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Meteorito Hoba El meteorito Hoba, también conocido como Hoba Oeste, es el meteorito más pesado y la masa natural de hierro más grande que se conozca sobre la superficie de la Tierra. El meteorito, nombrado por la granja Hoba Oeste, cerca de Grootfontein, Namibia, donde fue descubierto en 1920. No ha sido movido desde que impactó hace 80.000 años. El descubrimiento del Hoba fue afortunado, ya que no dejó un cráter u otro signo de impacto; evidentemente, la atmósfera terrestre desaceleró el cuerpo de hierro de 66 toneladas, haciendo que cayera a velocidad terminal. A esta velocidad, el meteorito permaneció básicamente intacto, y el impacto de baja energía con la superficie causó poca excavación. Tamaño El meteorito Hoba es un cuerpo de metal tabloide, que mide 2,7 metros por 2,7 m por 0,9 m de altura. Su masa, en 1920, fue estimada en 66 toneladas. La erosión, los estudios científicos y el vandalismo hicieron mella sobre los años y el meteorito se degradó hasta sobre apenas las 60 toneladas. Esto llevó al gobierno de Namibia (entonces África del Sudoeste) a declarar al meteorito Hoba un Monumento Nacional en marzo de 1955, con el objetivo de detener el deterioro futuro. El meteorito es inusualmente plano en sus dos superficies mayores, y posiblemente esto haya hecho que rebotase sobre la superficie de la tierra de la misma manera que una piedra plana rebota sobre el agua al hacer epostracismo. Su Historia El meteorito Hoba fue descubierto por el dueño de la granja Hoba Oeste y fue identificado y descrito poco después por el científico J. Brits. Su informe original de 1920 puede ser visto en el Museo Grootfontein en Namibia. Se dice que el dueño de la tierra se topó con el gigantesco meteorito mientras removía la tierra con un buey. Mientras realizaba esta tarea, el granjero escuchó un fuerte chasquido metálico antes de que su arado se parase. En 1985 la compañía minera Rössing llevó a cabo investigaciones y proveyó de fondos al gobierno namibio para aumentar la protección contra el vandalismo. El dueño de la granja Hoba Oeste donó el meteorito y el sitio donde se encuentra al Estado por "motivos educativos" en 1987. Más tarde ese año, el gobierno abrió un centro turístico en el lugar. Como resultado de estos desarrollos, el vandalismo ha cesado. Es visitado por miles de turistas cada año.

Origen Del Universo Rebobinar Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad general de Albert Einstein ya lo había previsto. Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavía hoy, las unas de las otras. Si pasamos la película al revés, ¿dónde llegaremos? Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan. Momento Suceso Big Bang Densidad infinita, volumen cero. 10 e-43 segs. Fuerzas no diferenciadas 10 e-34 segs. Sopa de partículas elementales 10 e-10 segs. Se forman protones y neutrones 1 seg. 10.000.000.000 º. Universo tamaño Sol 3 minutos 1.000.000.000 º. Nucleos de átomos 30 minutos 300.000.000 º. Plasma 300.000 años Átomos. Universo transparente 1.000.000 años Gérmenes de galaxias 100 millones de años Primeras galaxias 1.000 millones de años Estrellas. El resto, se enfría 5.000 millones de años Formación de la Vía Láctea 10.000 millones de años Sistema Solar y Tierra Teoría del Big Bang La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones. Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución. Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad". Teoría inflacionaria La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar el origen y los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece. No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo. Aceleración De La Expansión Del Universo Aceleración de la expansión del Universo y Universo en expansión son términos con los que se designa el hecho de que el Universo se expande a una velocidad cada vez mayor. A fines de los años 1990, unas observaciones de supernovas tipo A (clase Ia) arrojaron el resultado inesperado de que la expansión del Universo parece ir acelerándose. Estas observaciones parecen más firmes a la luz de nuevos datos.1 De ser correcta esta teoría, el resultado último de esta tendencia sería la imposibilidad de seguir viendo cualquier otra galaxia. Esta nueva teoría del fin del Universo ha recibido el nombre de Gran Desgarramiento o, en inglés, Big Rip2 o Big Crunch, la Gran Implosión. Puesto que la energía causante de la aceleración del espacio-tiempo no ha podido ser observada en forma directa, se ha dado en llamarla energía oscura. Dos candidatos teóricos que podrían hacer las veces de esta energía son una constante cosmológica no igual a cero (que pudo haber causado la inflación cósmica) y una energía repulsiva más general llamada quintaesencia. La observación de un Universo en aceleración parece plantear grandes problemas para la Inteligencia eterna de Dyson. Esta teoría depende de un Universo en desaceleración, lo que durante muchos años fue el modelo dominante en la cosmología, ya que, a falta de observaciones que probaran la existencia de la energía oscura, se creía que la atracción gravitatoria de la materia del Universo sobre la misma materia actuaría para frenar la expansión. La hipótesis más común para dar cuenta de la expansión acelerada del universo es asumir la existencia de un tipo de materia exótica llamada energía oscura. De acuerdo con los cálculos cuantitativos alrededor del 70% del contenido energético del Universo consistiría en energía oscura, cuya presencia tendría un efecto similar a una constante cosmológica de tipo expansivo como el observado, sin embargo, la naturaleza exacta de este tipo de materia es desconocida.

