Encuéntranos en Google+. marzo 2012 ~ El gato cuántico

viernes, 30 de marzo de 2012

Satélites del Sistema Solar 6: Ganímedes


Ganímedes es el satélite más grande de Júpiter, así como también el más grande del Sistema Solar. De hecho es mayor que el planeta Mercurio aunque sólo tiene la mitad de su masa. También tiene un campo magnético propio, por lo que se cree que su núcleo puede contener metales. Fue descubierto por Galileo Galilei en 1610. Galileo le dio el nombre de Júpiter III por ser el tercer satélite a partir del planeta que podía observarse con su telescopio. Al igual que los demás satélites galileanos su nombre actual fue propuesto por Simon Marius poco después de su descubrimiento. El nombre de Ganímedes proviene del escanciador mitológico de los dioses griegos. Este nombre sólo se popularizó a partir de la mitad del siglo XX.

Ganímedes está compuesto de hielo y silicatos, con una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida. Las indicaciones preliminares de la nave orbital Galileo sugieren que Ganímedes tiene una estructura diferenciada en tres capas: un pequeño núcleo de hierro fundido o de hierro y azufre en el centro, rodeado por un manto de sílice rocoso con una corteza helada en lo más exterior. Este centro metálico hace pensar en un mayor grado de calentamiento de Ganímedes de lo que se había propuesto previamente. De hecho, Ganímedes puede ser similar a Ío con una capa exterior adicional de hielo.

La superficie de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno muy viejo, muy lleno de cráteres; y las regiones oscuras y algo más jóvenes marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónico.
La corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la Tierra. Las placas tectónicas puede moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura que producen las cordilleras. También se han observado flujos de lava (ya solidificada). En este aspecto, Ganímedes puede ser más similar a la Tierra que Venus o Marte (aunque no hay ninguna evidencia de actividad tectónica reciente). Se observan terrenos con ranuras y anillos similares a los que se ven en los satélites Encélado, Miranda y Ariel. Las regiones oscuras son similares a la superficie de Calisto.

Cadena de impactos de meteoritos
Muchos cráteres de impacto se ve en ambos tipos de terreno. La densidad de craterización indica una edad de 3 a 3,5 mil millones de años, similar a los de la Luna. También hay cráteres relativamente jóvenes que tienen rayos de eyección. Al contrario de en la Luna, sin embargo, los cráteres de Ganímedes son bastante llanos, faltando las montañas del anillo y las depresiones centrales común a los cráteres en la Luna y Mercurio. Esto es probablemente debido a la naturaleza relativamente débil de la helada corteza de Ganímedes que puede fluir durante mucho tiempo geológico.
El rasgo más grande en Ganímedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, así como una serie de anillos concéntricos que son remanentes de un cráter de impacto antiguo aunque se encuentra muy borrado por la actividad geológica posterior.
El Telescopio Espacial Hubble ha encontrado evidencias de oxígeno en la tenue atmósfera en Ganímedes, muy similar al encontrado en Europa. El oxígeno se produce cuando la radiación que baña el hielo superficial de Ganímedes lo descompone en hidrógeno y oxígeno: el primero se pierde en el espacio por su baja masa atómica.
Los primeros sobrevuelos de Ganímedes de la nave Galileo descubrieron que el satélite tiene su propio campo magnético. Probablemente se genera de un modo similar a la magnetósfera de la Tierra: es decir, resulta del movimiento de material conductivo en su interior, también se cree que pueda existir una capa de agua líquida con una alta concentración de sal.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las imágenes: ESA

martes, 27 de marzo de 2012

Grandes científicos 4: Erwin Schrödinger


Erwin Rudolf Josef Alexander Schrödinger fue un físico austriaco que inventó la mecánica ondulatoria en 1926, de manera independiente a la mecánica cuántica. Esta teoría describe matemáticamente el comportamiento de los electrones y los átomos. 

Su interés por la física surgió en sus años de la enseñanza media, en los cuales no sólo demostró su interés por la ciencia, sino también por la gramática antigua y la belleza de la poesía alemana; disgustándose enormemente por el método memorístico de enseñanza que seguía.

Entre los años 1906 y 1910, Schrödinger estudió en la Universidad de Viena, donde se dejó arrastrar por la influencia de Fritz Hasenöhrl. Es, en esos años, que Schrödinger se demuestra muy hábil para dar soluciones a distintos problemas de física, lo que marcaría su futura orientación profesional. Durante la primera guerra mundial sirvió como oficial de artillería.

En 1920, asume un puesto académico como ayudante de Max Wien; después ocupa los cargos de profesor extraordinario en Stuttgart, profesor titular en Breslau, primero, y luego en la Universidad de Zurich (Universität Zürich) por seis años. Esa época que pasó en Zurich siempre fue recordado por Schrödinger con gran placer y nostalgia. Entonces fue cuando conoció a mucho de sus colegas, entre quienes estaba Hermann Weyl y Peter Debye, a quienes se unió en una entrañable amistad. Fue también su período más fructífero, ocupándose activamente de una variedad de temas sobre física teórica. Sus artículos en esos días se centraron en la temperatura de sólidos, termodinámica y espectros atómicos; además, realizó una serie de estudios fisiológicos sobre el color. Su gran descubrimiento, la ecuación de ondas, fue realizado hacia el fin de esa época, durante la primera mitad de 1926. Por ese trabajo Schrödinger compartió con Dirac el premio Nobel de física de 1933.

