuente es parte de un sistema binario formado por la estrella de neutrones y una estrella gigante. La primera atrae el viento estelar de la segunda y convierte la energía gravitatoria del gas en rayos x. Este tipo de púlsares binarios proveen una de las pruebas de la teoría de la relatividad que predice que un cuerpo masivo acelerado radiará energía en forma de ondas gravitatorias. La disipación de energía de esta forma causa el temblor de la órbita y en consecuencia una lenta disminución del período orbital del púlsar a lo largo del tiempo. Las predicciones teóricas de Einstein concuerdan muy bien con las observaciones del periodo orbital de PSR 1913+16, que está disminuyendo unos 76 milisegundo por año. Agujeros negros: Como hemos visto, una vez que el H y el He, el combustible termonuclear se han consumido en el núcleo de la estrella, sobreviene un colapso gravitatorio. La evolución estelar culmina con la formación de objetos extremad mente compactos como enanas blancas o estrellas de neutrones cuando masa de la estrella no excede las 3 Mo (masa del Sol). Si la masa es mayor, la compresión gravitatoria ya no se puede compensar con las fuerzas de repulsión de 1 electrones o neutrones degenerados y continúa tirando materia sobre la estrella: se forman los agujeros negros. En efecto, cuando los neutrones entre en colapso no existe ningún mecanismo conocido que permita detener contracción. Esta continúa indefinidamente hasta que la estrella desaparce, su volumen se anula y la densidad de materia se hace infinita. ¿Cómo entender una “estrella” más pequeña que un punto y con semejante densidad de materia en su interior? Si una estrella se contrae, el campo gravitatorio en su superficie aumenta, aunque su masa permanezca constante, porque la superficie está más cerca del centro. Entonces, para una estrella de neutrones de la misma masa que el Sol la velocidad de escape será de unos 200.000 km/seg. Cuanto mayor e la velocidad de escape de un cuerpo más difícil es que algo pueda escapa de él. En cierto momento la velocidad de escape llega al limite de 300.000 km/se Esta es la velocidad de las ondas electromagnéticas en particular de la luz que será entonces lo único que puede escapar de estos objetos. Ya hemos mencionado que no es posible superar esta velocidad y por lo tanto cu do la velocidad de escape de una estrella sobrepasa este limite, nada podrá escapar de ella. Los objetos con esta propiedad se llaman agujero negros. Desde 1915, con la teoría de la relatividad general de Einstein se sabía que la gravedad generada por un cuerpo masivo deforma el espacio, creando una especie de barrera; cuanto más masivo es el cuerpo, mayor es la deformación que provoca. Los agujeros negros se caracterizan por una barrera t profunda que nada puede escapar de ellos, ni materia ni radiación; así t da la materia que cae dentro de esta barrera desaparece del universo observable. Las propiedades físicas de estos objetos son tan impresionantes que por mucho tiempo quitaron credibilidad a la teoría. Esta predice la existencia de agujeros negros de todos los tamaños y masas: los miniagujeros negros tendrían la masa de una montaña concentrada en el tamaño de una partícula; un agujero negro de 1 cm de radio sería tan masivo como la Tierra; los agujeros negros estelares tendrían masas comparables a las de las estrellas dentro de un radio de pocos kilómetros; finalmente, los agujeros negros gigantes tendrían una masa equivalente a varios cientos de millones de estrellas dentro de un radio comparable al del sistema solar. Una forma de detectar agujeros negros sería a través de ondas gravitatorias. Estas ondas son para la gravedad lo que la luz es para el campo electromagnético. Sin embargo la tecnología actual no permite todavía esta posibilidad. El colapso de una estrella o la caída de un cuerpo masivo sobre un agujero negro originarían la emisión de ondas gravitatorias que podrían ser detectables desde la Tierra con antenas suficientemente sensibles. Aunque estas tremendas concentraciones de materia no se han observado todavía directamente hay fuerte evidencia de la existencia de estos objetos. Los astrofísicos comenzaron a interesarse activamente en los agujeros negros en la década del 60, cuando se descubrieron fenómenos sumamente energéticos. Las galaxias superactivas, como las Seyferts, cuásares y objetos BL Lacertae emiten una cantidad de energía mucho mayor que una galaxia normal, en todas las longitudes de onda. Todos estos violentos fenómenos parecen asociados con cuerpos compactos muy masivos: estrellas de neutrones o agujeros negros estelares en el caso de binarias X, estrellas supermasivas o agujeros negros gigantes en los núcleos galácticos activos. Las aplicaciones más importantes de los agujeros negros a la astrofísica conciernen a los núcleos activos de galaxias y cuásares. Los efectos de las enormes energías involucradas allí podrían ser sumamente interesantes y podrían permitir explicar fenómenos que todavía no se comprenden. LA VIDA DE UNA ESTRELLA LA VIDA DE UNA ESTRELLA Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito. A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla. Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio. El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial. Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente. Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad. Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas. Pero en realidad sucede exactamente lo contrario. Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años. Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años. En el otro extremo, una estrella de 0,1 M0 brillará durante 3 billones de años antes de morir. ¿Cómo se mide la masa, esa propiedad fundamental que determina completamente la estructura y evolución de una estrella? El único método de determinación directa de masas es el estudio del movimiento de estrellas binarias. Las estrellas dobles o binarias están muy próximas entre sí y cada estrella gira alrededor del centro de gravedad del par. Aplicando a estos sistemas las leyes de Newton es posible deducir su masa. Sin embargo, la masa de cada estrella del sistema se puede determinar sólo en el caso de que el sistema binario sea ecipsante (es decir cuando una de las estrellas eclipsa a la otra). Estas mediciones, aunque pocas en número, son interesantes porque a partir de ellas se han podido establecer algunos resultados que dieron la clave para comprender la evolución estelar. Una manera indirecta de determinar la masa estelar es usando la relación masa-luminosidad que pudo ser establecida cuando se desarrolló una de las herramientas más poderosas con que cuentan los astrofísicos, el diagrama R-R que consideraremos a continuación. Se han observado estrellas muy masivas, hasta 120 M0, pero ¿hay una masa mínima para las estrellas? La respuesta a esta pregunta está todavía en estudio. Las estrellas de menor masa observadas son Ross 614B, de 0,08 M0 y Luyten 726-8B con 0,04 M0, pero la mayoría de las estrellas tienen masas de entre 0,3 y3 M0. EL DIAGRAMA H-R (Ver Diagrama de Russell y Hertzsprung) En el año 1911 el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó la magnitud absoluta y la luminosidad de estrellas pertenecientes a varios cúmulos. Trazó la curva de variación de uno de estos parámetros en función del otro y observó que los puntos no estaban esparcidos al azar en el diagrama, sino que se distribuían a lo largo de una línea bien definida. En 1913, el astrónomo norteamericano H. Russell llegó a la misma conclusión con datos de otras estrellas. Mostró empíricamente la existencia de una relación entre la luminosidad y temperatura estelares. El diagranta resultante se llama diagrama