Es una estrella que estalla y lanza a todo su alrededor la mayor parte de su masa a altísimas velocidades.Después de este fenómeno explosivo se pueden producir dos casos: o la estrella es completamente destruída, o bien permanece su núcleo central que, a su vez, entra en colapso por sí mismo dando vida a un objeto muy macizo como una estrella de neutrones o un Agujero Negro.El fenómeno de la explosión de una supernova es similar al de la explosión de una Nova, pero con la diferencia sustancial de que, en el primer caso, las energías en juego son un millón de veces superiores. Cuando se produce un acontecimiento catastrófico de este tipo, los astrónomos ven encenderse de improviso en el cielo una estrella que puede alcanzar magnitudes aparentes de -6m o más.La explosión de una supernova es un fenómeno relativamente raro. De todos modos tenemos testimonios de hechos de este tipo: en 1054, cuando se encendió una estrella en la constelación de Tauro, cuyos restos aún pueden observarse bajo la forma de la espléndida Crab Nebula; en 1572, cuando el gran astrónomo Tycho de Brahe observó una supernova brillando en la constelación de Casiopea; en 1640, cuando un fenómeno análogo fue contemplado por Kepler. Todas estas son apariciones de supernovas que estallaron en nuestra Galaxia.Hoy se calcula que cada galaxia produce, en promedio, una supernova cada seis siglos. Una famosa supernova de una galaxia exterior es la aparecida en 1885 en Andrómeda.link: http://www.youtube.com/watch?v=-QVBWog4nuE

Aprincipios de la década de 1990, un aspecto de la expansión del Universo estaba prácticamente fuera de discusión. Podría haber suficiente densidad de energía para detener su expansión y colapsarse, podría haber tan poca densidad de energía que nunca dejaría de expandirse, pero a medida que el tiempo progresara la gravedad con certeza tenía que ir reduciendo la velocidad de expansión. De acuerdo, este “frenado” no había sido observado, pero, teóricamente, el Universo tenía que reducir su velocidad de expansión. El Universo está lleno de materia y la fuerza atractiva de la gravedad hace que la materia tienda a aglutinarse. Luego vino 1998, y con él las observaciones del Telescopio Espacial Hubble de supernovas muy distantes que demostraron que, mucho tiempo atrás, el Universo se estaba expandiendo de hecho más lentamente de lo que hoy lo hace. Esto implica que el Universo no ha estado reduciendo su velocidad de expansión debido a la gravedad, como todos suponían, sino todo lo contrario, la ha estado incrementando. Nadie esperaba esto, nadie sabía cómo explicarlo. Pero algo estaba provocando esta aceleración cósmica. Eventualmente los teóricos propusieron tres tipos de explicaciones. Quizás era un resultado de una versión de la teoría de la gravedad de Einstein, descartada mucho tiempo atrás, en la que aparecía la llamada “constante cosmológica”. Quizás había algún tipo extraño de fluido de energía que llenaba todo el espacio. Quizás hay algo erróneo en la teoría de la gravedad de Einstein, y una nueva teoría que la reemplace podría incluir algún tipo de campo que produzca esta aceleración. Los teóricos todavía no saben cuál es la explicación correcta, pero a la solución le han dado ya un nombre: “energía oscura”. ¿Qué es la Energía Oscura? Se desconoce más de lo que se sabe. Sabemos cuánta energía oscura hay porque sabemos cómo ésta afecta a la expansión del Universo. Aparte de eso, es un completo misterio. Pero es un importante misterio. Resulta ser que aproximadamente el 70% del Universo es energía oscura. La materia oscura constituye aproximadamente el 25%. El resto –todo en la Tierra, todo lo observado por todos nuestros instrumentos, toda la materia normal– totaliza menos del 5% del Universo. Pensándolo bien, en absoluto se le debería llamar materia “normal”, puesto que la misma representa tan sólo una pequeña fracción del Universo. Universo en expansión. Este diagrama en forma de “copa” muestra los cambios en el ritmo de expansión desde el nacimiento del Universo, unos 14 mil millones de años atrás. Conforme avanza el tiempo, el Universo parece estar incrementando su velocidad de expansión. El diagrama cambia notoriamente aproximadamente 7.5 mil millones de años atrás, cuando los objetos en el Universo comenzaron a separarse a mayor ritmo. Los astrónomos teorizan que la expansión acelerada del Universo se debe a la acción de una misteriosa “energía oscura”, la cual actuaría sobre las galaxias acelerándolas. Una explicación para la energía oscura es que ésta es una propiedad del espacio. Albert Einstein fue la primer persona en darse cuenta de que el espacio vacío no es sinónimo de nada. El espacio tiene asombrosas propiedades, muchas de las cuales están sólo comenzando a ser entendidas. La primera propiedad que Einstein descubrió es que es posible que surja más espacio. Luego una versión de la teoría de la gravedad de Einstein, la versión que contiene una constante cosmológica, hace una segunda predicción: el “espacio vacío” puede tener su propia energía. Puesto que esta energía es una propiedad del espacio mismo, no se diluiría a medida que el espacio se expande. Mientras va surgiendo más espacio, aparecería más de esta “energía del espacio”. Como resultado, esta forma de energía haría que el Universo se expanda más y más rápido. Lamentablemente, nadie sabe si se debe o no incluir a esta constante, mucho menos el valor que tendría que tener para provocar la aceleración observada del Universo. Una explicación para el problema de cómo el espacio adquiere energía proviene de la teoría cuántica de la materia. En esta teoría, el “espacio vacío” está en realidad lleno de partículas (“virtuales”) temporales que continuamente se forman y luego desaparecen. Pero cuando los físicos trataron de calcular cuánta energía esto daría al espacio vacío, obtuvieron una respuesta equivocada, y por mucho. El número hallado resultó ser 10 veces más grande. Es decir un 1 con 120 ceros detrás. Es difícil obtener una respuesta tan mala. Así que el misterio continúa. Otra explicación para la energía oscura es que es un nuevo tipo de fluido o campo dinámico de energía, algo que llena todo el espacio, pero cuyo efecto sobre la expansión del Universo es el opuesto al de la materia y la energía normal. Algunos teóricos la han denominado “quintaesencia”, por el quinto elemento de los filósofos griegos. Pero, si la quintaesencia es la respuesta, todavía no sabemos qué es, con qué interactúa, o por qué existe. Así que el misterio continúa. Una última posibilidad es que la teoría de la gravedad de Einstein sea incorrecta. Eso no sólo afectaría a la expansión del Universo, sino que también afectaría la manera en que la materia normal de las galaxias y de los grupos de galaxias se comporta. Este hecho proporcionaría un medio para decidir si la solución al problema de la energía oscura es una nueva teoría de la gravedad o no: podríamos observar cómo las galaxias se agrupan. Pero si descubrimos que necesitamos una nueva teoría de la gravedad, ¿qué tipo de teoría sería?. ¿Cómo podría describir correctamente el movimiento de los cuerpos en el Sistema Solar, como se sabe que hace la teoría de Einstein, y todavía darnos la explicación que necesitamos para la expansión del Universo?. Hay teorías que