La Conferencia Solvay
En 1927 se mudó a Berlín para suceder a Max Planck. La capital de Alemania era entonces un sitio de enorme investigación científica y él participó entusiastamente en coloquios con sus colegas, muchos de ellos mayores que él y de más reputación. Ante el ascenso del nazismo, como muchos otros emigra a Inglaterra y, por un tiempo, hace una beca en Oxford. Cuando se produce la anexión de Austria por el Reich en 1938, tiene dificultades en Inglaterra, ya que esa acción de Alemania fue considerada por los ingleses como un acto hostil. Después de una breve estancia en EE.UU., regresa a Europa para ocupar un cargo académico en el Instituto de Estudios Avanzados de Dublín, siendo posteriormente nombrado director de la escuela de física teórica de esa institución. Permanece en Dublín hasta su retiro en 1955.

Sello postal austríaco
A pesar de su retiro, Schrödinger continuó con sus investigaciones y publicó gran cantidad de artículos, en los cuales se incluye el problema de unir la gravedad con el electromagnetismo, que también absorbió a Einstein y que todavía está sin resolver. También escribió un opúsculo titulado "Qué es la Vida" y manifestó su interés en el desarrollo de la energía atómica.

A través de su carrera, y también en su vida personal, Schrödinger nunca persiguió una meta específica, ni embarcarse en empresas dilatadas. Por otra parte era un solitario, a quien no le gustaba compartir su trabajo, ni siquiera con sus propios estudiantes. Era el prototipo del científico bohemio, llevando sus pertenencias en una mochila cuando viajaba a conferencias (causó sensación al presentarse de esta manera en la famosa Conferencia Solvay).

Al retirarse de la vida activa regresó a Viena, donde gozó del reconocimiento de los profesionales e instituciones científicas. Murió el 4 de enero de 1961, después de padecer un cáncer. Él y su famoso gato son unos de los más reconocibles iconos de la ciencia.

viernes, 23 de marzo de 2012

Lanzamientos vistos desde dentro

Estamos acostumbrados a ver lanzamientos de naves espaciales desde fuera, pero... ¿qué tal es por dentro?. Aquí podemos verlo.




jueves, 22 de marzo de 2012

La sonda Pioneer 10


La sonda en el Jet Propulsion Laboratory (JPL)
La Pioneer 10 es una sonda espacial norteamericana que fue lanzada el 2 de marzo de 1972, siendo la primera en atravesar el cinturón de asteroides y llegar hasta el planeta Júpiter, el objetivo principal de su misión. En junio del año 1983 se convirtió en el primer objeto fabricado por el ser humano que atravesó la órbita de Neptuno, en aquel momento el planeta más distante del Sol dada la excentricidad de la órbita de Plutón.
El paso por Júpiter  proporcionó las mejores imágenes hasta la fecha de la atmósfera de ese planeta, permitiendo obtener información de la temperatura de la atmósfera y de la altura en la que se encuentran las nubes superiores. También estudió los cinturones de radiación del planeta y el fuerte campo magnético jupiteriano, de intensidad muy superior a la que se esperaba.

La nave Pioneer 10 es también famosa por le hecho de que contiene una placa inscrita con un mensaje simbólico que le informa a la civilización extraterrestre que pudiese interceptar la sonda acerca del ser humano y su lugar de procedencia, la Tierra, una especie de "mensaje en una botella" interestelar. Esta placa fue fabricada en oro, debido a que este elemento tiene propiedades que hacen que se degrade mínimamente.

En la placa aparece:
a la derecha, la imagen de la sonda con el único fin de dar proporción a las dos figuras humanas dibujadas delante, una femenina y otra masculina.

a la izquierda, un haz de líneas que parten radialmente de un mismo punto; ese punto es el planeta Tierra; las líneas indican la dirección de los púlsares más significativos cercanos a nuestro sistema solar y en cada uno, en sistema de numeración binario, la secuencia de pulsos de cada uno; este apartado constituye nuestro "domicilio" en el universo; una civilización técnicamente avanzada, con conocimiento de los púlsares, podría interpretar la placa;

en la parte inferior se representa un esquema del sistema solar, con los planetas ordenados según su distancia respecto al Sol y con una indicación de la ruta inicial de la Pioneer 10;
arriba del conjunto, a la izquierda, se muestra, también con indicaciones en sistema binario, el spin de una molécula de hidrógeno, el elemento más común en el universo.


La placa fue diseñada y popularizada por el astrónomo estadounidense y divulgador científico Carl Sagan y por el también astrónomo estadounidense Frank Drake. Fueron dibujadas por Linda Salzman Sagan. Increíblemente, la NASA recinió presiones por parte de grupos fundamentalistas para que retirara la placa porque era "una obscenidad" enviar al espacio figuras de seres humanos desnudos.

