OSIRISMELISASTRONOMIA.

domingo, 23 de octubre de 2011

HERMOSA VISTA DE LA TIERRA DESDE LA ESTACION ESPACIAL INTERNACIONAL.

yikes cry scared bomb
El vídeo fue creado con más de 600 fotografías que fueron descargadas desde la NASA, desde el astronaut photo database, por el fotógrafo James Drake.
El time-lapse comienza en el océano Pacífico, luego continúa sobre el Norte y el Sur de los Estados Unidos, antes finalizar cuando se ve la luz del día cerca de la Antártida.

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LIC:RENE DAVILA: 17090011

EL MONTE OLIMPO SUPER VOLCAN DEL PLANETA MARTE.


El Monte Olimpo (en latín Olympus Mons, designación oficial de la Unión Astronómica Internacional) es el mayor volcán conocido en el Sistema Solar. Se encuentra en el planeta Marte, en las coordenadas aproximadas de 18º N, 133º W. Su naturaleza de montaña era conocida antes de que las sondas espaciales visitaran el planeta gracias a su albedo, siendo conocido por los astrónomos como Nix Olympica.
Descripción general
El macizo central se eleva 23 kilómetros sobre la llanura circundante, lo que equivale a tres veces la altura del monte Everest, y a 21287 m sobre el nivel medio de la superficie marciana, debido a que se encuentra en una depresión de 2 km de profundidad. Está flanqueado por grandes acantilados de hasta 6 km de altura, y su caldera tiene 85 km de largo, 60 km de ancho y 2,4-2,8 km de profundidad, pudiéndose apreciar hasta seis chimeneas superpuestas de cronología sucesiva.
La base del volcán mide 600 km de diámetro incluyendo el borde exterior de los acantilados, lo cual le otorga una superficie en su base de 283.000 km² aproximadamente, comparable con la superficie de Ecuador. Sus dimensiones son tales que una persona que estuviese en la superficie marciana no sería capaz de ver la silueta del volcán, ni siquiera desde una distancia a la cual la curvatura del planeta empezara a ocultarla. El efecto por tanto sería el de estar contemplando una "pared", o bien confundir la misma con la línea del horizonte. La única forma de ver la montaña adecuadamente es desde el espacio. Igualmente, si alguien se encontrara en la cima del volcán y mirase hacia abajo no podría ver el final, ya que la pendiente llegaría hasta el horizonte.
Es un error pensar que la cima del Monte Olimpo está por encima de la atmósfera marciana. La presión atmosférica en su cumbre es un 2% de la que hay en la superficie; comparándolo con el Everest, su presión atmosférica es un 25% que la que hay a nivel del mar. Es más, el polvo marciano se puede encontrar incluso a esa altitud, así como la capa de nubes de dióxido de carbono. Aunque la presión atmosférica media de Marte es un 1% de la que hay en la Tierra, el hecho de que la gravedad sea mucho más débil permite que su atmósfera se extienda a una altitud mucho mayor.
Actividad volcánica
Topografía del Monte Olimpo.

El Monte Olimpo es un volcán en escudo en forma de caldera, formado como resultado de flujos de lava muy poco viscosa durante largos períodos de tiempo, y es mucho más ancho que alto; la pendiente media del monte es muy suave. En 2004, la sonda Mars Express detectó que los flujos de lava en las pendientes del monte parecían tener sólo dos millones de años, fecha muy reciente en términos geológicos, sugiriendo que la montaña aún podría tener una ligera actividad volcánica.
Las islas Hawái son un ejemplo de volcanes muy similares a menor escala, como por ejemplo el Mauna Loa. El extraordinario tamaño del volcán se debe probablemente al hecho de que Marte no tiene placas tectónicas. Por eso, el cráter permaneció fijo sobre un punto caliente de gran actividad y continuó vertiendo lava, dando al volcán unas dimensiones tan espectaculares

LIC:RENE DAVILA /021011

TELESCOPIO "HUBBLE" UN OJO OBSERVANDO EL UNIVERSO.

El Telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), también conocido como Telescopio orbital Hubble es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.
Una de las características del HST es la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus iniciales en inglés). Durante las misiones de servicio se pueden arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Hasta la fecha se han realizado 5 misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).
El telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario (COSTAR, iniciales en inglés de Óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.
El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.

LIC:RNE DAVILA / 101011

AGUJEROS NEGROS LOS MOSTRUOS DEL UNIVERSO.

AGUJEROS NEGROS LOS MOSTRUOS DEL UNIVERSO.

Un agujero negro1 u hoyo negro2 es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, pueden escapar de dicha región.
La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es una consecuencia de las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.3 Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.
El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de 1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.

Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.
En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones. El resultado, una estrella neutrónica. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta exponencialmente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implotan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro: gravedad infinita en un espacio de un tamaño inconmesurablemente pequeño.



CREDITO:NATGEO / LIC:RENE DAVILA / 101011

LA MISTERIOSA NEBULOSA DEL CANGREJO.


La Nebulosa del Cangrejo (también conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus X-1) es un resto de supernova de tipo plerión resultante de la explosión de una supernova en el año 1054 (SN 1054). La nebulosa fue observada por vez primera en el año 1731 por John Bevis. Es el resto de una supernova que fue observada y documentada, como una estrella visible a la luz del día, por astrónomos chinos y árabes el 5 de julio del año 1054. La explosión se mantuvo visible durante 22 meses. Con este objeto, Charles Messier comenzó su catálogo de objetos no cometarios. Situado a una distancia de aproximadamente 6.300 años luz (1.930 pc2 ) de la Tierra, en la constelación de Tauro, la nebulosa tiene un diámetro de 6 años luz (1,84 pc) y su velocidad de expansión es de 1.500 km/s.
El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. El descubrimiento de la nebulosa produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen pulsares.
La nebulosa sirve como una fuente de radiación útil para estudiar cuerpos celestes que la ocultan. En las décadas de 1950 y 1960, la corona solar fue cartografiada gracias a la observación de las ondas de radio producidas por la Nebulosa del Cangrejo que pasaban a través del Sol. Más recientemente, el espesor de la atmósfera de Titán, satélite de Saturno, fue medido conforme bloqueaba los rayos X producidos por la nebulosa.

La Nebulosa del Cangrejo fue observada por primera vez en 1731 por John Bevis y redescubierta independientemente en 1758 por Charles Messier mientras observaba el paso de un cometa brillante. Messier la catalogó como la primera entrada de su catálogo de objetos celestes no cometarios, llamado hoy en día Catálogo Messier. William Parsons, tercer conde de Rosse, observó la nebulosa en el Castillo de Birr en la década de 1840, refiriéndose al objeto como la Nebulosa del Cangrejo, dado que un dibujo que realizó de ésta se asemejaba a un cangrejo.4

Al inicio del siglo XX, el análisis de las primeras fotografías de la nebulosa tomadas durante el transcurso de varios años revelaron que la nebulosa se expandía. Determinando el origen de la expansión se dedujo que la nebulosa se debía haber formado unos 900 años atrás. Existen documentos históricos que revelan que una nueva estrella suficientemente brillante como para ser visible a la luz del día fue observada en la misma región del cielo por astrónomos chinos y árabes en 1054.5 6 Es posible que la "nueva estrella" brillante fuera observada por los anasazi y registrada en petroglifos.7 Dada su gran distancia y su carácter efímero, esta "nueva estrella" observada por chinos y árabes sólo pudo haber sido una supernova, una enorme estrella en plena explosión, que una vez ha agotado su fuente de energía por medio de fusión nuclear, se colapsa sobre sí misma.

Análisis recientes de estos documentos históricos han encontrado que la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo probablemente ocurrió en abril o principios de mayo de 1054, alcanzando su máximo brillo con una magnitud aparente entre −7 y −4,5 en julio, siendo más brillante que cualquier otro objeto celeste en la noche exceptuando la Luna. La supernova fue visible a simple vista aproximadamente durante dos años después de su primera observación.8 Gracias a las observaciones escritas de los astrónomos del Extremo Oriente y Oriente Medio en 1054, la Nebulosa del Cangrejo se convirtió en el primer objeto astronómico donde se pudo reconocer una relación con una explosión de supernova

CREDITO.BBC /LIC.RENE DAVILA /121011

LA NEBULOSA DE ORION.


La nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del Cinturón de Orión.6 Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.270±76 años luz de la Tierra,2 y posee un diámetro aproximado de 24 años luz. Algunos documentos se refieren a ella como la Gran Nebulosa de Orión, y los textos más antiguos la denominan Ensis, palabra latina que significa "espada", nombre que también recibe la estrella Eta Orionis, que desde la Tierra se observa muy próxima a la nebulosa.7
La nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados.8 De ella se ha obtenido información determinante acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.

La nebulosa de Orión forma parte de una inmensa nube de gas y polvo llamada Nube de Orión, que se extiende por el centro de la constelación de Orión y que contiene también el anillo de Barnard, la nebulosa cabeza de caballo, la nebulosa de De Mairan, la nebulosa M78, y la nebulosa de la Flama. Se forman estrellas a lo largo de toda la nebulosa, desprendiendo gran cantidad de energía térmica, y por ello el espectro que predomina es el infrarrojo.

La nebulosa de Orión es una de las pocas nebulosas que pueden observarse a simple vista, incluso en lugares con cierta contaminación lumínica. Se trata del punto luminoso situado en el centro de la región de la Espada (las tres estrellas situadas al sur del cinturón de Orión). A simple vista la nebulosa aparece borrosa, pero con telescopios sencillos, o simplemente con prismáticos, la nebulosa se observa con bastante nitidez.

La nebulosa de Orión contiene un cúmulo abierto de reciente formación denominado cúmulo del Trapecio, debido al asterismo de sus cuatro estrellas principales. Dos de ellas pueden observarse como estrellas binarias en noches con poca perturbación atmosférica, efecto denominado seeing, lo que hace un total de seis estrellas. Las estrellas del cúmulo del Trapecio acaban de formarse, son muy jóvenes, y forman parte de un masivo cúmulo estelar con una masa calculada en 4.500 masas solares dentro de un radio de 2 parsecs llamado Cúmulo de la Nebulosa de Orión,9 una agrupación de aproximadamente 2.000 estrellas y con un diámetro de 20 años luz. Este cúmulo podría haber contenido hace 2 millones de años a varias estrellas fugitivas, entre ellas AE Aurigae, 53 Arietis, o Mu Columbae, las cuales se mueven en la actualidad a velocidades cercanas a los 100 km/s.10

Los observadores se han percatado de que la nebulosa posee zonas verdosas, además de algunas regiones rojas y otras azuladas con tintes violetas. La tonalidad roja se explica por la emisión de una combinación de líneas de radiación del hidrógeno, Hα, con una longitud de onda de 656,3 nanómetros. El color azul-violeta es el reflejo de la radiación de las estrellas de tipo espectral O (muy luminosas y de colores azulados) sobre el centro de la nebulosa. El color verdoso supuso un auténtico quebradero de cabeza para los astrónomos durante buena parte de comienzos del siglo XX, ya que ninguna de las líneas espectrales conocidas podía explicar el fenómeno. Se especuló que estas líneas eran causadas por un elemento totalmente nuevo, y a dicho elemento teórico se le acuñó el nombre de "nebulium". Más tarde, cuando ya se poseía mayor profundidad en el conocimiento de la física de los átomos, se llegó a la conclusión de que dicho espectro verdoso era causado por la transición de un electrón sobre un átomo de oxígeno doblemente ionizado. Sin embargo, este tipo de radiación es imposible de reproducir en los laboratorios, ya que depende de un medio con unas características concretas solo existentes en las entrañas del espacio.


LIC:RENE DAVILA /131011

EL CINTURON DE KUIPER.