son candidatas, pero no son convincentes. Así que el misterio continúa. Lo que necesitamos para decidir entre estas posibilidades – una propiedad del espacio, un nuevo fluido dinámico, o una nueva teoría de la gravedad – es contar con más datos, mejores datos. La misión JDEM (Joint Dark Energy Mission, o Misión Conjunta para el Estudio de la Energía Oscura en español), es un proyecto, ahora en etapa de planificación, entre la NASA y el Departamento de Energía de los EEUU. Su meta será realizar observaciones del Universo gracias a las cuales los teóricos podrán discriminar entre las distintas teorías y, quizás, llegar a la solución del misterio. ¿Qué es la Materia Oscura? Al ajustar un modelo teórico de la composición del Universo al conjunto combinado de observaciones cosmológicas, los científicos han determinado aproximadamente la composición que describimos con anterioridad: ~70% de energía oscura, ~25% de materia oscura, y ~5% de materia normal. Pero, ¿qué es la materia oscura?. Estamos mucho más seguros de lo que la materia oscura “no” es, que de lo que en realidad es. Primero, es oscura, lo cual significa que no existe en forma de estrellas y planetas que podamos ver. Según los astrónomos, en el Universo hay muy poca materia visible como para constituir el 25% requerido por las observaciones. Segundo, la materia oscura no se manifiesta en forma de nubes oscuras de materia normal, materia constituida por partículas llamadas “bariones”.Sabemos esto porque deberíamos ser capaces de detectar nubes bariónicas al estudiar la absorción de la radiación que pasa a través de ellas. Tercero, la materia oscura no es antimateria, porque no observamos los distintivos rayos gamma que se producen cuando la antimateria se aniquila con la materia. Finalmente, podemos descartar la existencia de agujeros negros supermasivos del tamaño de galaxias, sobre la base de cuántas lentes gravitacionales podemos ver. Las altas concentraciones de materia tienden a curvar la luz proveniente de objetos alejados que pasa cerca de ellas, pero no vemos la suficiente cantidad de lentes gravitacionales como para deducir que tales hipotéticos objetos representan el 25% del Universo. Foto de NGC 4555. Esta enorme y solitaria galaxia elíptica está inserta en una nube de gas a 10 millones de grados Celsius. Esta imagen no es una fotografía de la materia oscura. Es una fotografía de sus efectos, capturada por el Observatorio Chandra de rayos-X. Es una galaxia rodeada por una nube de gas extremadamente caliente. Para que esta nube de gas permanezca alrededor de la galaxia, un halo de materia que no podemos ver debe estar reteniéndola allí con su gravedad. Sin embargo, a estas alturas, todavía hay unas pocas posibilidades viables para explicar la naturaleza de la materia oscura. La materia bariónica aún podría explicar este misterio si la misma estuviera atrapada en enanas marrones, o en cuerpos pequeños y densos de elementos pesados. Estos objetos se denominan MACHOs (MAssive Compact Halo Objects, u Objetos Compactos y Masivos del Halo Galáctico en español). Pero la opinión mayoritaria es la que sostiene que la materia oscura en absoluto es bariónica, sino que estaría constituida por exóticas partículas como los axiones o WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles, o Partículas Masivas de Interacción Débil en español). Futuros descubrimientos sin duda echarán luz sobre este profundo misterio de la ciencia.

Neutrinos Los neutrinos son partículas subatómicas de tipo fermiónico, sin carga y espín 1/2. Desde hace unos años se sabe, en contra de lo que se pensaba, que estas partículas tienen masa, pero muy pequeña, y es muy difícil medirla. Actualmente Se Cree que la masa de los neutrinos es inferior a unos 5,5 eV/c2, lo que significa menos de una milmillonésima de la masa de un átomo de hidrógeno.2 Su conclusión se basa en el análisis de la distribución de galaxias en el universo y es, según afirman estos científicos, la medida más precisa hasta ahora de la masa del neutrino. Además, su interacción con las demás partículas es mínima, por lo que pasan a través de la materia ordinaria sin apenas perturbarla. La masa del neutrino tiene importantes consecuencias en el modelo estándar de física de partículas, ya que implicaría la posibilidad de transformaciones entre los tres tipos de neutrinos existentes en un fenómeno conocido como oscilación de neutrinos. En todo caso, los neutrinos no se ven afectados por las fuerzas electromagnética o nuclear fuerte, pero sí por la fuerza nuclear débil y la gravitatoria. Primera observación de un neutrino en una cámara de burbujas, en 1970 en el Argonne National Laboratory de EE. UU., la observación se realizó gracias a las líneas observadas en la Cámara de burbujas basada en hidrógeno líquido. Bosón de Higgs El bosón de Higgs o partícula de Dios es una partícula elemental propuesta en el Modelo estándar de física de partículas. Recibe su nombre en honor a Peter Higgs quien, junto con otros, propuso en 1964, el hoy llamado mecanismo de Higgs, para explicar el origen de la masa de las partículas elementales. El Bosón de Higgs constituye el cuanto del campo de Higgs, (la más pequeña excitación posible de este campo). Según el modelo propuesto, no posee espín, carga eléctrica o color, es muy inestable y se desintegra rápidamente, su vida media es del orden del zeptosegundo. En algunas variantes del Modelo estándar puede haber varios bosones de Higgs. La existencia del bosón de Higgs y del campo de Higgs asociado serían el más simple de varios métodos del Modelo estándar de física de partículas que intentan explicar la razón de la existencia de masa en las partículas elementales. Esta teoría sugiere que un campo impregna todo el espacio, y que las partículas elementales que interactúan con él adquieren masa, mientras que las que no interactúan con él, no la tienen. En particular, dicho mecanismo justifica la enorme masa de los bosones vectoriales W y Z, como también la ausencia de masa de los fotones. Tanto las partículas W y Z, como el fotón son bosones sin masa propia, los primeros muestran una enorme masa porque interactúan fuertemente con el campo de Higgs, y el fotón no muestra ninguna masa porque no interactúa en absoluto con el campo de Higgs. El bosón de Higgs ha sido objeto de una larga búsqueda en física de partículas. El 4 de julio de 2012, el CERN anunció la observación de una nueva partícula «consistente con el bosón de Higgs», pero se necesitaría más tiempo y datos para confirmarlo. El 14 de marzo de 2013 el CERN, con dos veces más datos de los que disponía en el anuncio del descubrimiento en julio de 2012, encontraron que la nueva partícula se ve cada vez más como el bosón de Higgs. La manera en que interactúa con otras partículas y sus propiedades cuánticas, junto con las interacciones medidas con otras partículas, indican fuertemente que es un bosón de Higgs. Todavía permanece la cuestión de si es el bosón de Higgs del Modelo estándar o quizás el más liviano de varios bosones predichos en algunas teorías que van más allá del Modelo estándar. Una traza hipotética del bosón de Higgs en una colisión simulada de protón-protón. Reseña: Me equivoque soy humano y admito gracias al usuario @mrcrawley por pedir las cosas de buena manera.