La sonda fue construida de aluminio y pesaba 258 kg en el despegue, con 28 kg de propelente. La parte central es un anillo hexagonal que alberga el sistema de radio, la computadora, baterías, la grabadora, los cables y otros elementos. La nave también lleva una antena parabólica de 2,74 m para las comunicaciones con la Tierra, además de unas antenas de media y baja ganancia. La energía era suministrada por 4 generadores termoeléctricos de radioisótopos (abreviadamente, RTG) de 15 kg de masa cada uno, y utilizaba dióxido de plutonio como fuente de energía. La sonda requería 106 vatios de potencia y 26 vatios para los experimentos, el sistema de propulsión era alimentado por un tanque de hidracina de 26kg, y constaba de 12 propulsores para correcciones y actitud. La orientación se realizaba mediante 3 sensores solares y un sensor estelar apuntando a la estrella Canopus. El control de la sonda lo realizaba una computadora central, constando de un procesador de comandos y memoria. La información era almacenada en una grabadora de datos con 49 kb de memoria, 50 kb para los experimentos y 222 comandos. (sí, has leído bien: kilobytes. Menos que una calculadora científica de hoy).

Lanzamiento de la Pioneer 10
Entre los experimentos que la Pioneer 10 llevaba a bordo se encontraban detectores de meteoritos, una cámara, un radiómetro, un fotómetro, un detector de rayos cósmicos, un sensor plasma y un magnetómetro.

La débil señal de la Pioneer 10 continuó siendo rastreada por la Red del Espacio Profundo, como parte del nuevo estudio del concepto de la teoría del Caos. Después de 1997 la sonda fue usada en el entrenamiento de controladores en cómo adquirir señales de radio del espacio.
La última recepción exitosa de telemetría fue el 27 de abril de 2002. Señales subsecuentes fueron apenas detectables. La pérdida de contacto fue probablemente debido a la combinación del incremento de la distancia y a un lento debilitamiento de la fuente de energía de la sonda.
La última débil señal del Pioneer 10 fue recibida el 23 de enero de 2003, cuando estaba a 12 mil millones de kilómetros de la Tierra. El intento por contactarla el 7 de febrero de 2003 no fue exitoso. Un último intento fue realizado la mañana del 4 de marzo de 2006, la última vez que la antena estaría correctamente alineada con la Tierra, sin embargo no se recibió respuesta del Pioneer 10. En la actualidad la nave se dirige hacia la estrella Aldebarán, en la constelación de Tauro, a donde llegará dentro de 1.690.000 años.

Es una gran embajadora de la Humanidad. Sería magnífico (aunque improbable) que alguna vez fuera interceptada y su mensaje descifrado. Al menos sería como decir a nuestros hermanos de sitios lejanos "yo también estuve aquí".

Fuente: Wikipedia
Crédito de las fotografías: NASA/JPL

miércoles, 21 de marzo de 2012

martes, 20 de marzo de 2012

Las estrellas 2: Clasificación

Antares, una estrella tipo M
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.

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. 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, al contrario de lo que nos indica el sentido común, que nos haría pensar que algo más rojo es más caliente.


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  por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada. Es como sigue:

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 (o sea dos o más estrellas). Las  que forman parte de un sistema estelar se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar se denominan estrellas solitarias.

Un cúmulo globular
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 la fuerza de gravedad. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas.

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.

Un poco árido, lo sé, pero es necesario comprender esto antes de pasar a sistemas complejos, como las galaxias o los cúmulos estelares. 

Fuente: Wikipedia


domingo, 18 de marzo de 2012

Satélites del Sistema Solar 5: Europa

Europa 
Europa es un satélite del planeta Júpiter, el menor de los cuatro satélites descubiertos por Galileo. Fue llamado así por una de las numerosas conquistas amorosas de Zeus en la mitología griega. Simon Marius sugirió el nombre de "Europa" tras su descubrimiento, pero este nombre, así como el nombre de las otras lunas galileanas, no fueron de uso común hasta mediados del siglo XX. 


La composición grosso modo de Europa es parecida a la de los planetas interiores, estando compuesta principalmente por rocas. Tiene una capa externa de agua de unos 100 km de espesor (parte como hielo en la corteza, parte en forma de océano líquido bajo el hielo). Datos recientes sobre el campo magnético observado por la sonda Galileo indican que Europa crea un campo magnético a causa de la interacción con el campo magnético de Júpiter, lo que sugiere la presencia de una capa de fluido, probablemente un océano líquido de agua salada. Puede que también tenga un pequeño núcleo metálico de hierro.

La superficie de Europa es muy lisa. Se han observado pocos accidentes geográficos de más de unos cientos de metros de altura. Las importantes marcas entrecruzadas de la superficie de Europa parecen estar causadas por las diferencias de brillo. Hay pocos cráteres en Europa, con solo tres mayores de 5 km de diámetro: Pwyll, de 39 km de diámetro, es el más conocido. El albedo de Europa es uno de los mayores de todas las lunas. Esto podría indicar una superficie joven y activa; basándose en estimaciones sobre la frecuencia del bombardeo de cometas que probablemente soporta Europa, su superficie no puede tener más de 30 millones de años. El poco relieve y las marcas visibles en la superficie de Europa se asemejan a las de un océano helado de la Tierra, y se piensa que bajo la superficie helada de Europa hay un océano líquido que se mantiene caliente por el calor generado por la fuerza de gravedad de Júpiter. La temperatura de la superficie de Europa es de -160 °C en el ecuador y de -210 °C en los polos. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano; basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea gravitatorias, se estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km, lo que puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km.

