el agujero de gusano

EL AGUJERO DE GUSANO

En Fisca, un agujero de gusano, también conocido como puente de einstein-rosen y en algunas traducciones españolas como agujero de lombriz, es una hipotética característica topologica de un espacio-tiempo, descrita en las ecuaciones de la relatividad general, que esencialmente consiste en un atajo a través del espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo menos dos extremos conectados a una única garganta, a través de la cual podría desplazarse la materia. Hasta la fecha no se ha hallado ninguna evidencia de que el espacio-tiempo conocido contenga estructuras de este tipo, por lo que en la actualidad es solo una posibilidad teórica en la ciencia.

Cuando una estrella super gigante roca explota, arroja materia al exterior, de modo que acaba siendo de un tamaño inferior y se convierte en una estrella de neutrones. Pero también puede suceder que se comprima tanto que absorba su propia energía en su interior y desaparezca dejando un agujero negro en el lugar que ocupaba. Este agujero tendría una gravedad tan grande que ni siquiera la radiación electromagnética podría escapar de su interior. Estaría rodeado por una frontera esférica, llamada horizonte  de sucesos. La luz traspasaría esta frontera para entrar, pero no podría salir, por lo que el agujero visto desde grandes distancias debería ser completamente negro (aunque stephen hawking postuló que ciertos efectos cuánticos generarían la llamada radiación de hawking). Dentro del agujero, los astro-físicos conjeturan que se forma una especie de cono sin fondo. En 1994, el telescopio espacial hubble detectó la presencia de uno muy denso en el centro de la galaxia eliptica  M87, pues la alta aceleración de gases en esa región indica que debe de haber un objeto 3 500 millones de veces más masivo que el Sol. Finalmente, este agujero terminará por absorber a la galaxia entera.

El primer científico en advertir de la existencia de agujeros de gusano fue el austriaco ludwin Flamm, en 1916. En este sentido, la hipótesis del agujero de gusano es una actualización de la decimonica teoría de una cuarta dimensión espacial que suponía —por ejemplo—, dado un cuerpo toroidal en el que se podían encontrar las tres dimesion esespaciales comúnmente perceptibles, una cuarta dimensión espacial que abreviara las distancias y, de esa manera, los tiempos de viaje. Esta noción inicial fue planteada de manera más científica en 1921 por el matemático alemán Hermman Weil, cuando este relacionó sus análisis de la masa en términos de la energía de un campo electromagnético con la teoría de la relatividad de Albert eintein publicada en 1916.

En la actualidad, la teoría de cuerdas admite la existencia de más de tres dimensiones espaciales (ver himperespacio), pero esas dimensiones extra estarían compactadas a escalas subatómicas (según la teoría de  Kaluza-Klein), por lo que parece muy difícil (si no imposible) aprovecharlas para emprender viajes en el espacio y el tiempo.

El término «agujero de gusano» fue introducido por el físico teórico estadounidense Jhon Wheler en 1957. Proviene de la siguiente analogía usada para explicar el fenómeno: si el universo es la piel de una manzana y un gusano viaja sobre su superficie, la distancia de un punto de la manzana a su antípoda es igual a la mitad de la circunferencia de la manzana, siempre que el gusano permanezca sobre la superficie de esta. Pero si, en vez de esto, el gusano cavara un agujero directamente a través de la manzana, la distancia que tendría que recorrer sería considerablemente menor, ya que la distancia más cercana entre dos puntos es una línea recta que une a ambos.

el agujero negro

AGUJERO NEGRO

Para entender lo que es un agujero negro empecemos por una estrella como el Sol, que tiene un diámetro de 1.390.000 kilómetros y una masa 330.000 veces superior a la de la Tierra.Teniendo en cuenta esa masa y la distancia de la superficie al centro se demuestra que cualquier objeto colocado sobre la superficie del Sol estaría sometido a una atracción gravitatoria unas 28 veces superior a la gravedad terrestre en la superficie del planeta.Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a contraerla y estrujarla.
Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones, protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta cualquier contracción ulterior.
La estrella es ahora una «enana blanca». Si una estrella como el Sol sufriera este colapso que conduce al estado de enana blanca, toda su masa quedaría reducida a una esfera de unos 16.000 kilómetros de diámetro, y su gravedad superficial (con la misma masa pero a una distancia mucho menor del centro) sería 210.000 veces superior a la de la Tierra.

En determinadas condiciones la atracción gravitatoria se hace demasiado fuerte para ser contrarrestada por la repulsión electrónica. La estrella se contrae de nuevo, obligando a los electrones y protones a combinarse para formar neutrones y forzando también a estos últimos a apelotonarse en estrecho contacto. La estructura neutrónica contrarresta entonces cualquier ulterior contracción y lo que tenemos es una «estrella de neutrones», que podría albergar toda la masa de nuestro sol en una esfera de sólo 16 kilómetros de diámetro. La gravedad superficial sería 210.000.000.000 veces superior a la que tenemos en la Tierra.

En ciertas condiciones, la gravitación puede superar incluso la resistencia de la estructura neutrónica. En ese caso ya no hay nada que pueda oponerse al colapso. La estrella puede contraerse hasta un volumen cero y la gravedad superficial aumentar hacia el infinito.