Teorías sobre el final del Universo El destino final del Universo es un tema en cosmología física. Las teorías científicas rivales predicen si el Universo tendrá duración finita o infinita. Una vez que la noción de que el Universo empezó con el Big Bang se hizo popular entre los científicos, el destino final del Universo se convirtió en una pregunta cosmológica válida, dependiendo de la densidad media del Universo y la tasa de expansión. Big Freeze o Heat Death Este escenario es generalmente considerado como el más probable y ocurrirá si el Universo continúa en expansión como hasta ahora. Sobre la escala de tiempo en el orden de un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del Universo se volverá oscuro. El Universo se aproxima a un estado altamente entrópico. Sobre una escala del tiempo mucho más larga en las eras siguientes, las galaxias colapsarían en agujeros negros con la evaporación consecuente vía la radiación de Hawking. En algunas teorías de la gran unificación, la descomposición de protones convertirá el gas interestelar subyacente en positrones y electrones, que se recombinarán en protones. En este caso, el Universo indefinidamente consistirá solamente en una sopa de radiación uniforme que estará ligeramente corrida hacia el rojo con cada vez menos energía, enfriándose. El Big Freeze es un escenario bajo el que la expansión continúa indefinidamente en un Universo que es demasiado frío para tener vida. Podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica, porque tales geometrías son una condición necesaria para un Universo que se expande por siempre. Un escenario relacionado es la Muerte térmica, que dice que el Universo irá hacia un estado de máxima entropía en el que cada cosa se distribuye uniformemente y no hay gradientes, que son necesarios para mantener el tratamiento de la información, una forma de vida. El escenario de Muerte térmica es compatible con cualquiera de los tres modelos espaciales, pero necesita que el Universo llegue a una eventual temperatura mínima. Big Rip Simulación del Big Rip.En un Universo abierto, la relatividad general predice que el Universo tendrá una existencia indefinida, pero con un estado donde la vida que se conoce no puede existir. Bajo este escenario, la energía oscura causa que la tasa de expansión del Universo se acelere. Llevándolo al extremo, una aceleración de la expansión eterna significa que toda la materia del Universo, empezando por las galaxias y eventualmente todas las formas de vida, no importa cuanto de pequeñas sean, se disgregarán en partículas elementales desligadas. El estado final del Universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita. Big Crunch La teoría del Big Crunch es un punto de vista simétrico del destino final del Universo. Justo con el Big Bang empezó una expansión cosmológica, esta teoría postula que la densidad media del Universo es suficiente para parar su expansión y empezar la contracción. De ser así, se vería cómo las estrellas tienden a ultravioleta, por efecto Doppler. El resultado final es desconocido; una simple extrapolación sería que toda la materia y el espacio-tiempo en el Universo se colapsaría en una singularidad espaciotemporal adimensional, pero a estas escalas se desconocen los efectos cuánticos necesarios para ser considerados (Véase Gravedad cuántica). Este escenario permite que el Big Bang esté precedido inmediatamente por el Big Crunch de un Universo precedente. Si esto ocurre repetidamente, se tiene un universo oscilante. El Universo podría consistir en una secuencia infinita de Universos finitos, cada Universo finito terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang del siguiente Universo. Teóricamente, el Universo oscilante no podría reconciliarse con la segunda ley de la termodinámica: la entropía aumentaría de oscilación en oscilación y causaría la muerte caliente. Otras medidas sugieren que el Universo no es cerrado. Estos argumentos indujeron a los cosmólogos a abandonar el modelo del Universo oscilante. Una idea similar es adoptada por el modelo cíclico, pero esta idea evade la muerte caliente porque de una expansión de branas se diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior. Big Bounce Según algunos teóricos del Universo oscilante, el Big Bang fue simplemente el comienzo de un período de expansión al que siguió un período de contracción. Desde este punto de vista, se podría hablar de un Big Crunch, seguido de un Big Bang, o, más sencillamente, un Gran Rebote. Esto sugiere que podríamos estar viviendo en el primero de todos los universos, pero es igualmente probable que estemos viviendo en el universo dos mil millones parte (o cualquiera de una secuencia infinita de universos). Multiverso El multiverso (conjunto de Universos paralelos) es un escenario en el que aunque el Universo puede ser de duración finita, es un Universo entre muchos. Además, la física del multiverso podría permitirles existir indefinidamente. En particular, otros Universos podrían ser objeto de leyes físicas diferentes de las que se aplican en el Universo conocido. Falso vacío Si el vacío no es el estado de energía más bajo (un falso vacío), se podría colapsar en un estado de energía menor. Esto es llamado evento de metaestabilidad del vacío. Esto fundamentalmente alteraría el Universo, las constantes físicas podían tener valores diferentes, severamente afectando a los fundamentos de la materia. Niveles indefinidos El modelo cosmológico multi-nivel postula la existencia de niveles indefinidos del Universo. Mientras la existencia de nuestro nivel del Universo es finita, hay un número indefinido de niveles del Universo cada uno con su principio y / o su fin, pero el completo tiene una existencia infinita.