Cráter Pwyll
La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. Un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas están desplazadas de su posición original. Las mayores franjas tienen unos 20 km de un lado a otro con difusas orillas externas, estrías regulares, y una franja central de material más claro, que se cree que se ha originado por una serie de erupciones volcánicas de agua o géiseres al abrirse la corteza y quedar expuestas las capas más cálidas del interior. Se cree que estas fracturas se han producido en parte por la fuerza de gravedad ejercida por Júpiter. Se piensa que la superficie se desplaza hasta 30 metros entre la marea alta y baja. La superficie de Europa rota ligeramente más rápido que su interior, ya que el océano desacopla la superficie de la luna de su manto rocoso. Comparaciones de las fotos del Voyager y de la sonda Galileo sugieren que la corteza de Europa rota como mucho una vez cada 10 mil años con relación a su interior.

Recientes observaciones del Telescopio espacial Hubble indican que Europa tiene una atmósfera muy tenue compuesta de oxígeno. De las lunas del sistema solar, sólo siete de ellas (Io, Calisto, Ganímedes, Titán, Tritón , Encélado y Titania) tienen atmósfera. A diferencia del oxígeno de la atmósfera terrestre, el de la atmósfera de Europa es casi con toda seguridad de origen no biológico. Más probablemente se genera por la luz del Sol y las partículas cargadas que chocan con la superficie helada de Europa, produciendo vapor de agua que es posteriormente dividido en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno consigue escapar de la gravedad de Europa, pero no así el oxígeno.

Sonda Galileo
La sonda Galileo ha revelado que Europa tiene un campo magnético débil ,y, lo que es más interesante, que varía periódicamente al atravesar el intenso campo magnético de Júpiter. El 2 de marzo de 1998 la NASA anunció, a partir de los datos enviados por la sonda espacial Galileo, el descubrimiento de pruebas de que hay un material conductor bajo la superficie de Europa, lo más probable un océano salado. Las pruebas sugieren que las zonas rojizas oscuras y otras características de la superficie de Europa parecen ser ricas en sales como el sulfato de magnesio, probablemente depositadas por el agua que emerge del interior al evaporarse. Las sales habitualmente son incoloras o blancas, por lo que debe haber otra sustancia presente que contribuya a dar el color rojizo; se cree que es sulfuro (que quizás provenga de Io), o compuestos de hierro.

Se ha propuesto que puede existir vida en este hipotético océano bajo el hielo, tal vez sustentada en un entorno similar a aquél existente en las profundidades de los océanos de la Tierra cerca de las chimeneas volcánicas o en el Lago Vostok en la Antártida. No hay pruebas que sustenten esta hipótesis; no obstante, se han hecho esfuerzos para evitar cualquier posibilidad de contaminación. La misión Galileo concluyó en septiembre de 2003 con la colisión de la astronave en Júpiter. Si se hubiese abandonado sin más la nave, no esterilizada, podría haber colisionado en el futuro con Europa, contaminándola con microorganismos terrestres. La introducción de estos microorganismos hubiese hecho casi imposible determinar si Europa había tenido alguna vez su propia evolución biológica, independientemente de la Tierra.



En un reciente estudio se ha estimado que Europa tiene suficiente cantidad de agua líquida y que ésta tiene una elevada concentración de oxígeno, incluso mayor que en nuestros mares. Concentraciones semejantes serían suficientes para mantener no solo microorganismos, sino formas de vida más complejas.

Europa desempeña un papel importante en la película y el libro de Arthur C. Clarke "2010: Odisea dos" y su continuación. Formas de vida extraterrestres muy avanzadas se interesan en las primitivas formas de vida bajo el hielo de Europa y mediante los monolitos transforman Júpiter en una estrella (llamada Lucifer) para acelerar la evolución de los "Europanos". En 2061: Odisea tres, Europa se ha convertido en un océano tropical.

Una interesante perspectiva se abre ante nosotros: la exploración de esta asombrosa luna, con la excitante posibilidad de hallar vida en ella. Sólo el tiempo lo dirá.

Fuente: Wikipedia
Crédito del vídeo: ESA

viernes, 16 de marzo de 2012

Grandes científicos 3: Stephen Hawking

El profesor Hawking en ingravidez en un avión de la NASA
©NASA
Stephen William Hawking (Oxford, 8 de enero de 1942) es un físico, cosmólogo y divulgador científico del Reino Unido.

Es miembro de la Real Sociedad de Londres, de la Academia Pontificia de las Ciencias y de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos. Fue titular de la Cátedra Lucasiana de Matemáticas de la Universidad de Cambridge hasta su jubilación en 2009. Entre las numerosas distinciones que le han sido concedidas, Hawking ha sido honrado con doce doctorados honoris causa y ha sido galardonado con la Orden del Imperio Británico (grado CBE) en 1982, con el Premio Príncipe de Asturias de la Concordia en 1989, con la Medalla Copley en 2006 y con la Medalla de la Libertad en 2009.