Hertzprung-Russell (H-R), y está representado en la figura. La posición de unaa estrella en el diagrama H-R depende de su estado de evolución, y por eso la estructura y la historia de nuestra galaxia se pueden estudiar con este instrumento básico. Así como los botánicos pueden estimar la edad de un árbol a partir de la cantidad de anillos de su tronco, los astrónomos encuentran en el H-R la herramienta que les permite estimar la edad de una estrella. El diagrama Herzprung-Russell. Cada estrella se representa según su magnitud absoluta, que mide su brillo intrínseco, y su tipo espectral, que refleja su color y su temperatura. Esta última aumenta hacia la izquierda Un examen en el diagrama H-R de las estrellas con distancias conocidas muestra que no están distribuidas al azar, sino que muchas (entre ellas el Sol) están agrupadas en una banda angosta sobre la diagonal, llamada secuencia principal. Otro grupo de estrellas, la rama de las gigantes, se extiende horizontalmente sobre la secuencia principal. Las estrellas con luminosidades mayores que las gigantes se llaman supergigantes, mientras las estrellas sobre la secuencia principal se llaman enanas. Estudiando los sistemas binarios se pudo establecer que la luminosidad de una estrella de secuencia principal es proporcional a su masa elevada a la potencia 3,5. Es decir que una estrella 2 veces más masiva que el Sol será 11 veces más 1 luminosa. Esta relación masa-luminosidad es una forma de estimar la masa de una estrella que no pertenece a un sistema binario a partir de su luminosidad, con la condición de que pertenezca a la secuencia principal, lo que se puede determinar, como veremos, con criterios espectroscópicos. Las cantidades fundamentales que definen este diagrama se pueden medir con distintos parámetros, dándole así distintas formas. El H-R clásico usa dos cantidades: el tipo espectral (que es una determinación cualitativa de la temperatura) y la magnitud absoluta. El tipo espectral La única fuente de información sobre la naturaleza de las atmósferas estelares es el análisis de su espectro, del que se pueden hacer dos tipos de aproximaciones: cuantitativas y cualitativas. Como hemos visto en el capítulo anterior, el análisis cuantitativo pernúte determinar los parámetros físicos que describen la atmósfera estelar. El análisis cualitativo descansa en la simple observación de que los espectros pueden agruparse en familias: esta clasificación espectral considera sólo la apariencia del espectro en el visible. Según ella, las estrellas se ordenan en 7 clases principales (de acuerdo a su temperatura) a las que se designa con las letras O, B, A, F, G, K y M. Para tener en cuenta las diferencias de apariencia entre espectros de la misma clase fue necesario establecer una subdivisión decimal, y entonces el tipo espectral se representa por BO, B1, B2, ..., B9, AO, A1... La clasificación espectral se basa en la presencia o ausencia de líneas de ciertos elementos, lo que no refleja una composición química diferente de las atmósferas sino sólo las diferencias de temperatura atmosférica. Así el H, que es el elemento más abundante del universo y del que todas las estrellas tienen casi la misma abundancia, predomina en las líneas espectrales de estrellas con temperaturas cercanas a lO.0000K, porque la excitación del átomo de H es máxima a esta temperatura. En las atmósferas de las estrellas más calientes, de tipo espectral o, el H está casi todo ionizado y entonces no produce un espectro significativo de líneas de absorción. En las atmósferas de estrellas frías (por ejemplo de tipo espectral K) los átomos de H son neutros (no ionizados) y prácticamente todos están en el estado fundamental, no excitado. El espectro de líneas así producido pertenece principalmente al rango ultravioleta, no observable desde la Tierra, mientras que las líneas de H observadas en el visible son muy débiles. Las estrellas de tipo o que son las más calientes, muestran en sus espectros líneas de He ionizado, pero no líneas de H. Yendo a tipo BO hasta AO la intensidad de las líneas de He también decrece cuando las condiciones de temperatura no son favorables y la de los metales (elementos más pesados que el He) crece para tipos espectrales correspondientes a temperaturas más bajas. En las estrellas más frías, las líneas de metales neutros se hacen más y más intensas y aparecen bandas características de moléculas. Las clasificación en “gigantes” y “enanas”, tiene sentido sólo para un dado tipo espectral. Si se consideran dos estrellas del mismo tipo espectral, una de la secuencia principal y la otra de la rama de las gigantes, las dos muestran gran diferencia en luminosidad. Como son del mismo tipo espectral, tienen la misma temperatura. La diferencia de luminosidad se origina entonces en la diferencia de tamaño. Comparemos, por ejemplo, dos estrellas de clase M. La luminosidad de la gigante es 10.000 veces mayor que la de la enana (o de secuencia principal). Por lo tanto su área superficial debe ser 10.000 veces mayor y entonces el radio de la gigante será 100 veces mayor que el de la enana. (La ley de Stefan-Boltzmann dice que: L es proporcional a R2.T4). Las estrellas que aparecen por debajo de la secuencia principal son las enanas blancas, cuyos radios son muy pequeños. NACE UNA ESTRELLA Como ya hemos dicho la vida estelar es una sucesión de contracciones. La primera gran contracción es la de la nube interestelar que crea la estrella. La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas. La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca de un átomo por cm3. La formación de una estrella requiere una densidad 1024 veces mayor. El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de compresión es la fuerza de la gravedad, que juega aquí un papel esencial. Por otro lado el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impide una contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio. Cuando la gravedad rompe este equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales, esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica. Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio sólo aumenta ligeramente, o si la masa de una nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso. Estas dos situaciones podrían ocurrir simultáneamente. Los cálculos indican que en nubes con masas mayores que unas 2.000 M0 la gravedad gana sobre las fuerzas de presión. La nube se hace gravitatoriamente inestable y se contrae más y más rápido. Como la masa de una estrella típica es unas 1.000 veces menor, hay que concluir que la nube se fragmenta. Los complejos moleculares gigantes muy fríos, con temperaturas de unos 10 a 90 0K, son los lugares reconocidos de formación estelar. Sus masas son muy grandes; alcanzan hasta 1.000.000 M0. El polvo de la nube oculta las nuevas estrellas al astrónomo óptico, pero éstas se pueden detectar en el infrarrojo. Hay un tipo de nubes moleculares pequeñas, llamadas “glóbulos de Bok”, algunos de los cuales se han observado en contracción gravitatoria. Su velocidad de colapso es de aproximadamente medio km/seg, y su radio es del orden de 2 años luz. Si nada frena su colapso, estos glóbulos se condensaran en estrellas dentro de 1.000.000 años, lo cual, en términos de la vida total de la estrella, es un período muy breve. Estos objetos aislados (que se ven como zonas negras contra el fondo de la Vía Láctea) ilustran los modelos teóricos de formación estelar. La región central, altamente comprimida y mucho más densa que la periferia, atrae a la materia que la rodea. La temperatura aumenta progresivamente y la presión se hace suficientemente alta como para parar momentáneamente el colapso del núcleo. Poco a poco toda la materia en la envoltura cae hacia la