El cinturón de Kuiper (pronunciado /ˈkaɪpɚ/) es un conjunto de cuerpos de cometa que orbitan el Sol a una distancia entre 30 y 100 ua. El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años 1960, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Pertenecen al grupo de los llamados objetos transneptunianos (TNO, Transneptunian Objects). Los objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 y 1.000 kilómetros de diámetro. Se cree
que este cinturón es la fuente de los cometas de corto periodo. El primero de estos objetos fue descubierto en 1992 por un equipo de la Universidad de Hawái.
El cinturón de Kuiper es llamado en ocasiones cinturón de Edgeworth o cinturón de Edgeworth-Kuiper. Hay astrónomos que utilizan nombres más largos todavía, como cinturón de Leonard-Edgeworth-Kuiper. La denominación de "objetos transneptunianos" es recomendada por varios grupos de astrónomos, ya que evita las controversias entre los nombres más personales. "Objeto transneptuniano" no es sinónimo de "objetos del cinturón de Kuiper", ya que los primeros engloban también a otros objetos en el exterior del Sistema Solar.
Más de 800 objetos del cinturón de Kuiper (KBOs de las siglas anglosajonas Kuiper Belt Objects) han sido observados hasta el momento. Durante mucho tiempo los astrónomos han considerado a Plutón y Caronte como los objetos mayores de este grupo.
Sin embargo el 4 de junio de 2002 se descubrió 50000 Quaoar, un objeto de tamaño inusual. Este cuerpo resultó ser la mitad de grande que Plutón. Al ser también mayor que la luna Caronte pasó a convertirse durante un tiempo en el segundo objeto más grande del cinturón de Kuiper. Otros objetos menores del cinturón de Kuiper se fueron descubriendo desde entonces.
Pero el 13 de noviembre de 2003 se anunció el descubrimiento de un cuerpo de grandes dimensiones mucho más alejado que Plutón al que denominaron Sedna. El objeto 90337 Sedna destronó a Quaoar del puesto de segundo objeto transneptuniano más grande. Su pertenencia al cinturón de Kuiper está cuestionada por algunos astrónomos que lo consideran un cuerpo demasidado lejano, representante quizás del límite inferior de la nube de Oort. En tal caso, 2000 CR105 pertenecería también a esta clase.

La sorpresa llegó el 29 de julio de 2005 cuando se anuncia el descubrimiento de tres nuevos objetos: Eris, Makemake y Haumea, ordenados de mayor a menor. Eris revela ser incluso mayor que el propio Plutón por lo que se le ha apodado como el décimo planeta llegándose a considerarlo como el legendario Planeta X. Estrictamente hablando, Eris no pertenece al cinturón de Kuiper. Es miembro del disco disperso pues su distancia media al Sol es de 67 ua.

La clasificación exacta de todos estos objetos no es clara dado que las observaciones ofrecen muy pocos datos sobre su composición o superficies. Incluso las estimaciones sobre su tamaño son dudosas dado que en muchos casos se basan, tan solo, en datos indirectos sobre su albedo comparada con la de otros cuerpos semejantes como Plutón.

LIC:RENE DAVILA / 131011

Cassini - Huygens: El viaje increíble a saturno y los lagos de su luna TITAN.


Cassini-Huygens (Fuente: Wikipedia) es un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI.Son dignas de mención la sonda Galileo, que descubrió volcanes en Júpiter, y la sonda Cassini, lanzada en 1997, que investiga Saturno.
En la Navidad de 2004 la Sonda europea Huygens se desprendió de su nave-madre, la estadounidense Cassini, e inició su viaje para llegar a Titán, luna de Saturno, habiéndose posado en Titán con éxito el 14 de enero de 2005. Fue el primer aterrizaje de una nave espacial en otro satélite natural que no sea nuestra Luna. Uno de los descubrimientos científicos de esta sonda mostraron que en Titán "llueve" metano, provocando flujos líquidos. Esto ocurre porque la temperatura de Titán es de -180 °C. Se trata de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo es estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, comúnmente llamados lunas. La nave espacial consta de dos elementos principales: la nave Cassini y la sonda Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a su superficie para recoger información científica. Se trata de la primera nave que orbita Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visita. Los principales objetivos de la nave Cassini son:
Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno
Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto
Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto
Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera
Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno
Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán
Realizar la cartografía detallada de la superficie de Titán
La nave Cassini-Huygens despegó el 15 de octubre de 1997 de la estación de Cabo Cañaveral por medio de un cohete Titan IV/B de dos etapas. La misión se compone de la nave Cassini y de la sonda Huygens. Está previsto que el orbitador Cassini sobrevuele Saturno y sus lunas durante 4 años, y que la sonda Huygens penetre en la atmósfera de Titán y aterrice en su superficie. La misión Cassini-Huygens es fruto de la colaboración entre tres agencias espaciales. Diecisiete países han contribuido a su desarrollo. El orbitador Cassini fue construido por la NASA/JPL. La sonda Huygens la realizó la ESA, mientras que la Agencia Espacial Italiana se encargó de proporcionar la antena de comunicación de alta ganancia de la Cassini. El coste total de la misión es de aproximadamente 3.200 millones de dólares, de los cuales EEUU aportó 2.600 millones, la Agencia Espacial Europea 500 millones y la Agencia Espacial Italiana 160 millones.