Sus padres vivían en Londres, y fue en esa ciudad donde su padre se dedicó a la investigación médica. Durante la Segunda Guerra Mundial Londres era un lugar peligroso, y la madre de Stephen fue enviada a la ciudad de Oxford, lugar de origen de Hawking. La familia pronto regresó a Highgate, al norte de Londres, donde Stephen inició sus estudios. En marzo de 1959 Hawking se presentó a las convocatorias de becas con el propósito de estudiar Ciencias Naturales en Oxford; consigue una beca, y se licencia en Física en 1962. Desde Oxford, Hawking se trasladó a Cambridge para iniciar la investigación en relatividad general y cosmología; unas áreas difíciles para alguien con poca base matemática. En aquel tiempo, Hawking había notado que se había vuelto más torpe y físicamente débil, y en la Navidad de 1962 su madre lo convenció para que viese a un médico.
A principios de 1963, pasó dos semanas haciéndose pruebas en el hospital, donde le diagnosticaron una enfermedad neuronal motora: la esclerosis lateral amiotrófica o enfermedad de Lou Gehrig. Su estado se deterioró rápidamente y los médicos le pronosticaron que no viviría lo suficiente para acabar su doctorado.

Tras acabar su doctorado en 1966, Hawking consiguió una beca en Cambridge. Al principio, su trabajo fue de investigador, pero más tarde se convirtió en profesor. En 1973, dejó el Instituto de Astronomía y se unió al Departamento de Matemáticas Aplicadas y Física Teórica en Cambridge. Fue Profesor de Física Gravitacional en Cambridge en 1977. En 1979 Hawking fue nombrado Catedrático Lucasiano de Matemáticas en Cambridge; la cátedra que había ocupado nada menos que sir Isaac Newton en Cambridge.
El joven Stephen se casa
Entre 1965 y 1970, Hawking trabajó en concreto en la Teoría General de la Relatividad ideando nuevas técnicas matemáticas para estudiarla. Gran parte de su trabajo lo hizo en colaboración con Roger Penrose.
Desde 1970, Hawking empezó a aplicar sus ideas previas al estudio de los agujeros negros y descubrió una propiedad notable: usando la Teoría Cuántica y la Relatividad General fue capaz de demostrar que los agujeros negros pueden emitir radiación: estos "chorros" reciben en su honor el nombre de "Radiación de Hawking". El éxito al confirmarlo le hizo trabajar a partir de aquel momento en la unificación de ambas, la relatividad general y la teoría cuántica. 

Ya en 1982, Hawking decide escribir un libro divulgativo de Cosmología: "Breve Historia del Tiempo". Sin embargo, Hawking sufre otro ataque:

"Yo estaba en Ginebra, en el CERN, el gran acelerador de partículas, en el verano de 1985... Cogí una pulmonía y pronto fui al hospital. El hospital de Ginebra sugirió a mi esposa que no merecía la pena mantenerme vivo conectado a una máquina. Pero ella en ningún caso aceptó eso. Regresé al Hospital de Addenbrooke en Cambridge, donde un cirujano llamado Roger Grey me realizó una traqueotomía. Aquella operación salvó mi vida, pero se llevó mi voz..."

A Hawking se le proporcionó un sistema informático para permitir que tuviese una voz electrónica.
Finalmente en 1988 se publicó "Una breve historia del tiempo". El libro batió récords de ventas de una forma difícil de predecir. Como no podía ser de otra manera, Hawking ha recibido gran cantidad de honores; fue elegido miembro de Real Sociedad de Londres en 1974, siendo uno de los más jóvenes. También es miembro de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos. Le fue concedido el CBE3 en 1982 y fue nombrado Compañero de Honor en 1989, mismo año en que recibió el Premio Príncipe de Asturias.

La primera esposa de Hawking, Jane Wilde, declaró públicamente durante el proceso de divorcio que él era ateo pero que citaba muchas veces a Dios en sus libros con fines comerciales. En efecto, Stephen Hawking utiliza repetidamente la palabra Dios en su discurso público de divulgación científica, pero ha explicado que lo hace en sentido meramente metafórico: "No soy religioso en el sentido normal de la palabra. Creo que el Universo está gobernado por las leyes de la ciencia. Esas leyes pudieron haber sido creadas por Dios; pero Dios no interviene para romper las leyes.

En junio del 2010, en una entrevista para ABC News se le pregunta si imagina un punto en el que ciencia y religión se encuentren de algún modo, y Hawking contesta que "es más sencillo que Corea del Norte gane el mundial de fútbol", y añade: "Existe una diferencia fundamental entre ciencia y religión. La religión se basa en la autoridad, y la ciencia se basa en la observación y la razón. La ciencia vencerá porque funciona.". En septiembre de 2010, según extractos de su libro The Grand Design, publicados por el periódico The Times, Hawking dice que una nueva serie de teorías torna superfluo pensar en la existencia de un creador del Universo, que Dios no creó el Universo y que el Big Bang fue la consecuencia inevitable de las leyes de la física.
Representación artística de la radiación de Hawking
"Dado que existe una ley como la de la gravedad, el Universo pudo y se creó de la nada. La creación espontánea es la razón de que haya algo en lugar de nada, es la razón por la que existe el Universo, de que existamos. No es necesario invocar a Dios como el que encendió la mecha y creó el Universo".

Paulatinamente ha ido perdiendo el uso de sus extremidades, así como el resto de la musculatura voluntaria, incluyendo la fuerza del cuello para mantenerse con la cabeza erguida; con todo esto su movilidad es prácticamente nula. La silla de ruedas que utiliza en público está controlada por un ordenador que maneja a través de leves movimientos de cabeza y ojos, que también le permite seleccionar palabras y frases en su sintetizador de voz.
El 20 de abril de 2009 se informó que Hawking había sido internado "muy enfermo" en un hospital de Cambridge. Unas pocas horas después de conocerse la noticia, su web personal mostraba un mensaje que hacía referencia a la avalancha de visitas que había sufrido, con lo que se habían visto obligados a omitir sus contenidos temporalmente para evitar una caída del servidor.
Al día siguiente, 21 de abril, se informó de su mejoría y la posibilidad de su pronta recuperación total.

