Astronomía

¿Qué fracción del almacenamiento de hidrógeno de una estrella se fusionará durante su vida útil?

¿Qué fracción del almacenamiento de hidrógeno de una estrella se fusionará durante su vida útil?


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Una estrella de la secuencia principal fusionará parte de su hidrógeno, pero no todo. En las estrellas masivas ($> 1.5M_ odot $) el núcleo es convectivo pero el resto de la atmósfera radiante y, por lo tanto, no se mezcla mucho: a medida que sufre la fusión de la capa, producirá una estructura similar a una cebolla con hidrógeno no utilizado en la parte superior. Las estrellas de masa solar solo hacen esto hasta el helio, pero nuevamente dejan un manto de hidrógeno sin usar. Las estrellas de menos de $ 0.35M_ odot $ son completamente convectivas y, en principio, pueden consumir todo el hidrógeno. Sin embargo, sospecho que esto no está completo, excepto para las enanas M de masa muy baja que tienen billones de años para madurar.

Al observar las nebulosas planetarias, he visto afirmaciones de que son aproximadamente un 90 por ciento de hidrógeno y un 10 por ciento de helio. Esto parece encajar con los papeles que he encontrado (ejemplo, ejemplo) aunque en algunos casos el helio puede llegar al 29% (ejemplo). Dado que para una estrella G se expulsa aproximadamente la mitad de la masa, eso sugeriría una fracción de $ 0,9 veces 0,5 = 0,45 $ de hidrógeno no utilizado. Pero seguramente las fracciones serán diferentes para otras masas.

Entonces, para resumir, ¿qué se sabe acerca de la fracción de hidrógeno que nunca se fusiona durante una vida estelar?


¿Qué fracción del almacenamiento de hidrógeno de una estrella se fusionará durante su vida útil? - Astronomía

2a) ¿POR QUÉ ES IMPORTANTE VINCULAR LA ASTRONOMÍA Y LA FÍSICA DE LAS PARTÍCULAS CON LA MICROBIOLOGÍA, LA BIOLOGÍA Y LA SOCIOLOGÍA HUMANA?

En general, hay tres piezas principales de evidencia que son cruciales para comprender este universo, pero que algunos científicos han malinterpretado o pasado por alto. Ellos son:

· Discos oscuros (núcleos moleculares)

· El patrón de replicación y de reproducción del huésped frente al virus en biología, microbiología, física de partículas y astronomía

· La aceleración de la expansión del universo

¿Qué tienen en común los discos oscuros, la replicación, la reproducción del huésped contra el virus y la aceleración de la expansión del universo? La evolución de la especie en una rama de la ciencia llamada Biología es el factor subyacente en todas las ramas de la ciencia y por eso podríamos decir que para comprender este universo en su totalidad también debemos comprender la biología de la Astronomía y la biología de la Física de Partículas. Por el momento, la evolución de la especie se ha convertido en bacterias y virus (véase el capítulo 12), pero hay más antes de estos dos organismos. Además en la evolución de las especies es fundamental comprender los síndromes que se repiten en muchas ramas de la ciencia.

Los veintidós síndromes principales que explicaremos en la sección 2j de este capítulo están presentes en todos los pares principales de especies en hembras y machos, huevos y espermatozoides, bacterias y virus, protones / electrones y neutrinos y, finalmente, partículas de materia oscura y ligera. El factor crucial para comprender este universo es comprender las especies de los niveles de partículas / intrapartículas y celular / intracelular como organismos, cómo se replican, cómo se reproducen, por qué hay interacciones entre el huésped y el virus, por qué hay cabezas y colas, etc. en. Comprender la evolución de las especies y los síndromes que se repiten en diferentes ramas de la ciencia como la astronomía, la física de partículas, la microbiología, la biología y la sociología humana, es clave para comprender este universo.

Y así, los discos oscuros, el patrón de replicación y de las interacciones huésped contra virus y la aceleración de la expansión del universo tienen un factor biológico subyacente y en este capítulo intentaremos mostrar por qué son tan importantes y por qué se han malinterpretado. o pasado por alto por la mayoría de los científicos, pero para una explicación más detallada, consulte los capítulos 3, 4, 5, 6, 7.

2b) ¿QUÉ ESPECÍFICAMENTE ES LO QUE LA ASTRONOMÍA Y LA FÍSICA DE LAS PARTÍCULAS NO PUEDEN VER CON CLARIDAD CON LA TECNOLOGÍA ACTUAL O NO ENTIENDEN?

La astronomía no puede ver claramente con la tecnología actual o no comprende las siguientes áreas:

· Cómo comenzó el universo y cómo evolucionó

· Qué es un disco oscuro (núcleo molecular) y cómo está relacionado con el nacimiento y la muerte de las estrellas

· ¿Por qué los cúmulos de galaxias se alejan unos de otros y aceleran la expansión del universo, o ralentizan dicha expansión, cualquiera que sea el caso?