protoestrella. Cuando su temperatura pasa los 10 millones de 0K, comienzan las reacciones termonucleares, es decir el autoabastecimiento de energía. En este momento la estrella entra en la secuencia principal y comienza su vida normal. En las galaxias espirales, como la nuestra, las estrellas se forman en los brazos espirales, donde se encuentran el polvo y el gas interestelares. La observación de estrellas en formación o estrellas muy jóvenes junto con su ambiente provee importantes contribuciones a la teoría de formación estelar. En el esquema presentado la formación de estrellas está directamente relacionada a la evolución de las nubes moleculares, pero aunque es el caso más estudiado, no es el único. Una forma de aprender más sobre formación estelar es investigar galaxias vecinas. La formación estelar en la Gran Nube de Magallanes presenta algunos problemas para este esquema: en una región llamada 30 Dorado se observan unas 50 estrellas O y B asociadas con una nube de 50 millones de M0 de hidrógeno neutro. No hay polvo en esta región ni se ha detectado ninguna nube molecular. Esto muestra claramente que la teoría de formación estelar basada en nubes moleculares no explica todos los nacimientos estelares. Este es un tema de gran actualidad en astrofísica que todavía no está resuelto. La protoestrella entra al diagrama H-R por la derecha (la parte roja o fría), en el momento en que la temperatura central se hace suficientemente alta (recordemos que bajo compresión la temperatura de un gas aumenta) y la estrella comienza a convertir H en He. La posición inicial de la estrella en el H-R define la llamada secuencia principal de edad cero (ZAMs). Cuanto más masiva nace una estrella más arriba comienza su vida de secuencia principal y más luminosa es. La posición de la ZAMS sobre el diagrama H-R depende de las composiciones químicas de las estrellas que se forman. La abundancia de metales (elementos más pesados que el He) aumenta de generación a generación, a medida que las estrellas más viejas evolucionan y enriquecen el medio interestelar con elementos pesados. En consecuencia la ZAMS se desplaza cada vez más hacia la derecha sobre el H-R a medida que la galaxia envejece, y este corrimiento permite estimar la edad de la galaxia. La secuencia principal representa la primera pausa y la más larga en la inexorable contracción de la estrella. Durante este intervalo las estrellas son hornos nucleares estables y a esta estabilidad debemos nuestras propias vidas, ya que el Sol se encuentra en esta etapa. A medida que la estrella envejece se hace un poco más brillante, se expande y se calienta. Se mueve lentamente hacia arriba y a la izquierda de su posición inicial ZAMS. Evolución de las Estrellas: Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resulta imposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años. Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas, puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad; en la foto se tendría una visión de las posibles fases o estadios de la vida humana: habrían recién nacidos, niños, adultos, ancianos, etc. Al analizar la imagen obtenida de cada persona y clasificándola de acuerdo a cierto carácter, podría establecerse el ciclo de la vida humana con bastante precisión; se podría estimar el ciclo completo, captado en un único instante de tiempo en la fotografía de conjunto. Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición. Al respecto se debe tener en cuenta que, efectivamente, se han visto desaparecer estrellas (por ejemplo, la supernova de 1987) como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas (como en el profundo interior de la Nebulosa de Orión, por ejemplo). Ya mencionamos que en el estudio de las estrellas, se utilizan parámetros físicos como la temperatura o la masa, entre otros. Pero debe señalarse también otra de las técnicas usuales en Astronomía, denominada Espectroscopía. La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose "espectro" al resultado de esa descomposición cromática (la palabra espectro que significa "aparición", fue introducida por I. Newton, quien fue el primero es descubrir el fenómeno). En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas. Esas líneas o mejor dicho, cada una de las series de líneas, se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la T de la superficie estelar y por otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella. Diferentes elementos químicos absorben o emiten luz según la temperatura a que se encuentren; de esta manera la presencia (o ausencia) de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, indica su temperatura. Los astrónomos han diseñado un sistema de clasificación de estrellas, de acuerdo a las características que presentan sus respectivos espectros. En ese esquema, las estrella s se ordenan desde las más calientes a las más frías, en tipos espectrales que se identifican según el siguiente patrón de letras: O B A F G K M Las estrellas más calientes (O) tienen temperaturas de unos 40.000 ºC; en el otro extremo, las más frías (M), alcanzan sólo 2.500 ºC; en este esquema, el Sol, con una temperatura superficial de 6.000 ºC, resulta una estrella de tipo espectral intermedio entre las más calientes y las más frías: es una estrella tipo G. Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo. Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja. En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio; como consecuencia, mayor es la temperatura interna. Implica que la estrella debe "quemar" combustible a gran velocidad, lo que produce una ingente cantidad de energía. Esta clase de estrellas sólo puede tener una vida limitada: unos pocos millones de años. Las estrellas frías (generalmente pequeñas y con una fuerza de gravedad débil) sólo producen una modesta cantidad de energía; en consecuencia aparecen brillando tenuemente. Así, estas estrellas pueden existir como tales sólo algunas decenas de miles de millones de años. Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleola temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso). La etapa de protoestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna, las que acaban cuando la temperatura de su núcleo alcanza los 10 millones de grados, iniciándose entonces la transmutación del hidrógeno en helio y, por lo tanto, la generación de energía desde su núcleo: en esa etapa el astro se considera ya una estrella. Las estrellas contienen suficiente hidrógeno como para que la fusión en su núcleo dure un largo tiempo, aunque no para siempre. La velocidad de combustión del hidrógeno depende de la masa, o sea de la cantidad de materia que compone la estrella Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse. Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: un objeto de gran tamaño (de dimensiones mayores que las originales), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo. La gigante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial. Si la estrella, al formarse, tiene una masa cuarenta veces mayor que la masa del Sol, pasará al estado de gigante roja en sólo unas pocas decenas de millones de años. Luego irá disminuyendo de tamaño y perderá rápidamente una cantidad significativa de su masa expulsando materia hacia el espacio. Otra modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares; de esta forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosa que circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa; si ese proceso continúa puede dar lugar a un objeto denominado nebulosa planetaria. Con el nombre de nebulosas planetarias, se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorescente en lenta expansión; algunas fotografiadas con potentes telescopios, muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo, razón por la cual se le ha dado ese nombre, ya que su aspecto observada en el telescopio es similar al disco de un planeta. Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico de la misma puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar al de nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol. Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal. Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo y cuyas características son bastante peculiares (por ejemplo, aparecen campos magnéticos sumamente intensos). El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova. En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca . En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km. de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones). La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones. link: http://www.youtube.com/watch?v=http://www.youtube.com/watch?v=H1kuuCqfLP0&feature=player_embedded