En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Adecuadamente, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, que tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene con el suministro de energía producida en el interior de la estrella. Por ello, el equilibrio se mantendrá esencialmente en las mismas condiciones, en la medida en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética. Pero dicho ritmo, como se explica luego, cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro, que se conocen como evolución de la estrella. Generalidades La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes. Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente. Descripción Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares.Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación: donde L es la luminosidad, sigma la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva. Ciclo de vida Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar. Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova. Formación y evolución de las estrellas Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K. La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 10 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares. Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo. Agrupaciones y distribución estelar Adolescencia estelar. Estrellas ligadas Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214. Estrellas aisladas No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar. Distribución estelar Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario. La navegación espacial y el posicionamiento estelar A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, "son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The American Encyclopedia). Fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en altamar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX. Estructura estelar Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella. La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años. Corte transversal de nuestro Sol. Imagen:NASA Generación de energía en las estrellas A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO). Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: 4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV) 2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) 2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: 4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: 4He + 4He + 92 keV → 8*Be 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C 12*C → 12C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: 34He → 12C + γ + 7.2 MeV Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida como Nebulosa del Anillo. Su diámetro es de aproximadamente un año-luz. Tambien conocida por "Eye of God" (en español, el ojo de Dios). Imagen de la estrella altamente masiva Eta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un diámetro longitudinal de aproximadamente 0,5 años luz. Composición La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en número de núcleos, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales. EV Lacertae, una estrella muy joven que contiene una metalicidad muy alta. La estrella prototípica El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: Msol = 1,9891 × 1030 kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol. Diagrama de la fusión nuclear en el sol. Clasificación Clasificación de las estrellas según la clasificación de Morgan Keenan. La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad. El Sol Tipos espectrales Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación: Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo W-O Blanco verdoso 100000 Wolf Rayet B Azulado 25 000 Spica A Blanco 11 500 Sirio F Blanco amarillento 7500 'Canopus G Amarillo 6000 Sol K Anaranjado amarillento 4700 Arturo M Anaranjado 3000 Antares R Anaranjado rojizo 2600 CW Leonis N Rojo anaranjadas 2000 Betelgeuse S Rojo 1400 Andromedae Imagen de Betelgeuse obtenida con el telescopio espacial Hubble. Clases de luminosidad La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado. Clasificación gravitacional de estrellas Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada. Clasificación por centro gravitacional estelar El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias. Clasificación de estrellas sistémicas por posición Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites. Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente. Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes. Clasificación de estrellas por sistema planetario Las estrellas que poseen un sistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un Sistema Planetario que las orbita. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella. Mitología estelar Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Antigravedad La antigravedad es una fuerza teórica o hipotética predicha por las leyes de la física de altas energías que consiste en la repulsión de todos los cuerpos debido a una fuerza que es igual en magnitud a la gravedad pero en vez de ser atractiva, es repulsiva. Aspectos generales La antimateria es un tipo de materia que es simétricamente igual a la materia ordinaria que conocemos, pero con la diferencia de que sus cargas son completamente opuestas, respondiendo a las leyes de la supersimetría del universo. Una de las creencias con respecto a la antimateria es que es posible que su comportamiento sea también opuesto al de la materia ordinaria, al igual que otra de sus propiedades, como el espín. En la actualidad se sabe que la materia está formada por átomos: partículas diminutas que a principios del siglo XX se creían indivisibles, y que hoy se teorizan formadas por un núcleo en donde se encontrarían los protones y neutrones, alrededor del cual girarían pequeñas partículas cargadas eléctricamente llamadas electrones. A principios del siglo XX, el físico Neozelandés Ernest Rutherford (Premio Nobel de Química 1908) teorizó que los átomos estarían compuestos por un núcleo central y partículas negativas electrones girando alrededor del núcleo (y no incrustados en él como afirmaba Joseph John Thomson). Esta teoría especulativa fue complementada por el físico Danés Niels Bohr (Premio Nobel de física 1922). Para 1935, ya se teorizaba que los átomos no eran los constituyentes más pequeños de la materia sino que tanto los protones como los neutrones conformaban el núcleo, unidos entre si mediante dos fuerzas teóricas llamadas Fuerza Fuerte y Fuerza Débil y para 1975 se teorizaba que a su vez estas estaban aún constituidos por sub-partículas, hoy en día denominadas partículas elementales. Específicamente, los neutrones se especuló que estarían constituidos por partículas teóricas: dos Quarks Down y un Quark Up, y los protones estrían constituidos también por partículas teóricas: dos Quarks Up y un Quark down. Los Fermiones serían los constituyentes de toda la materia que podemos observar y ellos a su vez pueden ser leptones o Quarks; y los bosones se dividen en: Bosones de Gauge que son los Bosones W y Z, el fotón y el gluón y los llamados Bosones Hipotéticos que son el gravitón y el Bosón de Higgs. Discusión El Gravitón es un bosón hipotético, y sería responsable de la interacción gravitatoria de la materia (interacción atractiva). Su