· Qué es la materia oscura y la energía oscura

· Cómo la gravedad a gran escala está relacionada con el magnetismo entre los núcleos netos positivos y las capas exteriores netas negativas de objetos grandes, por ejemplo, galaxias, estrellas, planetas, lunas

· Por qué las nubes moleculares pueden tener hasta 30 millones de años o más y por qué solo una pequeña fracción de su masa parece convertirse en estrellas

· Por qué no existen los agujeros negros

La física de partículas no puede ver claramente con la tecnología actual o no comprende las siguientes áreas:

· Qué son los protones / electrones y neutrinos en el átomo en términos de organismos en la evolución de la especie

· ¿Por qué el neutrino está dentro del protón / electrón del neutrón en los núcleos atómicos?

· Qué hay dentro de los protones, electrones y neutrinos

· Por qué faltan neutrinos

· ¿Cuáles son las partículas verdaderamente elementales

· Qué es materia y qué es radiación

2c) ¿CÓMO PODEMOS AYUDAR CIENTÍFICAMENTE A LA ASTRONOMÍA Y LA FÍSICA DE LAS PARTÍCULAS?

Podríamos comenzar aclarando la replicación y el patrón de interacción huésped versus virus presente en las principales ramas de la ciencia, los discos oscuros, la aceleración de la expansión del universo y la gravedad, por nombrar solo algunas.

La realidad es que la ciencia ha avanzado lo suficiente como para poder comprender este universo con claridad, pero debido a que la mayoría de los científicos se especializan en su propio campo de la ciencia, han pasado por alto el patrón biológico subyacente que la naturaleza misma ha proporcionado en las principales ramas de la ciencia o han malinterpretado ciertos aspectos. observaciones clave como se explica en la sección 2a.

Sabemos que los protones / electrones y los neutrinos son dos organismos diferentes en el átomo y también sabemos que no son elementales (ver capítulo 3). Y así, en las secciones 2d, 2e, 2f y 2g, nuestro objetivo es mostrar cómo podemos ver científicamente qué hay dentro de los protones / electrones y neutrinos, qué son y de dónde vienen, pero para más detalles, consulte los capítulos 3, 4, 5, 6, 7, 12.

2d) LA REPLICACIÓN Y EL PATRÓN DE INTERACCIÓN ANFITRIÓN VERSUS VIRUS

La replicación, es decir, la división celular, es cómo crecen la mayoría de los organismos, por ejemplo, bacterias, huevos, animales, humanos. Se basa en la clonación, es decir, una célula se divide en dos para formar una réplica de sí misma que también se puede conectar entre sí. Entonces, ¿cómo crecieron las cabezas de protones / colas de electrones cuando un organismo con cabeza y cola creció hasta tal peso? ¿Qué partículas se dividieron muchas veces y se interconectaron para formar un protón / electrón? Los discos oscuros revelarán tales partículas como se explicará en la sección 2e.

Para el patrón de interacción huésped versus virus, primero debemos hacer una pregunta crucial. Si las hembras y los machos evolucionaron a partir de óvulos y espermatozoides, y los óvulos y espermatozoides evolucionaron a partir de bacterias y virus, y las bacterias y virus evolucionaron a partir de protones / electrones y neutrinos, ¿de qué evolucionaron los protones / electrones y neutrinos en una estrella?

Por ejemplo, tomemos una ecuación simple. Si protones / electrones y neutrinos + bacterias y virus + huevos y espermatozoides + hembras y machos = el mismo tipo de mecanismo de reproducción en términos biológicos, entonces X (es decir, los organismos más elementales desconocidos) funcionaría biológicamente de manera similar.

¿Por qué? Todos los organismos que podemos ver y conocer solo pueden ser y comportarse tanto como sus componentes básicos y comportarse simplemente porque están hechos de ellos. Y así, los organismos más elementales son dos, con un tipo de interacción huésped versus virus, al igual que todos los demás organismos en la evolución de la especie. Y de dónde vienen, vienen de enormes colonias oscuras, vienen de discos oscuros. ¿Por qué? Porque las estrellas con protones / electrones y neutrones / neutrinos siempre emergen de áreas oscuras de materia de forma redonda llamadas por algunos científicos discos oscuros o núcleos moleculares, pero que se interpretan erróneamente como la materia de la que nacerán los planetas, como se explicará en la siguiente sección. .

Comenzaremos esta sección con una explicación general sobre los discos oscuros y luego tendremos la sección 'Lo que dicen algunos científicos', que abordará las teorías y opiniones de algunos científicos sobre los discos oscuros y la formación de estrellas con cierto detalle y por qué Creo que varias de estas teorías y opiniones son inexactas.