E=mc2 Albert Einstein es quizás el científico más famoso del siglo XX. Una de sus teorías más conocidas es la fórmula E=mc2. A pesar de su familiaridad, mucha gente realmente no entiende lo que significa. ¡Espero que esta explicación ayude! Una de los grandes descubrimientos de Einstein fue entender que la materia y la energía son formas distintas de la misma cosa. La materia se puede transformar en energía, y la energía en materia. Por ejemplo, considera un átomo simple del hidrógeno, integrado básicamente por un solo protón. Esta partícula subatomica tiene una masa de 0.000 000 000 000 000 000 000 000 001 672 kilogramos. Esta es una masa minúscula. ¡Pero en cantidades normales de materia hay muchos átomos! Por ejemplo, en un kilogramo de agua pura, la masa de los átomos del hidrógeno asciende apenas a unos 111 gramos, o a 0.111 kilogramos. La fórmula de Einstein nos dice la cantidad equivalente de energía de esta masa si se convirtiera repentinamente en energía. Para encontrar la energía, multiplica la masa por el cuadrado de la velocidad de la luz, este número que es 300.000.000 metros por el segundo (un número muy grande): E=mc2 = 0.111 x 300.000.000 x 300.000.000 = 10.000.000.000.000.000 julios ¡Ésta es una cantidad increíble de energía! Un julio no es una unidad grande de la energía… Un julio es la enegía que se disipa cuando tiras un libro de texto al suelo. ¡Pero la cantidad de energía en 30 gramos de átomos del hidrógeno es equivalente a cientos de miles de litros de gasolina ardiendo! ¡Si consideras toda la energía de un kilogramo de agua, que también contiene los átomos de oxígeno, el equivalente en energía total está cerca de 10 millones de galones de gasolina! ¿Puede realmente liberarse toda esta energía ? ¿Ha existido siempre? La única manera para que TODA esta energía sea liberada para un kilogramo de agua es destruirlo completamente. Este proceso implica la destrucción completa de la materia, y ocurre solamente cuando esa materia se enfrenta a una cantidad igual de antimateria, una sustancia integrada por “masa negativa”. La antimateria existe; es observable como partículas subatómicas en descomposición radiactiva, y se ha creado en el laboratorio. Pero es algo que dura poco (!), puesto que se destruye una cantidad igual de materia ordinaria tan pronto como la encuentra. Por esta razón, todavía no se ha hecho en cantidades normales, así que nuestro kilogramo de agua no se puede convertir en energía mezclándola con el “antiagua”. Por lo menos, no todavía. Otro fenómeno peculiar de las partículas elementales pequeñas como los protones es que se combinan. Un solo protón forma el núcleo de un átomo del hidrógeno. Dos protones se encuentran en el núcleo de un átomo del helio. Así es cómo los elementos se forman, hasta llegar a la sustancia natural más pesada, el uranio, que tiene 92 protones en su núcleo. Es posible conseguir que dos protones libres (núcleos del hidrógeno) se conviertan en el núcleo del helio. Para ello hay que lanzar los dos protones uno contra otro a una gran velocidad. Este proceso ocurre en el sol, pero también se puede conseguir en la tierra con los lasers, imanes, o en el centro de una bomba atómica. El proceso se llama fusión nuclear. Lo interesante es que cuando los dos protones se fuerzan para combinar, no necesitan tanta energía (o masa). ¡Dos protones unidos tienen menos masa que dos protones separados! Cuando los protones se unen, se desprende enrgía. Normalmente asciende a cerca del 7% de la masa total, una cantidad de energía calcualble con la fórmula E=mc2. Los elementos más pesados que el hierro son inestables. ¡Algunos de ellos son muy inestables! ¡Esto significa que sus núcleos, integrados por muchos protones positivamente cargados, que se repelen, tienden a liberarse. A estos átomos se les denomina radioactivos. El uranio, por ejemplo, es radiactivo. Cada segundo, muchos átomos en un pedazo de uranio está liberándose al exterior. Cuando sucede esto, los pedazos, que ahora son nuevos elementos (con pocos protones) son MENOS masivos en total que los átomos de uranio originales. ¡La masa adicional desaparece como energía, otra vez se puede calcualr con la fórmula! Este proceso se llama fisión nuclear. Ambas reacciones nucleares transforman una porción pequeña de su masa en energía. ¡Cantidades grandes de energía! Esta energía es la que producimos. La fusión nuclear es la que activa una cabeza nuclear moderna. La fisión nuclear (menos desarrollada) es la que sucede en una bomba atómica (como las utilizadas en Japón en la IIGM), o en una planta de energía atómica. Albert Einstein entendía hasta donde se podía llegar con el desarrollo de esta fórmula. Aunque él era pacífico por naturaleza y por la política, ayudó a escribir una carta al presidente de los Estados Unidos, impulsándole a financiar la investigación en el desarrollo de una bomba atómica antes de que los Nazis o Japón desarrollaran primero una. El resultado fue el proyecto de Mahattan, que produjo la primera evidencia tangible de la bomba atómica LOS EFECTOS DE UNA EXPLOSIÓN NUCLEAR Cuando los núcleos se fisionan, los neutrones extra que salen despedidos pueden provocar la fisión de otros núcleos cercanos. De ese modo surgen otros cuatro neutrones, y después ocho, dieciséis, treinta y dos, y así sucesivamente. Cada duplicación se denomina “generación”, y el proceso entero se conoce como reacción en cadena. La reacción en cadena puede ser tan rápida que en una millonésima de segundo se fisiona una proporción enorme de todos los átomos. Vamos a calcular las duplicaciones para ochenta y una generaciones. La operación no es tan difícil como parece si se usa una hoja de cálculo o una calculadora. Empiece con el número 2 y multiplíquelo por 2 una y otra vez. Al cabo de ochenta y una duplicaciones, el número de neutrones es 2·1024, o lo que es lo mismo, un 2 seguido de veinticuatro ceros. Ése fue también el número de núcleos de uranio que se escindieron en la bomba de Hiroshima. Bastaron ochenta y una duplicaciones, que tardaron menos de una millonésima de segundo en producirse, para escindir una cantidad enorme de núcleos y generar toda esa energía. Reflexionemos sobre el siguiente dato: cada nueva generación liberará tanta energía como todas las generaciones previas juntas. Por ejemplo, la suma 1+2+4+8+16+32 da 63, es decir, uno menos que 64, que sería el siguiente número de la lista de duplicaciones. Esta regla tiene interesantes consecuencias para el diseño de las bombas. La bomba de Hiroshima se hizo pedazos cuando apenas se había completado un dos por ciento de la fisión, y que liberó trece kilotones de energía. Supongamos que la reacción en cadena hubiese continuado tan sólo una generación más. En ese caso, la energía generada se