Extraña paradoja la de este hombre, una mente tan enorme prisionera de ese cuerpo martirizado. Ojalá lo tengamos muchos más años entre nosotros.

Fuente: Wikipedia



jueves, 15 de marzo de 2012

Los Siete del Mercury

El cohete Redstone
El proyecto Mercury fue la respuesta de la NASA ante el liderazgo en temas espaciales de la Unión Soviética, en plena "carrera espacial".

Durante el programa Mercury, los ingenieros estadounidenses se vieron presionados ante los desafíos que implicaban la construcción de una nave segura que permitiera a un astronauta llegar hasta la órbita terrestre sin ser destruido por las enormes velocidades que ello implicaba. Otra fuente de preocupaciones eran las situaciones extremas propias del ambiente espacial: el vacío, las bruscas fluctuaciones de temperatura y la recién descubierta radiación del espacio. Todo esto se complicaba más si cabe por la necesidad de realizar una reentrada a la atmósfera a alta velocidad y proteger al astronauta de las altas temperaturas del reingreso mediante el uso de escudos de protección térmica.

El resultado fue la creación de un vehículo de forma balística, que haría su reentrada a la atmósfera protegido por un escudo térmico que se quemaría durante esta etapa. Las cápsulas Mercury utilizaron dos tipos de cohetes lanzadores: los primeros vuelos suborbitales fueron lanzados por cohetes Redstone diseñados por el equipo de Wernher von Braun en Huntsville, Alabama. Para los vuelos orbitales, las cápsulas fueron lanzadas con los Atlas-D, unos cohetes modificados a partir de un misil balístico. Su cubierta de acero era muy delgada para ahorrar peso, por lo que la estabilidad estructural se la proporcionaba la presión del combustible interior (cuando estaba vacío debía ser presurizado con gas para evitar el colapso del lanzador). Este mismo problema lo tendría la siguiente familia de lanzadores para el programa Gemini: los Titan II. Muy valiente había que ser para meterse en la punta de un misil balístico no mucho mayor que los que reciben uso militar.

Los Siete del Mercury
Los primeros estadounidenses en ser escogidos para los vuelos espaciales fueron seleccionados de un grupo mayor de 110 pilotos militares elegidos por su experiencia en vuelos de prueba y porque reunían las características físicas necesarias. En 1957 se seleccionaron 7 astronautas para las misiones Mercury:

Alan B. Shephard
Virgil I. Grissom
Gordon Cooper
Walter Schirra
Deke Slayton
John Glenn
Scott Carpenter

Solamente volaron 6 de los 7 astronautas seleccionados. Deke Slayton fue apartado de la lista de vuelos debido a un problema de corazón. Slayton continuó en el programa espacial como controlador de misión hasta 1975, cuando finalmente voló en la misión Apollo-Soyuz, de carácter meramente político.
El primer vuelo fue el de Alan Shephard a bordo de la Freedom 7 (los astronautas bautizaban a sus propias naves y todos lo hicieron agregando la terminación “7” en reconocimiento del grupo original de 7 astronautas).
Con tal sólo 12,33 m³, la cápsula Mercury era lo suficientemente grande como para permitir la entrada de sólo un astronauta. Dentro de la cápsula había 120 conmutadores, 55 interruptores eléctricos, 30 fusibles y 35 palancas mecánicas. Eran tan pequeñas (ver fotografía) que los astronautas, bromeando, decían que "a esta vave no te subes, te la pones"

John Glenn "poniéndose" la Friendship 7
Para la seguridad de la cápsula los ingenieros la habían probado la primera vez con monos Rhesus, luego con un chimpancé conocido como Ham, y posteriormente pasaron a hacer otra prueba, pero en esta oportunidad con un maniquí electrónico que respiraba, lo que le permitió a los científicos determinar la estabilidad del ambiente interno de la nave.
Una vez terminada la fase de experimentación y entrenamiento, el 5 de mayo de 1961 Alan Shephard realizaba el primer vuelo suborbital estadounidense. Dado el liderazgo soviético en el espacio, el gobierno estadounidense presentó al mundo este vuelo suborbital como un vuelo espacial. No sería hasta nueve meses más tarde, el 20 de febrero de 1962 cuando el astronauta John Glenn se convertiría en el primer estadounidense en orbitar la Tierra, repitiendo así la hazaña de Yuri Gagarin

Los seis vuelos de Mercury totalizaron 2 días y 6 h de vuelo espacial y permitieron aprender que no sólo los humanos podían llegar al espacio (como ya habían demostrado los soviéticos) sino que también que su presencia era imperativa para el éxito de las misiones. Los ingenieros estadounidenses de tierra aprendieron de estas misiones la necesidad de utilizar redes de comunicaciones mundiales que les permitieran mantener un contacto constante con los vuelos tripulados.
El último vuelo de una nave Mercury fue el del Mercury Atlas 9 en la cápsula Faith 7 con L. Gordon Cooper, Jr. el 15 de mayo de 1963, una misión que concluyó al día siguiente. Una vez finalizado el proyecto, la atención del programa de vuelos había cambiado cuando el presidente John F. Kennedy anunciara durante una sesión del Congreso la meta de llevar un estadounidense a la Luna y traerlo a salvo de vuelta.
Nacía el programa Apollo, y la Humanidad se aprestaba a salir por primera vez verdaderamente de nuestro planeta. Nuestro primer paso en el océano cósmico, como diría Carl Sagan, estaba a punto ya de producirse.