Cuando algunos científicos ven discos oscuros alrededor de estrellas jóvenes con, por ejemplo, el telescopio espacial Hubble, también ven una capa, un tipo de piel delgada alrededor del disco oscuro que está compuesto de gases, polvo y moléculas. Entonces, lo que ven algunos científicos es lo siguiente:

· Una estrella joven en el centro

· Un disco oscuro en forma de panqueque que rodea a la estrella joven

· Una capa / anillo / borde exterior delgado que rodea el disco oscuro y está hecho de gases, moléculas y polvo

Además, si nos referimos al contenido de las nubes moleculares gigantes de Orión en términos de elementos, encontraremos que, como lo describen algunos científicos, están compuestas por:

· Hidrógeno molecular (alrededor del 73% en masa)

· Hidrógeno atómico neutro (menos del 1%)

· Cóctel de moléculas interestelares (menos del 0,1%)

Además, las nebulosas oscuras y los discos oscuros (también llamados núcleos moleculares) no son lo mismo, además el color que da la luz a los objetos y la oscuridad que tendrán dichos objetos sin dicha luz tampoco es lo mismo por las siguientes razones principales:

· Una nebulosa oscura, como una nube, tiene una forma irregular mientras que un disco oscuro tiene una forma circular

· Una nebulosa oscura parece oscura porque sus gases no están iluminados por la luz de estrellas distantes como lo describen algunos científicos (aunque en realidad lo que hace que una nebulosa oscura sea 'oscura' son partículas de materia oscura pura dentro de ella, ver también el capítulo 4), mientras que los gases de un disco oscuro se ven oscuros incluso con una estrella joven en el centro del disco que genera luz

· Una nebulosa oscura puede contener alrededor del 1% de polvo que puede estar disperso irregularmente, mientras que un disco oscuro solo tiene alrededor del 1% de polvo en el borde exterior. En ambos casos, alrededor del 99% de toda la materia son gases.

· Las nebulosas oscuras, al igual que las nebulosas de reflexión y emisión, surgen de nubes moleculares que contienen material de estrellas muertas y se ven afectadas por la radiación de estrellas cercanas o distantes o de estrellas contenidas en ellas y, por lo tanto, el grado de brillo o no brillo visto, mientras que los discos oscuros (no el borde exterior) surgen de partículas de materia oscura recién infectadas por partículas de materia ligera que se convirtieron en nuevos protones / electrones infectados (hidrógeno protio) y no se ven afectados por la radiación de la estrella central y, por lo tanto, permanecen oscuros porque nunca han sido procesado con calor.

· Debido a que el polvo es un porcentaje tan pequeño de la materia en las nubes moleculares (alrededor del 1%), no puede proteger los gases de una radiación lo suficientemente fuerte porque esos gases brillarán y, sin embargo, los discos oscuros permanecen oscuros incluso con una estrella en el centro.

· La oscuridad y el color no operan de la misma manera y, sin embargo, ambos revelan la existencia de la materia. Sin luz visible alrededor, una de las muchas formas de radiación electromagnética, hay oscuridad y los objetos que se derivan del material de las estrellas muertas no se pueden distinguir, incluidos los gases incoloros / transparentes como el hidrógeno, el helio, el oxígeno y el nitrógeno que también aparecen oscuros. Hay partículas de materia oscura dentro de todo (consulte el capítulo 4, sección 4f para una explicación más detallada de la oscuridad, el color / transparencia, la radiación electromagnética, además del simple experimento), mientras que los gases de los discos oscuros son oscuros incluso con una estrella joven en el centro. generando luz visible (a diferencia de incolora / transparente) porque están hechos de protones / electrones nuevos que evolucionaron a partir de partículas de materia oscura recién infectadas y que nunca se han procesado con calor.

Además, un disco oscuro y la capa exterior / borde de dicho disco oscuro no son lo mismo por las siguientes razones principales:

· Un disco oscuro no puede absorber o emitir radiación porque es extremadamente frío y con cabezas de protones y colas de electrones unidas en hidrógeno de protio, mientras que la capa / borde exterior puede absorber y emitir radiación porque deriva del material de estrellas muertas, por ejemplo, un porcentaje de polvo, gases y moléculas.

· Un disco oscuro comienza su vida como una esfera totalmente oscura y fría hasta que nace una estrella en el centro, mientras que la capa exterior / borde de los objetos grandes solo se encuentra en la superficie de los objetos grandes, por ejemplo, las gigantes rojas y las estrellas supergigantes también pueden tienen carcasas / bordes exteriores hechos de un porcentaje de polvo que también muestra que el polvo puede adherirse a cuerpos grandes solo en la superficie

· Un disco oscuro comienza como una esfera grande y gruesa, con forma de panqueque según algunos científicos, pero a medida que su material se usa para aumentar el tamaño de la estrella central recién nacida, el disco oscuro se vuelve gradualmente más delgado y la estrella central más grande, mientras que el exterior El caparazón / borde de los objetos grandes es siempre delgado y en discos oscuros no se usa para aumentar el tamaño de la estrella central recién nacida.

