Blog de Enunlugardelcosmos

ciencia

¿Utilizamos sólo el 10% de nuestro cerebro?

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-07-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Todo un clásico, pero en el momento en el que lo ponemos en marcha, falla: ¿para qué íbamos a tener un órgano tan grande y que consume tanta energía prácticamente apagado? Evidentemente esto no es así, ya que incluso mientras dormimos, funciona a plena potencia. El origen del mito parece estar en el filósofo William James, quien habló de que solo se utiliza parte de nuestros recursos mentales. Si alguien os dice algo así, pedidle que se someta a una lobotomía y ya después habláis (si puede).

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La formación y evolución de las galaxias

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-07-2017 en ciencia. Comentarios (0)

En astrofísica, las preguntas sobre la formación y evolución de las galaxias son:

¿Cómo se ha generado un universo tan heterogéneo a partir de un universo homogéneo?

¿Cómo se formaron las galaxias?

¿Cómo cambian las galaxias con el tiempo?

Después del Big Bang, el universo tuvo un periodo en el que fue muy homogéneo. Tal como se observa en la radiación de fondo de microondas, las fluctuaciones son menores que una parte en cien mil.

La teoría más aceptada es que las estructuras que observamos hoy en día se formaron como consecuencia del crecimiento de fluctuaciones primordiales debido a la inestabilidad gravitacional. Las fluctuaciones primogenias causaron que los gases fueran atraídos hacia áreas de material más denso, jerárquicamente se formaron los supercúmulos, las agrupaciones galácticas, las galaxias, los cúmulos estelares y las estrellas. Una consecuencia de este modelo es que la localización de las galaxias indican áreas de alta densidad del universo primigenio. Así, la distribución de las galaxias está íntimamente relacionada con la física del Universo primigenio

Datos recientes aportan evidencias de que las primeras galaxias se formaron mucho más temprano de los que los astrónomos preveían, tan solo 600 millones de años después del Big Bang. Esto deja poco tiempo para que las pequeñas inestabilidades primordiales crezcan lo suficiente para que las protogalaxias formen galaxias.

Buena parte de los esfuerzos de investigación están centrados en los componentes de nuestra propia Vía Láctea, ya que es la galaxia más fácil de observar. Las observaciones que necesitan explicación, o al menos ser compatibles, en una teoría de la evolución galáctica son:

El disco estelar es muy fino, denso y rota.

El halo estelar es grande, disperso y no rota (o incluso tiene una pequeña retrogradación), sin subestructura aparente.

Las estrellas del halo son por lo general mucho más viejas y tienen una menor metalicidad que los discos estelares (aquí se observa una correlación, pero no hay una conexión directa entre estos datos).

Algunos astrónomos han identificado una población intermedia de estrellas, llamadas "población II intermedia". Si ésta es una población distinta, entonces se describirían como de baja metalicidad (pero no tan pobres como las estrellas del halo), viejas (pero no tan viejas como las estrellas del halo) y orbitan muy cerca del disco.

Los cúmulos globulares son en general viejos y de baja metalicidad, pero hay algunos que no tienen tan baja metalicidad como la mayoría, y/o que tienen estrellas más jóvenes. Algunas estrellas en los cúmulos globulares parecen ser tan viejas como el propio universo (utilizando métodos y análisis totalmente diferentes).

En cada cúmulo globular, todas las estrellas nacen aproximadamente al mismo tiempo (excepto en algunos pocos cúmulos globulares que muestran múltiples épocas de formación estelar).

Los cúmulos globulares de órbitas más cortas (más cercanas al centro galáctico) tienen orbitas de baja inclinación con respecto al disco y menos excéntricas; mientras que los que tienen órbitas más alejadas orbitan en cualquier inclinación y con órbitas más excéntricas

Las nubes de alta velocidad, nubes de hidrógeno neutro "llueven" en la galaxia, y presumiblemente lo han hecho desde el comienzo (estas serían la fuente de gas del disco, de la que se han formado las estrellas del disco).

El 11 de julio de 2007, utilizando el telescopio de 10 metros Keck II en Mauna Kea, Richard Ellis del Inistituto Tecnológico de Califoria en Pasedena y su equipo encontraron seis galaxias con formación estelar a unos 13 200 millones de años luz y, por tanto, creadas cuando el universo solo tenía 500 millones de años.

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Cronología del Big Bang - Formación de estrellas supermasivas.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-07-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso.

Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto más pesados absorben más los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar más de 120-200 MSol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella siga acretando masa, por eso, las estrellas más pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrían haber formado con masas de varios cientos de masas solares de hidrógeno y helio.

Imagen: W40 es una región de formación de estrellas cercanas que contiene estrellas masivas. Wikipedia

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¿Puede explotar un humano en el espacio?

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-07-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Situación típica de película de ciencia ficción: se envía al personaje al espacio sin protección y explota. Pero esto no tiene base científica, ya que los tejidos resistirían a la presión interna. Tampoco te pienses que el día que vayas de excursión al espacio puedes ir a cuerpo: si lo hicieras te asfixiarías en 15 segundos, porque sin salud, dinero y amor se puede vivir, pero sin oxígeno, no... Lo comprobaron tristemente los tripulantes de la misión rusa Soyuz-11 en 1971, cuya cabina se despresurizó durante la entrada a la atmósfera terrestre. Mejor no hagas como los de la foto y al espacio siempre con protección.

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Formación de una protoestrella.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-07-2017 en ciencia. Comentarios (0)

La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más. En él el transporte térmico por radiación aún no es eficiente ya que el cuerpo está formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones.

El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria (ver formación de discos de acrecimiento). La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circunestelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiéndose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.

El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace más lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiéndose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe, probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares en forma de flujos bipolares (chorros protoestelares, jets protoestelares) que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirá la mayor parte de su vida.

Pero si el cuerpo está por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortará antes de tiempo frenado por la presión de los electrones degenerados sin haber llegado aún a encender el hidrógeno. El objeto detendrá su contracción y se enfriará en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una enana marrón.

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