Según la teoría de la relatividad, la luz emitida por una estrella pierde algo de su energía al avanzar contra el campo gravitatorio de la estrella. Cuanto más intenso es el campo, tanto mayor es la pérdida de energía, lo cual ha sido comprobado experimentalmente en el espacio y en el laboratorio.

La luz emitida por una estrella ordinaria como el Sol pierde muy poca energía. La emitida por una enana blanca, algo más; y la emitida por una estrella de neutrones aún más. A lo largo del proceso de colapso de la estrella de neutrones llega un momento en que la luz que emana de la superficie pierde toda su energía y no puede escapar.

Un objeto sometido a una compresión mayor que la de las estrellas de neutrones tendría un campo gravitatorio tan intenso, que cualquier cosa que se aproximara a él quedaría atrapada y no podría volver a salir. Es como si el objeto atrapado hubiera caído en un agujero infinitamente hondo y no cesase nunca de caer. Y como ni siquiera la luz puede escapar, el objeto comprimido será negro. Literalmente, un «agujero negro».

Hoy día los astrónomos están encontrando pruebas de la existencia de agujeros negros en distintos lugares del universo.

Los agujeros negros son cuerpos celestes con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética (La luz) puede escapar de su proximidad cayendo inexorablemente en el agujero.

El cuerpo está rodeado por una frontera esférica, llamada "horizonte de sucesos", a través de la cual la luz puede entrar, pero no puede salir, por lo que parece ser completamente negro.
Se llama Horizonte de sucesos ya que el único suceso que puede ocurrir una vez pasada la frontera es el de seguir cayendo en el agujero, ya que no hay velocidad posible suficientemente grande como para escapar de la atracción gravitatoria, ni siquiera a la velocidad de la luz se puede escapar (Aproximadamente 300.000 kilómetros por segundo)

Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña, como la del Sol o inferior, que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia.

las galaxias

LAS GALAXIAS

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas,polvo cósmico, materia oscura y energía unidos gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las galaxias enanas, con 10⁷, hasta las galaxias gigantes, con 10¹⁴estrellas.^{[cita requerida]} Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas,los cúmulos estelares y los sistemas estelares multiples.

Históricamente, las galaxias se han clasificado de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se la suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares.

Se estima que existen más de cien mil millones (100 000 000 000) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergalactico está compuesto por un tenue gas cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.

Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias. Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento aparece solo como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. La materia oscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo Fritz Zwicki, pues la rotación observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitía luz.

HISTORIA

En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada vía láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas.¹ En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado histoia general de la naturaleza yy teoria del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.² Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras «Vías Lácteas» separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias o universos isla teóricos serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como «pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo....

las estrellas

LAS ESTRELLAS

Una estrella (del latín stella) es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Más precisamente, se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostatico de fuerzas.

El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella.

Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.

Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la  apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.

Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones de las propias estrellas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.

Descripción[editar]

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08¹ y 120-200² masas solares (M_sol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

donde L es la luminosidad,  la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Ciclo de vida[editar]

Mientras las interacciones se producen en el núcleo, estas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.

Se puede decir que dicho proceso de colapso termina en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

LOS PLANETAS 

Un planeta es, según la definición adoptada por la Unión Astronómica Internacional, un cuerpo celeste que:¹

1. Órbita alrededor de una estrella o remanente de ella.
2. Tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuma una forma en equilibrio hidroestatico(prácticamente esférica).
3. Ha limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales, o lo que es lo mismo tiene dominancia orbital.
4. No emite una luz propia.

Según la definición, el sistema solar consta de ocho planetas: mercurio, venus, tierra,marte, júpiter, saturno, urano y neptuno. En cambio pluton, que hasta 2006 se consideraba un planeta, ha pasado a clasificarse como planeta enano, junto a ceres, también considerado planeta durante algún tiempo, ya que era un referente en la ley de titus-Bode, y más recientemente considerado como asteroide, y eris, un objeto transneptuniano similar a Plutón. Ciertamente, desde los años setenta existía un amplio debate sobre el concepto de planeta a la luz de los nuevos datos referentes al tamaño de Plutón (menor de lo calculado en un principio), un debate que aumentó en los años siguientes al descubrirse nuevos objetos que podían tener tamaños similares. De esta manera, esta nueva definición de planeta introduce el concepto de planeta enano, que incluye a ceres, pluton, haumea, sedna,makemake y eris; y tiene la diferencia de definición en (3), ya que no ha despejado la zona local de su órbita y no es un satelite de otro cuerpo.

Los cuerpos que giran en torno a otras estrellas se denominan generalmente planetas extrasolares o exoplanetas . Las condiciones que han de cumplir para ser considerados como tales son las mismas que señala la definición de planeta para el Sistema Solar, si bien giran en torno a sus respectivas estrellas. Incluyen además una condición más en cuanto al límite superior de su tamaño, que no ha de exceder las 13 masas jovianas y que constituye el umbral de masa que impide la fusión nuclear de deuterio.

Los Planetas

Los planetas giran alrededor de una estrella, el Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.

Movimientos de los planetas

Los planetas no están quietos; al contrario, tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de traslación.

Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta. Por el movimiento de traslación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón*, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.

Forma y tamaño de los planetas

Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.

Los materiales compactos están en el núcleo de cada planeta. Los gases, si hay, forman una atmósfera sobre la superficie.

Mercurio, Venus, la Tierra, Marte son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. En cambio, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.