existencia es predicha por las actuales leyes de la física de partículas y la teoría de Gravedad cuántica. Dicho bosón serían como un conectivo a unas de las grandes teorías de la física en la actualidad como es la Teoría del todo. De igual forma como se describió en un principio, toda partícula posee su respectiva antipartícula, como por ejemplo el electrón posee su antipartícula que es el Positrón. Teóricamente y siguiendo este mismo patrón de conducta y comportamiento simétrico del universo, el gravitón también poseería su antipartícula y se llamaría (en principio) Antigravitón, que hipotéticamente hablado, sería una antipartícula elemental. Si las propiedades y comportamiento de la antimateria son perfectamente opuestos al de la materia ordinaria, el antigravitón sería responsable de una interacción repulsiva mediante una fuerza que mantendría a estas antipartículas separadas, con una magnitud perfectamente igual a la ejercida por el gravitón para producir las interacciones atractivas. Propulsión por antigravedad La posibilidad de emplear la antigravedad como método para propulsar una hipotética nave espacial en un futuro lejano ha sido objeto de numerosas controversias. Entre las más conocidas destacan: # Los trabajos de Yevgeny Podkletnov — En 1996 anunció que situando objetos sobre electroimanes superconductores en rotación, los objetos perdían un 2% de su masa. Podkletnov prefiere no usar el término antigravedad , por lo que actualmente a sus experimentos se les designa como "modificación de campo gravitatorio local" Posteriormente la BBC publicó que la compañía Boeing estaba financiando los trabajos del físico, si bien la propia compañía lo desmintió. # La "Teoría Extendida de Heim" — Una posible solución matemática del problema de la gravedad cuántica, enunciada por el físico Burkhard Heim, predice la existencia de campos antigravitatorios. Algunos científicos experimentales creen haber detectado dichos efectos en imanes superconductores en rotación. # Las ecuaciones de Hilbert — La hipótesis más plausible para conseguir un motor de antigravedad parte del matemático alemán David Hilbert, quien publicó en 1924 el artículo científico The Foundations of Physics, en donde predecía que una masa moviéndose a una velocidad superior a aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz produciría un efecto de repulsión al acercarse a una masa estacionaria. En el año 2007 el físico Franklin Felber, director de investigación en varias agencias gubernamentales de Estados Unidos,Presento una solución exacta de la ecuación del campo gravitatorio de Einstein que confirmaba las predicciones de Hilbert: según la ecuación, una partícula viajando a más de un 57,7% de la velocidad de la luz originará un cono de antigravedad que podría llegar a impulsar una masa hasta velocidades incluso comparables a la velocidad de la luz.Según Felber, la aceleración producida por esta fuerza sería además muy progresiva, permitiendo los viajes tripulados El hecho de que la solución descubierta por Felber sea exacta —algo poco común—y de que además sea falsable, convierte esta opción en la más interesante desde el punto de vista científico. A pesar de que por el momento no se conocen objetos masivos desplazándose a tales velocidades, en los próximos años los efectos antigravitatorios podrían comprobarse experimentalmente en el Gran colisionador de hadrones, o incluso en el Tevatrón.De demostrarse la validez de esta solución a las ecuaciones de Einstein, se abrirían las puertas a la investigación sobre motores de "antigravedad" (también llamados "hipermotores",que según el propio Felber podrían estar disponibles en tan sólo un siglo. PD: perdonen No encontre casi ninguna imagen sobre los temas , si alguno le ocurre la idea lo dice de buena manera .

En un depósito de Ginebra se guarda una diminuta y terrible masa - si es que se pueden llamar así a estas partículas - cuya fuerza explosiva es cien veces más potente que la del uranio o la del plutonio. Se utiliza para realizar experimentos que aclaren el misterio del origen del Universo, entro otros muchos, y se llama Antimateria Hasta ahora no es peligrosa, pues se emplea en cantidades insignificantes. Pero si hubiera grandes cantidades de antimateria, la humanidad contaría con una fuente energética inimaginable. Pero, ¿qué es la antimateria? La idea de que pudiera existir algo así surgió a finales de los años veinte; su padre fue el físico Paul Dirac. Entonces, ya se conocía desde hacía tiempo la teoría de la relatividad de Einstein, que enseñaba que la materia y la energía son intercambiables, es decir, que se pueden transformar una en otra. Dirac empezó a investigar las partículas del átomo, entre ellas los electrones, a la luz de la teoría de la relatividad y de la mecánica cuántica. Su objetivo era reducir ambas a un común denominador, y desarrolló fórmulas y ecuaciones matemáticas que servían para ambas cosas. Trabajando con una de estas ecuaciones, Dirac descubrió algo anómalo: la ecuación no describía sólo el comportamiento de los electrones, tal como se esperaba, sino que también permitía obtener soluciones que no se acomodaban a ninguno de los resultados de la física vigente. Después de un año de cavilaciones, el físico dijo que había dado con el quid de la cuestión. Las partículas que estaba tratando no eran normales electrones, sino una clase de de partículas totalmente nuevas, su masa era exactamente la de un electrón normal, pero su carga eléctrica era opuesta. Si el electrón tiene carga negativa, la nueva partícula la tenía positiva. Era como la imagen reflejada e inversa del electrón, el "antielectrón". Poco tiempo después, el físico norteamericano Carl Anderson, cuando experimentaba con radiación cósmica, demostró que los "antielectrones" existían, efectivamente. En adelante, estas partículas se llamarían positrones.Entretanto, también se descubrió que no sólo los electrones sino todas las partículas tenían antagonistas, sus antipartículas correspondientes. Así pues, hay también antiprotones, antineutrones, etc. Todas esas partículas son antimateria. Hoy ya se pueden fabricar antipartículas en el laboratorio, en condiciones controladas. Por ejemplo, en el CERN (Centro Europeo de Investigación Nuclear), cerca de Ginebra, se producen antiprotones, que se conservan en campos magnéticos para experimentar con ellos. Pero, ¿pueden los antiprotones, antineutrones y los positrones formar átomos? No sólo es posible esto sino también es posible que existan antiestrellas, antiplanetas y antihombres, explicaba Dirac en su discurso, el día que recibió el Premio Nobel de 1933. Para el físico era una mera casualidad que la Tierra haya sido formada de materia y no de antimateria, y es "absolutamente posible que ocurra exactamente lo contrario con algunos cuerpos celestes". Para hacer esta atrevida afirmación, Dirac se basaba en que, en la naturaleza, existe una profunda simetría que parece básica en todos los campos. Para que pueda formarse un positrón se debe concentrar una cantidad de energía en un solo punto. Si las condiciones son adecuadas, aparece no una partícula sino un par de partículas. Ambas se forman directamente de la energía. Una de ellas es siempre un positrón y la otra es siempre un electrón. Las partículas y antipartículas se forman siempre por