LIC:RENE DAVILA /231011  

EL TIEMPO NO EXISTE ES UNA ILUSION.


El tiempo, ¿es real o es una ilusión?
Diversos pensadores, desde los antiguos filósofos griegos hasta los contemporáneos que estudian cosmología cuántica y la teoría de la inflación cósmica eterna han calificado al tiempo de ilusión.
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Para ellos, la percepción del paso del tiempo, la sensación de estar viviendo el presente, es un artificio de nuestra psicología, de manera que cualquier cosa que sea real o verdadera es real o verdadera atemporal y eternamente.

La creencia de que la realidad existe en una esfera intemporal de lo verdadero y no en el flujo de los eventos que nuestra percepción nos muestra puede ser respaldada con argumentos científicos pero también refleja un prejuicio metafísico.

Los intentos contemporáneos de extender la teoría cuántica a lo cosmológico, para englobar a todo el Universo en vez de sólo a uno de sus subsistemas, a menudo están encuadrados en ecuaciones que sugieren que el tiempo emerge de una realidad atemporal.

Sin embargo, esos intentos adolecen de problemas, tanto técnicos como conceptuales, que son aún más difíciles de resolver que los interrogantes usuales de la teoría cuántica.

Varios avances en el estudio de la gravedad cuántica han mostrado que nuestro sistema cuadrimensional de espacio-tiempo sólo se recupera en una versión de la teoría en la que el tiempo es real y no emergente.

Eso implicaría que, al contrario de la antigua tradición metafísica, el tiempo no sólo es real sino que es posible que sea el único aspecto de la realidad que experimentamos diréctamente que es fundamental y no emergente de otra cosa

Lic.RENE DAVILA /231011

La paradoja de Hawking 1/5 sobre los agujeros negros.