· Algunos científicos admiten que los discos oscuros son diferentes a las conchas / bordes exteriores. Algunos discos oscuros pueden ser muy grandes porque generarán estrellas masivas.

Los discos oscuros se pueden ver sobre un fondo brillante, por ejemplo, la Nebulosa de Orión, por lo que los discos oscuros están siendo iluminados por estrellas, como encender una luz en una habitación y poder ver el contenido de dicha habitación en el espectro visible. , la única diferencia es que el telescopio espacial Hubble u otro telescopio óptico similar también es necesario para ver discos oscuros en el espectro visible debido a las distancias involucradas. La Nebulosa de Orión es parte de las nubes moleculares gigantes de Orión, y la nebulosa de Orión se ha convertido en una nebulosa porque varias estrellas en el área están calentando, ionizando e iluminando una sección de las nubes moleculares gigantes de Orión. Creemos que los discos oscuros que ve el Telescopio Espacial Hubble están hechos de materia densa que no está relacionada con las nubes moleculares, a diferencia de la capa exterior del disco oscuro que está relacionada con las nubes moleculares y por eso está compuesta por gases viejos, polvo y moléculas derivadas del material de estrellas muertas y que pueden absorber radiación y dar una línea espectral. Entonces, ¿de qué están hechos los discos oscuros que rodean a algunas estrellas jóvenes? Están hechos de átomos de hidrógeno de protio estrechamente conectados que nunca se han procesado con calor, por lo que los protones y electrones están unidos como una cabeza a una cola y también se ven oscuros en el espectro visible, a diferencia del hidrógeno procesado por el calor de las estrellas, que es transparente. en el espectro visible. Si aceptamos que esto es cierto, como se explicará en el transcurso de esta sección, de dónde proviene el hidrógeno oscuro de los discos oscuros, si no proviene del hidrógeno de la Nebulosa de Orión, ya que el hidrógeno de la Nebulosa de Orión ¿La nebulosa es incolora en el espectro visible mientras que el hidrógeno de los discos oscuros es oscuro en el mismo espectro? Pero lo que es más intrigante aún, ¿por qué el hidrógeno de los discos oscuros sigue oscuro incluso cuando hay una estrella recién nacida en el centro? Luego, hay algo aún más intrigante cuando miramos un trozo de la Nebulosa de Orión. Algunas estrellas jóvenes tienen discos oscuros a su alrededor, otras no. Pero hay aún más, algunos científicos creen que los discos oscuros están compuestos principalmente de gases, siendo el hidrógeno el gas principal, mientras que algunos otros científicos creen que los discos oscuros están compuestos principalmente de polvo, y que dicho polvo en los discos oscuros puede ser alrededor de 7.5 veces el diámetro de nuestro sistema solar, pero la estrella central puede tener aproximadamente una quinta parte de la masa de nuestro sol. ¿De dónde vino todo el polvo cuando la proporción de polvo en las nubes moleculares es de alrededor del 1% y los gases constituyen la mayor parte del resto? Los discos claramente oscuros están compuestos principalmente de gases, como sugieren algunos científicos. Además, algunos científicos están desconcertados de por qué una fracción tan pequeña del hidrógeno de las nubes moleculares se convierte en estrellas y por qué las nubes moleculares pueden durar 30 millones de años o más, por ejemplo, algunos científicos explican que no debería tomar más de un millón de años para la nube para generar una gran cantidad de estrellas debido a la fuerza de gravedad sobre la densidad de nubes observada, y algunos científicos admiten que los astrofísicos han reflexionado sobre esta cuestión durante unos 40 años.

Los discos oscuros no son fáciles de ver como lo describen algunos científicos porque pueden ser eclipsados ​​por estrellas cercanas, por ejemplo, el brillo de una estrella grande cercana puede ocultar el disco oscuro de la vista, al igual que la materia oscura puede ser eclipsada por la luz (ver capítulo 4). ), por lo que se requiere una combinación de factores afortunados para verlos en el espectro visible, como han explicado algunos científicos. Pero aun así creemos que lo que algunos científicos encontraron en la Nebulosa de Orión es prueba suficiente de cómo nacen realmente las estrellas de cualquier tamaño.

Además, a través del telescopio espacial Hubble se pueden ver varias cosas en la nebulosa de Orión, algunas de ellas son:

· GASES TRANSPARENTES Y BRILLANTES CERCA DE UNA ESTRELLA SIN FORMA ESPECÍFICA: Gases como hidrógeno ionizado (HII), nitrógeno ionizado y oxígeno ionizado, etc.