parejas, una equilibra a la otra. Lo mismo puede aplicarse a otras partículas elementales. También es posible el proceso inverso, si un positrón choca con un electrón, la consecuencia es su aniquilación mutua. Ambas partículas se esfuman literalmente, y sus masas combinadas se liberan como energía, en forma de radiacón gamma. Es evidente la simetría, el hecho de que con energía se pueda hacer masa va unido a una de las grandes esperanzas de la ciencia: que un día podamos aclarar el origen del Universo. En tiempos pasados, los astrónomos creían simplemente en que el Universo había sido creado partiendo de una reserva básica de masa existente desde el principio. Hoy se tiene una explicación más satisfactoria: se supone que, al principio, el Universo carecía de masa, y que la masa que vemos ahora se ha ido formando poco a poco, a través de procesos físicos. No hace falta mucha fantasía para imaginarse que, inmediatamente después de la gran explosión del Big Bang, existió energía más que suficiente para producir la masa. Si seguimos con este razonamiento, llegamos a una conclusión muy importante: si se crea siempre la misma cantidad de antimateria, al formarse materia partiendo de la energía, se pueden aceptar también, inevitablemente, que el Universo debe estar compuesto de materia y de antimateria, a partes iguales. Esta conclusión proporcionó también a Dirac la base para su especulación sobre las antiestrellas. ¿Puede esto ser así? La simetría entre materia y antimateria confirma una cosa: una antiestrella o una antigalaxia tendría exactamente el mismo aspecto que una estrella o una galaxia de manera normal. Considerándolas superficialmente, tanto la estrella Sirio como la nebulosa Andrómeda podrían constar lo mismo de antimateria que de sustancia normal. Sin embargo, en la realidad las cosas no son tan sencilas. A partir de los años sesenta, los cosmólogos llegaron a comprender mejor los acontencimientos del Big Bang. Una fuerte contradicción con la teoría del Universo simétrico se puso de manifesto. De repente, los científicos dispusieron de suficientes pruebas de que la fase inicial del Universo se caracterizó por un calor colosal y por una soprendente uniformidad. En medio de este calor, pudieron aparecer parejas de partículas, antipartículas en grandes cantidades; pero se mezclaron, a continuación, todas ellas entre sí, formando una sopa homogénea. Mientras el Universo se dilataba y enfriaba a gran velocidad, sólo existió un posible destino para las parejas de partículas: la mutua destrucción. Los positrones chocaron con los electrones, los protones con los antiprotones y antineutrones con los neutrones. El resultado fue, en todos los casos, la explosión destructiva. En tal circunstancia, no podía sobrevivir mucha materia y, al final, el Universo no habría estado lleno de átomos, sino de rayos gamma. Tan pronto como los investigadores vieron esto, iniciaron la búsqueda de un mecanismo en la naturaleza que pudiera conducir a separar materia y antimateria, al menos parcialmente, y evitase la orgía de destrucción; algo que las distanciara para que existieran zonas sólo de materia zonas sólo de antimateria. Su contenido debía ser, al menos, similar al de la Vía Láctea. Como las galaxias están bastante aisladas en el Universo, se dispondría así de un modelo en el que materia y antiamateria exisitirían pacíficamente una junto a otra. Pero la búsqueda del mecanismo separador no dio resultado. Mientras tanto, se lanzaron los primeros telescopios astronómicos de rayos gamma, a bordo de satélites, y no tardaron en descubrir que en el Universo hay muy pocos rayos de este tipo. Entonces los teóricos calcularon cuánta antimateria podría haber en nuestra Vía Láctea que no hubiera sido descubierta aún. Partieron del hecho de que también en el Universo chocan ocasionalmente objetos, y de que no existe espacio vacío sino enormes cantidades de partículas de gas y polvo finas y repartidas. Por tanto, aunque sólo una parte de nuestra galaxia estuviera compuesta por antimateria, habría un constante centelleo de radiaciones gamma. Los resultados obtenidos hasta hoy (1988) descartan que la Vía Láctea pueda contener más de una millonésima de su masa total de antimateria. Algo similar ocurre en las restantes galaxias; cuando éstas chocan entre sí se ve que están compuestas de materia normal y no de antimateria. Si existe una simetría entre materia y antimateria, deberá aparecer en un campo espacial que sea mayor que el Universo que nosostros conocemos. En éste Universo, la antimateria es en todo caso una rareza. Pero, ¿existen en alguna parte grandes cantidades de antimateria? Por medio de globos enviados a las capas más altas de la atmósfera se vio que la Tierra está expuesta a un bombardeo constante de antiprotones que llegan del Universo y que forman parte de la radiación cósmica general. Pero éstos antiprotonoes no son indicio de que existan antiestrellas. El motivo es que los antiprotones, como ocurre en el CERN, se pueden formar a partir de partículas corrientes, si se producen choques de gran energía, y como los rayos cósmicos son ricos en ella, deben producir lógicamente antiprotones al atravesar el gas interestelar. Si se quiere determinar el contenido de antimateria que hay en el Universo, hay que buscar núcleos de antihelio. Después del hidrógeno, el helio es la sustancia más frecuente en el espacio. Un sólo núcleo de antihelio sería un indicio importante de la existencia de antiestrellas; el núcleo de antihelio consta de dos antiprotones y dos antineutrones, estructura que no se puede formar casualmente. Un guistate de antimateria originaría, al chocar contra la Tierra, una explosión de tanta potencia como una pequeña bomba atómica. ¿Fue esto lo que ocurrió en la región siberiana de Tunguska, de cuya destrucción tanto se ha lucubrado? ¿Fue esta la causa de de la desaparición de los dinosaurios o de los periódicos cataclismos que azotan a la Tierra cada varios millones de años? Sin embargo, se tiene ya un indicio de que no se produzca tal explosión, si penetra antimateria en la atmósfera. Los británicos Ashby y Whitehead afirman que en la atmósfera están entrando constantemente partículas microscópicas procedentes del espacio: si son lo bastante pequeñas, pueden escapar de la destrucción, pues las moléculas de la atmósfera forman uniones químicas con los átomos de antimateria. Entonces, podría ocurrir que esas fuerzas de atracción que se dan entre átomos normales actúen como repelentes entre los átomos y los antiátomos, formando una especie de escudo protector alrededor de la antimateria. Añaden también los investigadores Ashby y Witehead que las antipartículas deberían estar cargadas eléctricamente por ionización y, por tanto, expuestas a los campos eléctricos de la atmósfera (por ejemplo, los que forman en las tormentas) y conducidas a la Tierra. Según los científicos, son las tormentas las que prenden la mecha de la destrucción de las antipartículas. La energía así liberada tiene el aspecto de una bola de plasma incandescente, según los científicos. Su vida es de pocos segundos, de pocos minutos, si la destrucción es lenta. Pero también nos podemos imaginar un vivo estampido con el que desaparece repentinamente la bola. Efectivamente, hay muchos campos que describen bolas de plasma incandescente, bolas