habría duplicado, pasando de trece a veintiséis kilotones de TNT. No es de extrañar que sea tan difícil predecir el efecto de una bomba. Todos sabemos ya las espantosas consecuencias del uso de las matemáticas y la física para hacer el mal. Para comprender el significado de un arsenal nuclear que guarda 45 000 bombas, es necesario conocer la capacidad destructora de cada una de ellas. Este capítulo explica cuáles son los efectos principales causados por la explosión de una bomba nuclear detonada sobre una ciudad moderna. El poder destructivo de una bomba, sea de tipo nuclear o químico, está relacionado directamente con la energía que se libera durante la explosión. La energía que se libera en la explosión de 1000 kilogramos de TNT (trinitrotolueno) es inmensa comparada con las energías encontradas en nuestras necesidades diarias. Por ejemplo, la detonación de una tonelada de TNT, libera 4 000 veces más energía que la necesaria para alzar un coche de 1 000 kilogramos de peso a una altura de 100 metros. Las explosiones de bombas nucleares liberan energías que son entre 1000 y 1000.000 de veces mayores aún que las detonaciones químicas, como sería la del TNT. El poder explosivo de una bomba nuclear, llamado rendimiento, se expresa mediante la comparación con el poder destructivo del TNT, y así se habla de bombas de un kilotón (un kt) si la energía liberada es la misma que se produce al detonar 1 000 toneladas de TNT. La bomba lanzada sobre Hiroshima tuvo un rendimiento cercano a los 13 kt. Si el rendimiento es de 1 000 kt, se trata de una bomba de un megatón (un Mt). Energías del orden de megatones son imposibles de imaginar dentro de las situaciones de nuestra vida diaria. El arsenal nuclear de los Estados Unidos y la URSS juntos hoy en día suma unos 12 000 megatones. Los efectos de una explosión nuclear dependen de muchos factores, entre ellos el rendimiento del artefacto, la altura sobre la superficie a la que es detonado, las condiciones climáticas, etc. El análisis que se presenta a continuación es el resultado de consideraciones físicas sencillas y de las observaciones y estudios realizados en Hiroshima y Nagasaki, las únicas dos oportunidades en que se han empleado bombas nucleares contra una población. A continuación se describen las consecuencias locales de una explosión nuclear superficial. Si la detonación es subterránea, submarina, o en la alta atmósfera, los resultados serán diferentes. Los efectos se encuentran agrupados en inmediatos (calor, presión, radiación y pulso electromagnético) y tardíos (lluvia radiactiva e incendios extendidos). Partes de la bomba Nuclear Referencias 1. Aletas de cola 2.Steel gun breech assembly 3.Detonador 4.Cordita (explosivo convencional) 5.“Projectil” de Uranio-235, seis anillos (26 kg) en un recipiente delgado de acero 6.Baro sensing ports and manifold 7.Pared exterior de la bomba 8.Arming and fusing equipment 9.Cañon del revolver, acero, unos 10 cm de diametro, 200 cm de longitud 10.Alambres de interconexión 11.Tamper assembly, acero 12.“Blanco” de Uranio-235, dos anillos (38 kg) 13.Tamper/reflector assembly, tungsten carbide 14.Neutron initiator 15.Archie fuzing radar antennas 16.Alojamiento para el dispositivo de seguridad de boro EFECTOS INMEDIATOS Calor Una millonésima de segundo después de una explosión nuclear la temperatura dentro de la bomba alcanza unos 10 000 000 °C. El material que compone la bomba y el aire que la rodea brillan intensamente formando lo que se conoce como la bola de fuego. El brillo de la bola, unos segundos después de la detonación de una bomba de un megatón, es mayor que el del Sol al mediodía a distancias de hasta 80 km del punto cero. La bola se expande y en 10 segundos alcanza diámetros de un par de kilómetros para detonaciones de un Mt, y luego comienza a contraerse. El aire alrededor de la bola se calienta, la hace ascender a velocidades de unos 100 metros por segundo y forma el conocido hongo, cuyo tallo lo forma una corriente de aire caliente ascendente. A medida que la bola de fuego se enfría, la condensación de vapor de agua causa el color blanco, como una nube, en su extremo superior. Después de cuatro minutos, la nube de una explosión de 1 Mt ha llegado a su máxima altura, 20 km, y su diámetro alcanza unos 16 km. El calor liberado en la explosión llega a los lugares cercanos después de algunos segundos en la forma de un pulso térmico. La energía transportada por este pulso se mide en calorías por centímetro cuadrado por segundo. Como ejemplo, mencionamos que el Sol brillando normalmente entrega 2 calorías por centímetro cuadrado cada minuto. El daño que el pulso térmico puede causar depende de varios factores: la energía que transporta, el tipo de material con que se encuentra, y el tiempo durante el cual actúa. En los seres humanos expuestos al pulso, el daño además depende de la pigmentación de la piel, siendo mayor para pieles morenas que blancas debido a la mayor absorción térmica que presentan las sustancias oscuras. Una quemadura de segundo grado —aquella en que se pierde parte de la piel— cicatriza normalmente en dos semanas, siempre que menos de 25% del cuerpo haya sido quemado; en caso contrario, se requiere de hospitalización. Este tipo de quemaduras se producen al recibir entre cinco y seis calorías por centímetro cuadrado en 10 segundos, lo que ocurrirá a distancias cercanas a los 13 km de una detonación de un megatón. Quemaduras más graves se producen al recibir mayor energía, lo que ocurre a distancias menores. La observación directa de la bola de fuego causa ceguera permanente en individuos que se encuentren a menos de 25 km, y quemadura de la retina a quien mire la explosión en un día despejado hasta los 60 km de distancia. Cualquier material opaco actúa como blindaje contra el pulso térmico, de modo que las personas que se encuentren protegidas detrás de un árbol, una pared, o incluso sus propias vestimentas, no sufren los efectos directos de la energía calórica. Sin embargo, es posible que sufran daño serio de modo indirecto a causa de los incendios que el pulso puede desencadenar a su paso. La ropa se enciende con 20-25 calorías por centímetro cuadrado recibidas en pocos segundos, situación que se encuentra hasta a ocho km del punto de detonación. Entre los materiales que más fácil prenden se encuentran el papel y las hojas secas, 10 calorías por centímetro cuadrado en 10 segundos, y los materiales de relleno en muebles y colchones. Estos incendios pueden verse empeorados debido a los fuertes vientos que acompañarán la onda de choque, tal como se describe en la próxima sección. Sobra recordar que en caso de una explosión nuclear sobre una ciudad los sistemas de urgencia, ambulancias, carros de bomberos, etc., estarán imposibilitados de circular en calles totalmente bloqueadas por los restos de edificios y construcciones. La probabilidad de sufrir una infección debido a las quemaduras recibidas se verá aumentada a causa del daño que el sistema inmunológico recibe por la radiación. Presión La energía liberada por la explosión nuclear calienta la zona de la bomba —de aproximadamente un metro de diámetro inicial— a altas temperaturas. Esto produce una región de altísima presión que ejerce gran fuerza sobre las capas de aire vecinas, las que comienzan a expandirse a gran velocidad. La velocidad es mayor que la del sonido en aire, así que se forma una onda de choque esférica compuesta por aire muy denso que se desplaza alejándose del punto de explosión. Al pasar esta onda por cualquier obstáculo, edificio, árbol, o cuerpo humano, éstos sentirán un aumento repentino de la presión atmosférica. Una vez que el frente de la onda ha pasado, y debido a la diferencia de presiones, se generan vientos huracanados de gran