Fuente: Wikipedia

miércoles, 14 de marzo de 2012

Tour lunar

La gente del LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) nos regala este maravilloso vídeo, de una claridad excepcional. Podéis encontrarlo también en nuestro canal de Youtube.


©NASA

Satélites del Sistema Solar 4: Ío


Llegamos a los satélites de Júpiter. Los más conocidos son los cuatro que llamamos satélites galileanos, por haber sido descubiertos por Galileo Galilei, visibles fácilmente con un pequeño telescopio o incluso con buenos binoculares. Ío es el satélite más cercano a Júpiter. Recibe su nombre de una de las muchas doncellas con las que Zeus se encaprichó en la mitología griega.

Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente del Sistema Solar. Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los 500 km. Su superficie también posee más de 100 montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza de silicato del satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest.
Ío cumplió un papel importante en el desarrollo de la astronomía durante los siglos XVII y XVIII, ayudando a la adopción del modelo de Copérnico del sistema solar y de las Leyes de Kepler del movimiento planetario: las lunas de Júpiter demostraron de una vez que había otros cuerpos orbitando otros planetas, haciendo desaparecer el papel central que se atribuía a nuestro planeta.

A diferencia de la mayoría de los satélites del Sistema Solar, Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos. Datos recientes provenientes de la misión Galileo indican que puede tener un núcleo de hierro con un radio de unos 900 km.
El volcán Pillan Patera
Cuando la sonda Voyager 1 envió las primeras imágenes cercanas de Ío en 1979, los científicos esperaban encontrar numerosos cráteres cuya densidad proporcionaría datos sobre la edad del satélite. Contrariamente a las expectativas, Ío no tenía prácticamente cráteres. El satélite tiene una actividad volcánica tan intensa que ha borrado por completo las señales de cráteres de impactos pasados en su superficie. Además de los volcanes, la superficie cuenta con la presencia de montañas no volcánicas, lagos de azufre fundido, calderas volcánicas de varios kilómetros de profundidad y flujos extensos de varios cientos de kilómetros de largo, compuestos por material fluido muy poco viscoso (posiblemente algún tipo de compuesto de azufre fundido y silicatos). El azufre y sus compuestos adquieren una gran variedad de colores, responsables de la apariencia superficial del satélite. Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 1.726º (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 143º).


Ío podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua. Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta. Sin embargo, estos volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a los demás satélites, que muestran una importante presencia de hielo.

En cuanto al interior del satélite puede intuirse su composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm³. La densidad de hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Ío ha de estar hecho de material rocoso y azufre.
En las profundidades de Ío se encuentra probablemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite.


Vista artística desde la superficie de Ío ©Jason Perry
Ío es el cuerpo del Sistema Solar con mayor actividad volcánica. Sus volcanes, a diferencia de los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad volcánica proviene de la disipación del calor generado por los efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que los tres satélites se atrean entre sí en su órbita alrededor del planeta gigante. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional con la Luna. Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente expulsado de la superficie, distribuyéndose en un anillo de material que cubre su órbita. Posteriormente, parte de este material puede ser ionizado resultando atrapado por el intenso campo magnético de Júpiter. Las partículas ionizadas del anillo orbital de Ío son arrastradas por las líneas de campo magnético hasta la atmósfera superior de Júpiter donde se puede apreciar su impacto con la atmósfera en longitudes de onda ultravioleta, tomando parte en la formación de las auroras jovianas. La posición de Ío con respecto a la Tierra y Júpiter tiene también una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas, que son mucho más intensas cuando Ío es visible.

El espectáculo de esta luna infernal es uno de los más bellos del sistema solar.

Fuente: Wikipedia

martes, 13 de marzo de 2012

Meteoroides, meteoros y meteoritos


Meteoro
Un meteoroide es un cuerpo menor del Sistema Solar de, aproximadamente, entre 100 µm (micrómetros) hasta 50 m (de diámetro máximo). El límite superior de tamaño, 50 m, se emplea para diferenciarlo de los cometas y de los asteroides, mientras que el límite inferior de tamaño se emplea para diferenciarlo del polvo cósmico; no obstante, los límites de tamaño no suelen usarse muy estrictamente siendo ambigua la designación de los objetos que se encuentren cercanos a estos límites.

La actual definición de meteoroide establecida por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en su XI Asamblea General (1961) es la de "un objeto sólido que se mueve en el espacio interplanetario, de un tamaño considerablemente más pequeño que un asteroide y considerablemente más grande que un átomo o molécula". Sin embargo, se considera desfasada y poco precisa.