· GASES OSCUROS DENSOS EN FORMA DE DISCO CERCA DE UNA ESTRELLA Discos oscuros densos compuestos principalmente de hidrógeno pero que conservan su color oscuro a pesar de estar iluminados por estrellas cercanas

· DISCO EN FORMA DE GASES MAYORMENTE DENSOS Y OSCUROS PERO TRANSPARENTES Y BRILLANTES EN EL CENTRO Las estrellas nacen del material de los discos oscuros densos, comenzando en el centro del disco oscuro

· GASES TRANSPARENTES Y BRILLANTES EN FORMA DE DISCO CON TEMPERATURAS EXTREMADAMENTE CALIENTES: Estrellas jóvenes completamente formadas

Como se puede ver con la lista anterior, algo inusual está sucediendo en la Nebulosa de Orión. La mayor parte del gas hidrógeno es transparente, brillante y caliente hasta cierto punto porque se encuentra cerca de las estrellas, pero el hidrógeno de los discos oscuros es oscuro y frío incluso cuando también se encuentra cerca de las estrellas. Pero aún más inusual es que cuando un disco oscuro de gas da a luz a una estrella en el centro, el resto del disco oscuro permanece como un gas oscuro y frío incluso a tan poca distancia de una estrella. También es inusual la forma de disco del hidrógeno de los discos oscuros, mientras que el hidrógeno de las estrellas muertas en las nubes moleculares no tiene una forma específica. Esto nos dice algo sobre la temperatura y la densidad, que los protones / electrones de los discos oscuros habían estado en un estado de extrema frialdad y densidad durante algún tiempo y habían podido adquirir una forma redonda. Lo mismo ocurre con los planetas que se forman después de que una estrella ha muerto en una frialdad y densidad extremas, por lo que los átomos pudieron adquirir una forma redonda, que es la forma preferida de los protones / electrones, dada la temperatura y densidad adecuadas.

Básicamente, la razón por la que los discos oscuros de hidrógeno en la nebulosa de Orión conservan su color oscuro y su temperatura fría incluso cuando se encuentran cerca de estrellas es porque dichos discos oscuros no están hechos de átomos de hidrógeno que han sido procesados ​​con calor por estrellas muertas. Hay dos tipos principales de átomos de hidrógeno que han sido procesados ​​por estrellas. El parahidrógeno existe principalmente a bajas temperaturas y el ortohidrógeno a temperaturas más altas, por lo que el hidrógeno líquido es transparente en el espectro visible electromagnético, y el hidrógeno gaseoso es incoloro en el mismo espectro. Y dado que las estrellas comenzarían su vida principalmente con átomos de hidrógeno como combustible, está claro que los discos oscuros no están formados por el tipo habitual de átomos de hidrógeno.

Los discos oscuros de donde nacen las estrellas están hechos de partículas de materia oscura frías e infectadas por partículas de materia ligera que han crecido hasta el tamaño de protones / electrones nuevos y adheridos, se calentarán a través de las habilidades de manipulación genética de las partículas de materia ligera y lo harán. conviértase en una estrella como se explicará en el transcurso de esta sección.

El hecho de que un disco oscuro de principalmente gases de hidrógeno pueda permanecer oscuro y frío incluso cerca de estrellas e incluso cuando una estrella nace en el centro del disco oscuro muestra que el calor de los discos oscuros fríos cuando nace una estrella está programado genéticamente. y no el resultado de ningún otro factor. Por ejemplo, cuando ciertos tipos de virus infectan a un ser humano, este usa habilidades de manipulación genética para elevar la temperatura del individuo, lo que genera fiebre y lo hace con fines de replicación (ver capítulo 6). Y así, el propósito del calor genéticamente programado en un disco oscuro cuando una estrella nace en el centro y se expande es principalmente forzar a los protones / electrones infectados (el anfitrión) a reproducir partículas de materia ligera (el virus) como neutrinos, de modo que un un pequeño porcentaje de protones / electrones infectados quedan preñados de neutrinos y, por tanto, se convierten en neutrones / neutrinos.

¿Le suena familiar el proceso? Debería funcionar, porque ese mecanismo de huésped contra virus se repite en bacterias contra virus, óvulos contra espermatozoides y hembras contra machos, y de hecho todo este universo se basa en interacciones huésped contra virus en todos los niveles, ya sea astronomía, física de partículas, microbiología. o biología.

Así que la situación es realmente la siguiente y, como se verá, la realidad se basa firmemente no solo en la astrofísica, sino también en el patrón claro de interacciones huésped versus virus en las principales ramas de la ciencia que la propia naturaleza ha proporcionado.

· Los discos oscuros no están relacionados con las nubes moleculares de hidrógeno gigantes o de otro tipo, porque el hidrógeno de las nubes moleculares puede brillar, puede ionizarse y volverse transparente debido a las estrellas cercanas, pero el hidrógeno de los discos oscuros no puede, es decir, no puede brillar. , no se puede ionizar y no puede volverse transparente incluso cuando hay una estrella cerca o una estrella en el centro. El hidrógeno del protio en los discos oscuros es muy denso, muy oscuro y muy frío, porque nunca se ha procesado con calor y se adhieren cabezas de protones y colas de electrones. Además, el hidrógeno de las nubes moleculares no puede generar nuevas estrellas porque los protones / electrones, que se derivan de estrellas muertas, ya no pueden replicar el neutrino (véase el capítulo 6), por lo que no tendría sentido técnico que las partículas de materia ligera las convirtieran en estrellas, ya que no se generarían neutrones / neutrinos.