LOS AGUJEROS NEGROS
Un agujero negro es un cuerpo celeste de extrema densidad y gran atracción gravitatoria, que ni refleja ni emite radiación alguna. Podría ser la fase final de la evolución de ciertas estrellas. En este sentido, se trataría de un punto vacío en el espacio, consecuencia del colapso gravitatorio experimentado por una estrella, que, agotada su energía interna, concentra su masa en un diámetro inferior a una decena de kilómetros.
La formación de un agujero negro
La existencia de los agujeros negros es, en el nivel actual de las investigaciones, una mera hipótesis matemática. Fue el astrónomo alemán Kart Schwarzschild quien, a comienzos del siglo XX, desarrolló este concepto, basándose en la teoría física de la relatividad general formulada por Einstein, que constituye el instrumento fundamental para emprender el estudio de un fenómeno cuya constatación empírica resulta imposible.
El proceso de formación de un agujero negro está relacionado con la evolución de algunas estrellas. Como es sabido, una estrella de masa análoga a la del Sol termina convirtiéndose en enana blanca, un astro pequeño con elevada densidad. Por su parte, las estrellas cuya masa supera al menos una vez y media la masa solar pasan con frecuencia a ser novas, pares de estrellas entre las que se verifica un constante intercambio de materia y, como consecuencia, explosiones que alteran notablemente el sistema.
La explosión de una nova deja como residuo un nuevo astro de enorme densidad y volumen muy reducido, con un diámetro que no supera los 10 km., compuesto únicamente por neutrones. La magnitud de la fuerza de gravedad, muy superior a la que actúa en la superficie de la Tierra, atrae los neutrones hacia el centro de la estrella, así se explica que en un volumen tan pequeño se concentre tan alta proporción de masa. Tan sólo el carácter enormemente compacto de los neutrones es capaz de limitar este proceso de compresión, que, de otro modo, culminaría en su aplastamiento.
No obstante, la fuerza newtoniana de atracción puede poer fin a este factor de incompresibilidad de la materia. Así, podría suceder que tras la explosión de una supernova de inmensas dimensiones no se originara una estrella de neutrones, sino un astro donde la fuerza de gravedad alcanzaría niveles tan extremados que atraería hacia su propio centro la materia de la que está compuesto. El resultado sería una rapidísima contracción, que provocaría una violenta disminución del tamaño de la estrella, cuyo diámetro sería igual a 0 y cuya densidad sería infinita. Surgiría de esta manera una especie de garganta, capaz de tragar, a causa de su potente campo de atracción, toda la materia cósmica situada a su alrededor, incluida la luz. Su campo gravitatorio sería tan fuerte, que ni siquiera la radiación electromagnética podría escapar de su entorno, a través del denominado horizonte de sucesos, una frontera esférica que rodea al agujero negro, la luz podría penetrar, pero no podría salir.
A grandes rasgos, este sería el proceso de formación de un agujero negro.
Actualmente, no todos los científicos aceptan la existencia real de los agujeros negros. Suponiendo que en efecto existieran, hay que señalar que la condición para que una estrella evolucione hacia agujero negro, (que su peso supere al menos cinco veces el del Sol) no se da con frecuencia en el Universo.
Una segunda objeción para contratar la presencia de agujeros negros se deriva del hecho de que son invisibles, únicamente podrían reconocerse a partir de los efectos producidos en objetos celestes cercanos. En este sentido, dado un sistema binario de estrellas, si una de ellas se transformara en agujero negro actuaría sustrayendo materia superficial de la segunda, en virtud de su intensa fuerza de gravedad. El resultado de este proceso sería un trasvase continuo de materia entre ambos astros. Los gases procedentes de la estrella colapsada aumentaría su densidad al aproximarse al agujero, antes de ser absorbidos por él originarían una nube, cuyo giro, a enorme velocidad, adquiriría la forma de una gran espiral que dispersaría un flujo energético capaz de sustraerse a la fuerza del remolino.
Así pues, puede concluirse que, en el caso de que los agujeros negros existiesen, su observación quedaría, probablemente, fuera de la capacidad humana.

HIPOTETICO DESCUBRIMIENTO DE AGUJEROS NEGROS
Gracias a los datos obtenidos por el telescopio espacial Hubble, en 1994 un equipo de científicos señaló la existencia de un agujero negro, se trata, naturalmente, de una hipótesis, aunque reviste enorme interés. Estaría emplazado en el centro de una galaxia de la constelación del Virgo, la M87. A su alrededor se ha detectado la presencia de una nube gaseosa, que podría estar rodeando precisamente al agujero negro, permaneciendo en constante proceso de absorción. La elevada aceleración de gases constatada en esta región permite apuntar la hipótesis de la presencia de un objeto de entre 2.5 y 3500 millones de masas solares.
A comienzos del año 1997 un grupo de astrofísicos estadounidenses aportó nuevos datos sobre el estudio del fenómeno de los agujero negros. A partir del análisis de nueve sistemas binarios de estrellas, emisores de rayos X, constataron que, en cinco casos, cuando la materia de la estrella de menor masa golpeaba la superficie del segundo objeto, éste emitía una radiación de intenso brillo: se trataba de una estrella de neutrones. En los otros cuatro casos, donde se creía que existían agujeros negros, la radiación producida por el segundo objeto resultaba mínima, la carga energética desaparecía a través del horizonte de sucesos. Las conclusiones de este análisis, sin ser definitivas, constituyen pruebas directas acerca de la existencia de agujeros negros.
Posteriormente, el mismo equipo señaló otros tres posibles casos de agujeros negros, en esta ocasión dieron como emplazamiento los centros de las galaxias M105, NGC 3377 y NGC 4486B.