Meteorito Kapper (Museo de La Plata, Argentina)
La mayoría de los meteoroides son fragmentos de cometas y asteroides, aunque también pueden ser rocas de satélites o planetas que han sido eyectadas en grandes impactos o simplemente restos de la formación de Sistema Solar. Cuando entra en la atmósfera de un planeta, el meteoroide se calienta y se vaporiza parcial o completamente. El gas que queda en la trayectoria seguida por el meteoroide se ioniza y brilla. El rastro de vapor brillante se llama técnicamente meteoro, aunque su nombre común es estrella fugaz. Se denominan bólidos aquellos meteoros cuya magnitud aparente es inferior a -4 (a menor valor de la magnitud aparente, mayor brillo), que es aproximadamente la magnitud aparente del planeta Venus, que de entre todas las estrellas y planetas es el cuerpo más brillante desde la Tierra. De aquellos bólidos de magnitud aparente inferior a la de la Luna llena (-12,6), los superbólidos, pueden sobrevivir fragmentos que lleguen al suelo; estos fragmentos son denominados meteoritos. La mayoría de los meteoritos terrestres, excepto los metálicos de grandes dimensiones, proceden de meteoroides.

Tradicionalmente los meteoritos se han dividido en tres amplias categorías:

Meteorito pedregoso (rocas), integradas principalmente por los minerales de silicato: este es el aerolito o litito.
Meteorito metálico, se componen en gran parte de hierro-níquel y se clasifican como sideritos.
Meteorito pedregoso-metálico, que contienen grandes cantidades de material metálico y rocoso: es el siderolito.

Lluvia de estrellas 
La mayoría de los meteoritos se desintegran al incorporarse en la atmósfera de la Tierra; no obstante, se estima que 100 meteoritos de diverso tamaño (desde pequeños guijarros hasta grandes rocas del tamaño de una pelota de baloncesto) entran en la superficie terrestre cada año; normalmente sólo 5 o 6 de éstos son recuperados y son descubiertos por científicos. Pocos meteoritos son lo bastante grandes para crear cráteres que evidencian un impacto. En vez de esto, sólo llegan a la superficie a su velocidad terminal (caída libre), y la mayoría tan solo crea un hoyo pequeño. Sin embargo, algunos de los meteoritos que caen han causado daño a inmuebles, ganado, e incluso a la gente.

La órbita terrestre cruza algunos enjambres de cometas de periodo corto, produciendo lluvias de meteoros anuales, como las Leónidas o las Perseidas. Cuando la actividad de una lluvia de meteoros sobrepasa los 1000 meteoros por hora, se la denomina tormenta de meteoritos. Estas lluvias reciben su nombre de la constelación de la que parecen surgir.

La fecha de las principales "lluvias" son:

4 de Enero: lluvia Cuadrántidas.
22 de Abril: lluvia Líridas.
5 de Mayo: lluvia eta-Acuáridas.
12 de Agosto: lluvia Perseidas.
21 de Octubre: lluvia Oriónidas.
17 de Noviembre: lluvia Leónidas.
13 de Diciembre: lluvia Gemínidas.

Si podéis ver alguna, os lo recomiendo: es uno de los más bellos espectáculos que puede ofrecernos el cielo nocturno.

Fuente: Wikipedia

lunes, 12 de marzo de 2012

Las estrellas 1: Formación


Alfa Centauri, sistema estelar triple: el más cercano a la Tierra

Terminamos con el Sistema Solar, y quizá alguien se haya preguntado… ¿y el Sol? Lo dejamos atrás para incluirlo en esta nueva serie: las estrellas. Es asombroso, visto desde nuestra perspectiva, que el considerar al Sol como una estrella tardara siglos en imponerse como idea, y tardamos mucho más aún en aceptar que no era una estrella especial, que no tiene nada distintivo ni es el centro del Universo. Pero dejemos su descripción para la próxima entrada. La secuencia que seguiremos es igual a la del Sistema Solar: partiendo desde lo más cercano, iremos describiendo estructuras cada vez mayores: estrellas, la Vía Láctea, los supercúmulos, etcétera.

Comencemos por lo básico: ¿qué es una estrella y cómo se forma? (antes que nada, aclaro que vamos a prescindir de detalles excesivamente complicados en aspectos como las reacciones nucleares). En el inicio de cada estrella encontramos una nube de gas de hidrógeno molecular, esparcida en el espacio. Estas nubes son sacudidas, de vez en vez, por explosiones de supernovas o colisiones entre galaxias, lo cual desencadena un proceso imparable. A consecuencia de esto, la nube se desestabiliza gravitatoriamente, y comienza el colapso: la gravedad hace que empiece a contraerse, como si se desmoronara sobre sí misma (recordemos que, en última instancia, no hay fuerza capaz de resistir a la gravedad). 

Nubes de gas en M16, región de nacimiento estelar
Este proceso, haciendo que los átomos del interior de la nube choquen entre sí , inicia la fusión nuclear del hidrógeno, que se combina para formar helio. En el momento en que la fusión genera la suficiente presión y temperatura podemos decir que “nace” la estrella, entrando en lo que llamamos “secuencia principal”, que dura más o menos el 90% de su existencia. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente un 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que murieron antes que ella. A partir de este momento, el astro estará en un delicado equilibrio entre dos fuerzas: la nuclear, que trata de hacer que la estrella se expanda, y la gravedad, que trata de aplastarla sobre sí misma.

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 finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible, siendo además la zona más fría de las estrellas (en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia). Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. 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.
R136a1, la estrella más grande conocida

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, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Asimismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de su evolución. 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.


En la próxima entrada veremos cómo se clasifican las estrellas, una tarea que llevó muchos años de un trabajo ingrato y muchas veces anónimo.




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