· Si el hidrógeno de las nubes moleculares se deriva de estrellas muertas porque puede brillar y ionizarse, ¿de dónde viene el hidrógeno oscuro de los discos oscuros, de qué están hechos los protones / electrones de los átomos de hidrógeno? Solo hay otro gas en este universo que es oscuro y frío y no puede brillar ni ser ionizado, y que es más del 99% de este universo: la oscuridad misma. Pero la oscuridad en sí es pura partículas de materia oscura, organismos extremadamente pequeños con cabeza y cola que se replican a través de la división de partículas, al igual que los humanos se replican a través de la división celular. Y así, básicamente, el hidrógeno de los discos oscuros se deriva de partículas de materia oscura recién infectadas por partículas de materia ligera de neutrinos desintegrados (véanse los capítulos 3, 4, 5, 6), que se convirtieron en protones / electrones infectados y generaron discos oscuros. Sabemos que esto es cierto por varias razones, la principal es que sabemos que el protón / electrón es una red de partículas, p. Ej. el protón / electrón no es elemental, y también sabemos que los neutrinos se desintegran, y si a esto le sumamos que la oscuridad gaseosa del hidrógeno de los discos oscuros y la temperatura siempre implican algún tipo de materia en este universo, entonces sabemos que la oscuridad misma es materia que conduce a discos oscuros.

· Antes de que los discos oscuros de los protones / electrones recién infectados se enciendan con calor, es posible que el gas y el polvo del material de las estrellas muertas lo rodeen en la superficie / borde exterior. Las partículas de materia ligera entran en programas genéticos para el calor y la órbita / espín en los protones / electrones infectados del disco oscuro, gradualmente y sección por sección (ver también el capítulo 6). Una estrella nace en el centro porque los protones / electrones infectados más antiguos se encuentran allí. Una vez que nace una estrella y la estrella comienza a girar, el borde exterior del disco oscuro hecho de gases viejos y polvo se eliminará gradualmente debido a la radiación de la estrella central, pero el disco oscuro en sí no se volará y permanecerá frío, oscuro, denso, hasta el momento en que se utilice gradualmente para aumentar el tamaño de la estrella central. Esto se debe a que los protones / electrones del disco oscuro están estrechamente interconectados con cabezas y colas unidas, ya que nunca se han procesado con calor y, por lo tanto, actúan como un tipo de superconductor, como se explicará más adelante. Esto muestra que el borde exterior del disco oscuro está hecho de material de estrellas muertas que puede interactuar con la radiación y dar lugar a una variedad de radiación electromagnética, por ejemplo, infrarrojos, radio, etc., mientras que el material del disco oscuro está hecho de partículas de materia oscura recién infectadas por partículas de materia ligera que se convirtieron en protones / electrones infectados.

· Podemos comparar los discos oscuros con el fenómeno de los superconductores a bajas temperaturas solo en el sentido de que debido a que las cabezas de protones y las colas de electrones en los discos oscuros están unidas, extremadamente frías y apretadas, la radiación de las estrellas sería repelida, es decir, no serían capaz de interactuar con el disco oscuro como un flujo magnético dentro de un superconductor esférico que se enfría por debajo de su temperatura de transición, es totalmente repelido y se convierte en una capa superficial que puede interactuar con, por ejemplo, una barra magnética que se deja caer sobre un superconductor. El superconductor repele la barra magnética, pero el borde exterior interactúa con él y el imán se puede ver levitando sobre el superconductor. Esto se puede comparar con el borde exterior / capa superficial del disco oscuro, que es de una naturaleza diferente del propio disco oscuro y como tal, tiene que permanecer en el exterior pero puede interactuar con, por ejemplo, la radiación de las estrellas. La principal diferencia entre los discos oscuros y los superconductores es que un disco oscuro solo puede destruirse cuando se convierte en una estrella con calor programado genéticamente por partículas de materia ligera, pero la superconductividad puede ser fácilmente destruida por calor no programado genéticamente en forma de electricidad. y así sucesivamente, que puede aumentar su temperatura. Básicamente, la radiación de las estrellas, ya sea de la estrella central nacida de un disco oscuro o de estrellas cercanas, no puede penetrar en un disco oscuro porque cada cabeza de protón tiene su cola de electrones fija y no puede absorber ni emitir electrones. Sin embargo, la radiación de las estrellas podrá interactuar con los gases y el polvo del borde exterior del disco oscuro porque estos no tienen cabezas y colas adheridas, ya que derivan de estrellas muertas y, por lo tanto, pueden absorber radiación. Los ejemplos de discos oscuros y superconductores muestran claramente que la frialdad extrema es la norma en este universo porque el protón / electrón puede convertirse en un organismo completo con una cabeza y una cola fijas, pero el calor es la aberración que rompe ese orden (ver también los capítulos 9, 10).