que aparecen en una tormenta y desaparecen repentinamente con un fuerte estampido. Éste fenómeno se llama "rayo globular", y resulta un misterio para los científicos, desde hace muchos años. Sin embargo, nadie ha podido reproducirlo en el laboratorio. Es posible que, en el futuro, se pueda comprobar su relación con la antimateria. En resumen, sabemos muy poco sobre la antimateria, aunque ya la podamos "fabricar" en la Tierra. Los antiprotones individuales se pueden conservar ya en estado de suspensión mediante campos eléctricos y magnéticos. Seguramente, sería más práctico trasladar al espacio la producción de antimateria: allí existe el necesario vacío y la gravedad tampoco produce problemas. ¿Para qué fabricarla? Porque es incomparable, cuando se trata de almacenar ingentes cantidades de energía un peso y volumen ínfimos. Podría servir para accionar vehículos especiales interplanetarios. Por resultar excesivamente cara de producir, los gobiernos no temen que alguien se atreva a darle usos militares para fabricar armas o bombas. Los experimentos llevados a cabo diariamente arrojan extraordinarios resultados y teorías. Resultaría interesante ver cómo le afectaría la fuerza de la gravedad a las antipartículas, pues se especula que sobre la posibilidad de que la antimateria caiga hacia arriba y no hacia abajo. Han pasado ya casi 90 años desde que el físico Paul Dirac se puso a discurrir sobre sus ecuaciones, pero la investigación de la antimateria aún está en sus comienzos. El potencial de ésta enigmática sustnacia para lo bueno y para lo malo parece ser, en principio, enorme y espeluznante.

Pulsares Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios. Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo. Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía. El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio. Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía en Cambridge. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X. La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelación de un año, con una precisión mejor que un milisegundo. Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas. La rápida rotación, por tanto, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios. Estas partículas cargadas son responsables del haz de radiación en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma. Su energía proviene de la rotación de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminución de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del período de los pulsos. Los pulsares se han encontrado principalmente en la Vía Láctea. Un escrutinio completo es imposible, ya que los pulsares débiles solo pueden ser detectados si están cercanos. Los sondeos de radio ya han cubierto casi todo el cielo. Sus distancias pueden medirse a partir de un retardo en los tiempos de llegada de los pulsos observados en las radio frecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los electrones en el gas interestelar, y de la distancia recorrida. Extrapolando a partir de esta pequeña muestra de pulsares detectables, se estima que hay al menos 200.000 pulsares en toda nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos haces de faro no barren en nuestra dirección, la población total debería alcanzar un millón. Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de años; después de este tiempo ha perdido tanta energía rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la población total (1.000.000), y el tiempo de vida (4.000.000 de años), podemos deducir que un nuevo pulsar debe nacer cada cuatro años, asumiendo que la población permanece estable. Recientemente se han encontrado pulsares en cúmulos globulares. Se piensa que han sido formados allí por la acreción de materia en estrellas enanas blancas en sistemas binarios. Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas, podríamos predecir que debería haber una supernova en nuestra Galaxia cada cuatro años, pero esto no está todavía claro. Magnetar Un magnetar o magnetoestrella es una estrella de neutrones alimentada con un campo magnético extremadamente fuerte. Se trata de una variedad de púlsar cuya característica principal es la expulsión, en un breve período (equivalente a la duración de un relámpago), de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X y rayos gamma. Los rayos Gamma están formados por fotones pertenecientes al extremo más energético del espectro electromagnético, seguidos de los rayos X y, a continuación, de los rayos ultravioleta. Si los rayos X expulsados por el magnetar son de alta intensidad recibe entonces el nombre de “púlsar anómalo de rayos X”, (en inglés "anomalous X-ray pulsars", o su acrónimo AXPs). Si los rayos expulsados pertenecen al espectro Gamma de más alta intensidad, reciben el nombre de "repetidores de gamma suave", SGRs del inglés "soft gamma repeater". Los rayos Gamma ordinarios conocidos como GRBs "brotes de rayos gamma", del inglés "gamma-ray bursts", ya eran conocidos en las postrimerías de los años 1960. El descubrimiento de estos rayos tremendamente energéticos provenientes del espacio, se efectuó en plena guerra fría, cuando las dos superpotencias, EE. UU. y la URSS, se espiaban mutuamente tratando de controlar su arsenal nuclear. Con el fin de verificar el tratado de no proliferación de armas nucleares, EEUU lanzó una flota de satélites conocidos como Proyecto Vela. Con estos satélites, dotados especialmente para la captación de rayos X y rayos gamma, se descubrieron en 1967 aleatorias explosiones de estos últimos que, a modo de flashes, parecían venir desde distintas direcciones del Universo. El hallazgo se mantuvo en secreto hasta que, en 1973, fue dado a conocer a la opinión pública por Ray Klebesabel y su equipo de Los Alamos National Laboratory. Cuásares (Quasars) Los Cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los cuásares son centenares de miles de millones de veces más brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa radiación cuando capturan estrellas o gas interestelar. La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondían a objeto visibles. La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Identificación de cuásares Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vió que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El primer Cuásar estudiado, 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cuásares. Algunos se alejan de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz. Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra. Ésta es, aproximadamente, la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande. Como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea. Lo más espectacular de los cuasares no es su lejanía, sino que puedan ser visibles. Un cuasar deber ser tan brillante como 1.000 galaxias juntas para que pueda aparecer como una débil estrella, si se encuentra a varios miles de millones de años luz. Pero aún más sorprendente es el hecho de que esa enorme energía proviene de una región cuyo tamaño no excede un año luz (menos de una cienmilésima parte del tamaño de una galaxia normal). El brillo de los cuasares oscila con periodos de unos meses, por tanto, su tamaño debe ser menor que la distancia que recorre la luz en ese tiempo. Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.