velocidad. Son estos dos factores, la onda de choque y el viento que la sigue, la causa del daño ocasionado a personas y construcciones. La energía transportada por estos mecanismos llega a ser 50% de la energía liberada por la bomba. El aumento instantáneo de la presión durante el paso de la onda de choque se mide respecto de la presión atmosférica normal, a la diferencia entre ambas se la llama sobrepresión, y su unidad de medida es el psi (iniciales de libras por pulgada cuadrada, en inglés). Sobrepresiones entre medio y un psi tienen como efecto la ruptura de los vidrios de las ventanas, cinco psi causan la destrucción de construcciones de madera, entre ocho y 10 psi destruyen viviendas de ladrillo, y sobrepresiones de 45 psi causan la muerte de 50% de las personas debido a la compresión del cuerpo causada por la altísima presión. Los silos donde actualmente se guardan los misiles nucleares son construidos para soportar sobrepresiones de más de 2 000 psi. Los vientos que siguen al paso de la onda de choque llegan a alcanzar 50 kilómetros por hora tras sobrepresiones de un psi y 500 km/h tras 10 psi. El daño en las construcciones se debe al efecto directo de la sobrepresión y del viento. En caso de una explosión de un megatón a 1 500 m de altura, todo lo que se encuentre en la superficie a una distancia menor que 2.5 km del punto cero sentirá sobrepresiones mayores que 20 psi seguidas por vientos de al menos 700 km/hora. En estas condiciones, incluso los edificios de concreto reforzado resultan destruidos. Sobrepresiones cercanas a un psi se darán en puntos que se encuentran a unos 15 km del punto cero, y en esta zona el daño a viviendas y comercio será moderado. erio de la sobrepresión es el daño a la estructura pulmonar, que comienza a las 12 psi. A 100 psi de sobrepresión prácticamente no hay sobrevivencia humana. Sin embargo, la mayoría de víctimas y heridos se deben a los efectos indirectos, sobre todo al impacto de objetos que han sido lanzados por el viento. Una ventana destruida por una sobrepresión de cuatro psi se transforma en miles de proyectiles llevados por vientos de casi 200 kilómetros por hora. La protección de la población frente a los efectos de la onda de presión se puede lograr adentro de edificios que eviten el impacto de los objetos que vuelan en el exterior. Hay que recordar que basta un psi de sobrepresión para que trozos de vidrio y otros materiales se desplacen peligrosamente por el aire libre. En caso de existir un aviso lo bastante anticipado de la explosión, se ha recomendado a la población ingresar a un edificio, abrir las ventanas y puertas interiores para evitar que se rompan, quitar todo objeto suelto que pueda transformarse en proyectil, y cubrirse (idealmente con colchones) como protección. Es preferible acostarse sobre el piso que permanecer de pie y, de ser posible, alejarse de las paredes ya que la onda de presión al ser reflejada por éstas pueden alcanzar fuerzas de hasta ocho veces el valor original. En Hiroshima un edificio público a sólo 160 metros del punto cero protegió efectivamente a sus ocupantes que sobrevivieron en 50% a pesar de una sobrepresión estimada de 30 psi en el lugar. Radiación Las reacciones nucleares que ocurren durante la explosión de una bomba producen diferentes tipos de partículas energéticas y de radiaciones. Algunas son emitidas de inmediato y otras, tiempo después de la detonación. En esta sección nos referiremos a la radiación que es emitida dentro del primer minuto después de la explosión. Los únicos productos de las reacciones nucleares que escapan fuera del material que forma la bomba son los rayos gamma y los neutrones. Los primeros son una forma energética de radiación electromagnética que se desplaza a la velocidad de la luz, y los segundos son partículas sin carga eléctrica que forman parte de los núcleos atómicos. La intensidad de estas radiaciones disminuye con la separación al punto de explosión principalmente debido a que son atenuadas por el aire. El daño causado por una exposición a esta radiación se debe a que, al atravesar el organismo del ser vivo expuesto, los rayos gamma y los neutrones son absorbidos por el cuerpo, pudiendo resultar lesionadas algunas de sus células. Este daño celular se traduce posteriormente en trastornos físicos que, según la cantidad de radiación absorbida, pueden llegar a ocasionar la muerte. De acuerdo con los conocimientos actuales, el daño biológico causado por cualquier tipo de radiación está directamente relacionado con la cantidad de energía depositada por la radiación en el organismo, a lo que llamaremos dosis. La unidad que se usa para medir dosis de radiación es el rad. Todo ser vivo sobre la Tierra recibe anualmente alrededor de un décimo de rad a causa de factores ambientales naturales, como los rayos cósmicos que nos llegan desde el centro de la galaxia, o la radiactividad natural de la corteza terrestre. Dosis similares a este valor se consideran relativamente libres de riesgo debido a que la vida que hoy conocemos sobre nuestro planeta ha logrado desarrollarse y evolucionar en la presencia continua de estos niveles de radiación. En el extremo opuesto, una dosis de 400 rads se considera letal para 50% de los seres humanos expuestos a ella. Las muertes ocurren dentro de los 30 días posteriores a la exposición, y aquellos que consiguen sobrevivir lo hacen gracias a la atención médica especializada. La dosis inmediata causada por una explosión nuclear puede llegar a los millones de rads cerca del lugar de la detonación, pero es rápidamente atenuada por el aire. En el caso de una bomba de alto rendimiento (megatones), la zona de dosis letal se sitúa adentro de la región devastada por el calor y la presión, por lo que la radiación inmediata no contribuye con nuevas víctimas. Para bombas pequeñas (pocos kilotones), la zona de dosis superior a los 400 rads coincide con la zona donde los efectos de la onda de choque y del calor son causa probable de muerte. Las figuras 3 y 4 ilustran el efecto relativo de los factores inmediatos para la detonación de bombas de un kilotón y de un megatón cerca de la superficie. Pulso electromagnético En contraste con los tres efectos inmediatos ya descritos, el pulso electromagnético no causa ni la destrucción física de viviendas ni daño directo a los seres vivos. En cambio, puede ser devastador para los sistemas telefónicos, de comunicaciones, de cómputo, y en general para cualquier circuito que contenga componentes electrónicos. Los efectos del pulso llegan a miles de kilómetros de distancia de la explosión. Al detonar una bomba nuclear se produce una gran cantidad de rayos gamma emitidos en todas direcciones. Estos rayos se encuentran con las moléculas del aire, les arrancan algunos de sus electrones que son así acelerados, y se produce un pulso de campo electromagnético que se desplaza por el espacio a la velocidad de la luz. Ya que la intensidad inicial de radiación es muy grande, las diferencias de potencial producidas por este fenómeno son inmensas, llegando a alcanzar miles de voltios por metro. Diferencias de potencial de esta magnitud inducen corrientes del orden de miles de amperes en los materiales conductores encontrados por el pulso. Estos pueden ser las líneas de alumbrado, las antenas, los aparatos de radio y TV, las estaciones de transmisión y las computadoras. Como estos equipos por lo general no están protegidos contra corrientes tan altas, seguramente quedarán inservibles una vez pasado el pulso. Otros sistemas que podrían resultar dañados por el pulso electromagnético son los de control militar, que quedarían así incapacitados para responder al ataque. Se estima que una sola bomba de un megatón detonada a gran altura (unos 500 km) sobre