· Eventualmente, todo el disco oscuro se convertirá en una estrella a medida que los programas genéticos de calor de las partículas de materia ligera tengan un efecto general. Es por eso que algunos científicos no ven discos oscuros alrededor de cada estrella recién nacida, porque el disco oscuro se ha convertido en una estrella. Además, el disco oscuro no se calienta desde el exterior como sugieren algunos científicos, se calienta desde el interior, cuando las partículas de materia ligera convierten la energía fría de los protones / electrones infectados en calor con técnicas de manipulación genética, y lo hacen con fines de replicación. es decir, una partícula de materia ligera se convierte en un neutrino en un protón / electrón preñado, al igual que un virus se convierte en un grupo de virus en una bacteria preñada. Como se verá en la sección 2j de este capítulo y en el capítulo 7, los intraorganismos como los espermatozoides, los virus y los neutrinos tienen potentes técnicas de manipulación genética.

· Un pequeño porcentaje de protones (alrededor del 1%) quedan preñados de neutrinos debido al calor de las estrellas y, por tanto, se convierten en neutrones / neutrinos. Así es como un porcentaje de protones no preñados se fusiona con neutrones / neutrinos para formar deuterio, desde donde se fusionarán todos los demás elementos como helio, litio, etc.

· La forma en que se forman los planetas es un proceso completamente separado de los discos oscuros y la delgada capa exterior de los discos oscuros. Los planetas se forman cuando una estrella muere por completo y hay suficiente frío en el área para aumentar el magnetismo entre los núcleos atómicos y los electrones y dar lugar a átomos y reacciones químicas. Es poco probable que se puedan formar planetas muy cerca de una estrella porque los niveles extremos de calor y radiación evitarán reacciones químicas complejas. Los sistemas planetarios sin una estrella pueden ser una característica común en este universo. Los sistemas solares solo se forman cuando nace una nueva estrella cerca de un grupo de planetas y los planetas se ven obligados a orbitar la fuerza de gravedad más fuerte de la estrella (véanse los capítulos 6, 11).

LO QUE DICEN ALGUNOS CIENTÍFICOS

· Algunos científicos creen, en una visión más reciente, que el polvo representa aproximadamente el uno por ciento de la masa de los discos oscuros, el resto está compuesto por gas, principalmente hidrógeno y helio y, sin embargo, parecen no haber notado que el hidrógeno y el helio no puede parecer oscuro en el espectro electromagnético visible, por ejemplo, en la Nebulosa de Orión todo el hidrógeno es transparente pero el hidrógeno de los discos oscuros es oscuro incluso con una estrella nacida en el centro. Además, algunos científicos creen que lo importante del gas hidrógeno en general es que es transparente, la luz lo atraviesa directamente y, sin embargo, también parecen no haber notado que el hidrógeno de los discos oscuros no es transparente, la luz no pasa directamente a través de él. y es por eso que los discos oscuros son oscuros en el espectro visible. La luz simplemente interactúa con el "borde exterior" de los discos oscuros, que es de una naturaleza diferente del hidrógeno no procesado por calor de los discos oscuros, como ya se ha explicado (véanse también los capítulos 6 y 9).

· Algunos otros científicos, por otro lado, creen que el disco oscuro está hecho de polvo que eventualmente se convertirá en planetas rocosos y pueden referirse a algo llamado exceso de infrarrojos, que ha sido descrito por algunos científicos como una estrella rodeada de polvo cálido. Pero en cualquier caso, la situación es que dicho exceso de polvo se detecta en el 'borde exterior' del disco oscuro de estrellas muy jóvenes y también se detecta con mayor frecuencia en las etapas más frías de una estrella, por ejemplo, una estrella muy joven o una estrella moribunda. estrella como gigantes rojas y supergigantes, lo cual tiene sentido, ya que en las etapas más frías puede adherirse más polvo a la superficie de una estrella, porque una vez que la estrella crece completamente sin que quede ningún disco oscuro, ya que este se habría utilizado para hacer crecer la estrella central , dicho borde exterior puede desaparecer gradualmente con los niveles más altos de radiación de la estrella. Además, dicho borde exterior tiene una composición diferente de los discos oscuros de estrellas jóvenes, por ejemplo, el borde exterior se deriva de nubes moleculares hechas de material de estrellas muertas, mientras que el disco oscuro se deriva de protones / electrones recién infectados que nunca han sido procesados ​​con calor.