el centro de los Estados Unidos o la URSS, podría destruir gran parte del sistema de telecomunicaciones, la red de distribución de energía eléctrica, y dañar seriamente el equipo de radares, aviones y misiles militares. Una posible protección contra los efectos del pulso consistiría en encerrar todos los circuitos en "jaulas" metálicas con excelentes conexiones a tierra. Sin embargo, esto no se puede hacer con todas las líneas de teléfono ni las de energía eléctrica debido al altísimo costo de la operación. Las medidas de seguridad contra los efectos del pulso electromagnético, que son hoy en día parte fundamental de cualquier estrategia basada en la capacidad de respuesta ante un ataque nuclear, se limitan al blindaje del sistema de comunicación militar. EFECTOS TARDÍOS Lluvia radiactiva Se llama lluvia radiactiva a la caída sobre la superficie terrestre del material radiactivo producido por una explosión nuclear. Los átomos que forman esta lluvia emiten continuamente algún tipo de radiación que en potencia es dañina para los seres vivos alcanzados por ella. Durante la explosión de una bomba nuclear, se producen muchos tipos de núcleos radiactivos, en particular los fragmentos de la fisión del uranio. Estos núcleos permanecen localizados en la zona que ocupaba la bomba y son vaporizados por la alta temperatura de la bola de fuego. También se producen neutrones que escapan de la bomba a gran velocidad y son absorbidos por los materiales sobre la superficie. Muchos núcleos estables al absorber un neutrón se transforman en núcleos radiactivos que a partir de ese momento comienzan a emitir radiación espontáneamente. Gran parte del material situado cerca del punto cero de la explosión (para una detonación de baja altura) es aspirado por la corriente de aire ascendente creada por la bola de fuego y sube a la atmósfera a través del tallo del hongo nuclear. Entre las sustancias que son inyectadas a la atmósfera por la explosión se encuentran los fragmentos de fisión y los núcleos activados por los neutrones. Este material radiactivo regresará a la superficie terrestre dentro de algunos días, meses o años, de acuerdo con el tamaño de la partícula a la cual están incorporados. Las partículas grandes —de algunos milímetros— ascienden hasta la baja atmósfera y vuelven a caer dentro de uno o dos meses arrastrados principalmente por la lluvia y la nieve. El polvo más fino —de milésimas de milímetro— logra llegar a la alta atmósfera, y ahí puede permanecer entre uno y tres años antes de regresar a la superficie. Los vientos y la circulación del aire entre las capas atmosféricas determinan dónde caerá la lluvia radiactiva, pudiendo trasladarse incluso de un hemisferio a otro antes de volver a la superficie. Así, si la dosis en un punto es de 100 rads/hora una hora después de la detonación, será de 50 rads/ hora dos horas después, de 25 rads/ hora cuatro horas después, etc. Los valores absolutos de la dosis dependen del tipo de bomba, del rendimiento, de la altura de la explosión, y de la distancia al punto cero, entre otros factores. Si todo el material radiactivo producido por la detonación de una bomba de fisión de un kilotón se distribuyera en un cuadrado de 1 kilómetro por lado, una hora después de la explosión la dosis a un metro de altura en el centro del cuadrado sería de unos 5 000 rads/ hora. El principal riesgo biológico de la lluvia radiactiva lo constituyen los rayos gamma emitidos por el material activado. Esta radiación es muy penetrante y atraviesa el cuerpo de los seres humanos depositando en ellos parte de su energía. También se emiten partículas alfa y beta, pero son poco penetrantes, el grosor de la ropa o la piel las detiene, y sólo causarían quemaduras si se depositaran directamente sobre la piel. Un riesgo especial lo constituye la incorporación de núcleos radiactivos a la cadena alimentaria, ya sea a través de la comida ingerida por los animales o en forma directa por el ser humano. En este caso, la radiación poco penetrante emitida desde el interior del cuerpo es totalmente absorbida por el mismo organismo y el riesgo de enfermedades genéticas y de cáncer es muy alto, incluso para dosis pequeñas de radiación. Este punto se discute más en detalle en el capítulo sobre los efectos globales de una guerra nuclear. Cientos de isleños que normalmente habitaban en el norte de la isla se encontraban en la parte sur, asistiendo a una celebración religiosa. Recibieron unos 175 rads y se salvaron por milagro de la muerte inmediata, pero el grupo presentó posteriormente alta incidencia de cáncer y enfermedades en la glándula tiroides. Los niveles letales de dosis llegaron hasta los 350 km de distancia, y la radiactividad fue tal que se debió controlar la pesca en el Japón, pues las corrientes marinas transportaron sustancias radiactivas y peces contaminados por ellas hasta las costas niponas. Una protección sencilla contra la lluvia radiactiva la constituye cualquier subterráneo o construcción de muros suficientemente gruesos. Unos 30 cm de concreto o medio metro de tierra reducen la intensidad de la radiación en un factor de 10. Ya que 80% de la dosis es recibida durante el primer día, la permanencia en un refugio puede reducir considerablemente los efectos de la radiación. Incendios extendidos Como consecuencia del daño inmediato causado por la onda de presión y el calor, se producirán incendios aislados que podrían incorporarse a uno más generalizado. Tuberías de gas destrozadas, acumulaciones de madera o papeles, y sobre todo detalles geográficos de la ciudad determinarán la extensión del fenómeno. Después de la explosión sobre Hiroshima se produjo un gran incendio que asoló varias manzanas de la ciudad. En .Nagasaki esto no ocurrió debido al terreno accidentado, lleno de colinas, que bloquearon parcialmente el calor y el viento e impidieron que los incendios pequeños se fundieran en uno solo. Estos incendios son similares a las "tormentas de fuego" conocidas en ciudades europeas después de los bombardeos aéreos de la segunda Guerra Mundial. Cualquier edificio o subterráneo es un refugio seguro, al menos durante un par de horas, en la posibilidad de uno de estos grandes incendios. Las principales precauciones que se deben tomar son mantener una reserva suficiente de oxígeno y evitar la entrada del monóxido de carbono producido en la combustión externa al refugio. UN MEGATÓN SOBRE LA CIUDAD DE MÉXICO LUEGO de describir en general los efectos de una exploción nuclear sobre una ciudad, tomaremos como ejemplo concreto los efectos que causaría la detonación de una bomba de un megatón sobre el centro de la ciudad de México. El ejemplo es válido para cualquier metrópoli que se extiende sobre un círculo con radio de 10 kilómetros o más. En un día claro, a 2 000 metros de altura sobre la Plaza de la Constitución mexicana, más conocida como el Zócalo, se detona una bomba nuclear con un rendimiento de un megatón. Esta plaza, ubicada justo debajo del punto de detonación, es el llamado punto cero de la explosión. Dos segundos después de la detonación se ha formado a 2 000 metros de altura una bola de fuego caliente y luminosa y una onda expansiva que toca la superficie del centro de la ciudad. La destrucción de gran parte de la capital se deberá principalmente a los efectos del calor irradiado y de la onda de alta presión que continuará expandiéndose por decenas de kilómetros. La figura 8 indica las diferentes zonas de daño en la ciudad. Dentro de un radio de cuatro kilómetros centrado en el Zócalo, y durante los 10 primeros segundos después de la explosión, la presión sobrepasará las 10 psi, por lo que toda construcción quedará completamente destruida y no habrá sobrevivientes. Esta zona tiene como limites el monumento a la Raza, el extremo occidental de aeropuerto, el Palacio de los Deportes, el Parque del Seguro Social y las rejas de Chapultepec junto al monumento a los Niños Héroes. Para distancias entre cuatro y seis kilómetros del punto cero, 15 segundos después de la explosión las presiones alcanzarán valores entre cinco y 10 psi, quedando en pie solamente los cimientos y los subterráneos de los edificios. Las calles estarán cubiertas por varios metros de escombros y más o menos la mitad de la población que habita en este anillo morirá principalmente debido al derrumbe de las construcciones. Quienes logren sobrevivir estarán heridos y necesitarán ayuda médica. Los vientos que sigan a la onda explosiva tendrán velocidades de unos 300 kilómetros por hora. Esta zona de destrucción se extiende hasta la Basílica de Guadalupe, por el Norte, el Peñón de los Baños por el Este, la colonia Portales y el Hotel de México por el Sur y el Auditorio Nacional en Chapultepec por el Oeste. El anillo comprendido entre distancias de seis y 11 kilómetros al Zócalo sentirá, medio minuto después de la detonación, presiones entre dos y cinco psi, por lo que las construcciones quedarán gravemente dañadas y habrá muchísimos heridos. Es probable que los edificios que queden en pie se incendien debido al calor producido por la explosión, mismo calor que causará quemaduras en la piel de las personas. Estas distancias desde el punto cero llegan hasta el límite norte con el estado de México, Ciudad Nezahualcóyotl, y Ciudad Universitaria. Desde el Zócalo hasta estos límites, todas las ventanas de construcciones y edificios se quebrarán debido a la onda de presión. Finalmente dentro del anillo formado por radios de 11 y 16 kilómetros desde el centro de la ciudad, el daño de la onda explosiva será menor en las construcciones, pero es posible que 25% de la población resulte herida. Este último anillo llega hasta Tlalnepantla, Tlalpan y la delegación Magdalena Contreras. Medio minuto después de la explosión, la bola de fuego deja de ser visible y al ascender a gran velocidad produce corrientes de aire que arrastran polvo y restos de las construcciones destruidas y forma el hongo nuclear. Una nube radiactiva que contiene elementos activados durante la explosión y productos de la fisión del uranio ascenderá hasta unos 20 kilómetros de altura y luego será dispersada por el viento para volver a caer lentamente sobre regiones alejadas del lugar de la explosión. La radiación inmediata es letal para aquellas personas que se encuentren dentro de un radio de tres kilómetros del punto cero, pero esta zona ya ha sido totalmente devastada por los efectos de la onda de presión y del calor, por lo que de todos modos no hay sobrevivientes. Dentro de un área de unos 1 000 kilómetros cuadrados alrededor del Zócalo y durante uno o dos días después de la explosión, caerá la lluvia radiactiva, en forma de polvo o granitos de tierra que emiten radiación espontáneamente. Los niveles de radiación sobre un área de 2 600 km2 (hasta distancias de 29 km del Centro, es decir, Texcoco, Ecatepec, el Ajusco) serán letales para toda persona expuesta (es decir, sin la protección adecuada), ya que llegarán a los 900 rads. Dentro de una superficie de 10 500 km2 (57 km de distancia al Zócalo), la dosis de radiación recibida por individuos no protegidos durante los primeros días que sigan a la explosión llegará a unos 100 rads. Tal vez esto no causará la muerte inmediata, pero sí aumentará gravemente la incidencia de cáncer y anormalidades genéticas en la población. En nuestro ejemplo, estos efectos se harán sentir en zonas que llegan hasta los volcanes, el valle de Cuernavaca, Chalma y Toluca, o incluso más lejos, dependiendo de la intensidad y dirección de los vientos. El número total de muertes después de una explosión como la descrita dependerá de muchos factores diferentes: la densidad de la población en las cercanías al punto cero, la hora del día en que ocurra la explosión, las condiciones atmosféricas, y otras más difíciles de precisar. Para una ciudad muy poblada se estima que 500 000 personas morirán inmediatamente, quedando un número similar de heridos. Hay, que recordar que debido a la destrucción reinante no se puede esperar ningún tipo de ayuda de bomberos para sofocar los incendios que se declaren, ni de personal médico para rescatar heridos. El tránsito por las calles será imposible (no será fácil reconocer lo que antes era una calle) y seguramente los hospitales habrán sufrido el mismo daño que el resto de la ciudad. Tomando estos factores en cuenta, el número de víctimas podría llegar al 1 000 000 de personas. El análisis presentado ha supuesto que la metrópoli sería atacada con un solo artefacto nuclear. La estrategia militar actual recomienda que toda ciudad con más de 3 000 000 de habitantes sea el blanco de tres bombas de un megatón, 10 bombas de 500 kilotones, y otras tantas de menor poder explosivo. De este modo, es seguro que no habrá sobrevivientes. Comenten O corran..

Bueno les traigo esta licencia que expira el proximo año "02/01/2011" Usuario: EAV-32301613 Contraseña: npem2f5the Expira el: 02/01/2011 Esto es una pequeñisima contribucion Comenten si quieren... Actualizacion Username: EAV-34217400 Password: df8ndc283x Expiration: 28/09/2010 Username: EAV-34217400 Password: df8ndc283x Expiration: 28/09/2010 Username: EAV-34217852 Password: v2vrcrch36 Expiration: 28/09/2010 Username: EAV-34217852 Password: v2vrcrch36 Expiration: 28/09/2010 Username: TRIAL-34929647 Password: maxau4r5mn Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929647 Password: maxau4r5mn Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929649 Password: 757bnp42dx Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929649 Password: 757bnp42dx Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929665 Password: su4cmvx2fp Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929665 Password: su4cmvx2fp Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929667 Password: 2h38fr8phj Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929667 Password: 2h38fr8phj Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929684 Password: bmckch5537 Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929684 Password: bmckch5537 Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929700 Password: ru3b5pakec Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-34929700 Password: ru3b5pakec Expiration: 07/10/2010 Username: TRIAL-35017116 Password: 25bppdru48 Expiration: 10/10/2010 Username: TRIAL-35017158 Password: e3vxt8pfau Expiration: 10/10/2010 Username: TRIAL-35017158 Password: e3vxt8pfau Expiration: 10/10/2010 Username: TRIAL-35034484 Password: sa4c2fn27x Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35034484 Password: sa4c2fn27x Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049663 Password: 65dthbphxc Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049663 Password: 65dthbphxc Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049734 Password: 8mj3nx46k8 Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049734 Password: 8mj3nx46k8 Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049817 Password: bhnp3r3bcb Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049817 Password: bhnp3r3bcb Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049864 Password: 5sartbkbmm Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049864 Password: 5sartbkbmm Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049914 Password: 8dct4v5seb Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049914 Password: 8dct4v5seb Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049915 Password: kjj23p527r Expiration: 11/10/2010 Username: TRIAL-35049915 Password: kjj23p527r Expiration: 11/10/2010