· Algunos discos oscuros, que algunos científicos creen que están hechos de polvo, pueden tener alrededor de 7,5 veces el diámetro de nuestro sistema solar, mientras que la estrella en el centro tiene solo una quinta parte de la masa del sol. ¿De dónde vino todo ese polvo? En las nubes moleculares, el polvo representa solo alrededor del 1%, mientras que los gases representan alrededor del 98%. Está claro que el disco oscuro está hecho de gases, como creen algunos científicos, y se convertirá en una estrella aumentando gradualmente el tamaño de la estrella central (no el borde exterior del disco oscuro que deriva de las nubes moleculares y contiene gases, polvo y moléculas, pero que serán arrastrados gradualmente). Esta es la verdadera razón por la que algunas estrellas tienen discos oscuros y otras no, porque los discos oscuros se han convertido en una estrella.

· Algunos científicos pueden insistir en que los discos oscuros son de donde nacen los planetas rocosos en un sistema solar, aunque no hay evidencia de que puedan detectar ninguno de los elementos necesarios para formar planetas rocosos en discos tan oscuros y admiten los discos oscuros 'presumiblemente 'contienen tales elementos. Todo lo que los científicos pueden detectar y medir con certeza en la actualidad es el polvo, los gases y las moléculas en la delgada capa exterior / borde del disco oscuro, que eventualmente serán arrastrados por la radiación de la estrella central cuando dicha estrella esté completamente desarrollada.

· Algunos científicos creen que si un miembro de un sistema binario joven tiene un disco oscuro, las fuerzas gravitacionales en los binarios deberían romper los frágiles discos oscuros, pero algunos científicos han descubierto que este no es el caso. Creemos que la razón de esto es que el disco oscuro (a diferencia del borde exterior del disco oscuro) no está hecho de átomos de estrellas muertas, sino de átomos de hidrógeno de protio nuevos que nunca se han procesado con calor. Los discos oscuros no pueden verse afectados por la gravedad, el calor o la radiación porque las cabezas y colas de los protones / electrones infectados están muy frías y adheridas y actúan como un tipo de superconductor (véase el capítulo 10). Los discos oscuros solo pueden verse afectados por el calor programado genéticamente en el que entran las partículas de materia ligera integradas en los protones.

· Algunos científicos han descubierto que los discos oscuros alrededor de estrellas jóvenes pueden contener granos de polvo que son casi 100 veces más grandes que los granos de polvo en el espacio interestelar, pero la razón por la que esto puede suceder es que el polvo en el borde exterior del disco oscuro de un nuevo La estrella formada está protegida por el disco oscuro denso y frío / duro en mayor medida.

· Algunos científicos especulan que algunos discos oscuros alrededor de estrellas jóvenes pueden tener más de 10 veces la masa necesaria para crear un sistema planetario como el nuestro, pero que gran parte del material eventualmente será arrastrado por el fuerte viento estelar de la estrella central. Pero lo que algunos científicos no se dan cuenta es que solo el borde exterior de un disco oscuro desaparecerá gradualmente cuando la estrella esté completamente desarrollada, pero no el disco oscuro en sí, que se usará para hacer crecer la estrella central y hacerla más grande y más caliente. . Como se puede ver, es fácil malinterpretar las cosas y solo porque el borde exterior del disco oscuro se comporta de cierta manera se asume que todo el disco tiene la misma naturaleza, y dado que la vida de los humanos es demasiado corta para seguir la dos procesos, que son de naturaleza diferente pero que pueden tardar millones de años en completarse, entonces se asume mucho. Pero hay formas de solucionar este problema y una serie de pruebas nos permitirán conocer la verdad sobre el asunto: 1) la evidencia de que el hidrógeno de los discos oscuros es oscuro en el espectro electromagnético visible cerca de las estrellas y con una estrella en el centro, a diferencia del hidrógeno del medio interestelar que es transparente cerca de las estrellas 2: la evidencia de que una fracción muy pequeña de las nubes moleculares se convierte en estrellas. Estas dos pruebas revelan que estamos tratando con algo que no se puede explicar solo con la física, sino que se puede explicar con la física y la biología y que, al final, solo tenemos que tomar nota del patrón claro de interacciones entre el huésped y el virus presente en todos. las principales ramas de la ciencia.

· Algunos científicos creen que cuando ven un agotamiento drástico del contenido de gas de los discos oscuros alrededor de estrellas más maduras es porque dicho gas se ha utilizado para formar planetas en forma de gigantes gaseosos, pero de lo que no se dan cuenta es que el gas de el disco oscuro (no de la capa exterior / borde) se ha utilizado para aumentar el tamaño de la estrella. Si hay planetas gaseosos cerca de una estrella, estos se habrían formado antes de que naciera la estrella (véase el capítulo 11).

· Además, algunos científicos admiten que están desconcertados de por qué tan pocas estrellas nacen del hidrógeno de las nubes moleculares, a pesar de que las nubes tienen una masa de hidrógeno muy grande, por ejemplo, alrededor del 73% de toda la materia derivada de estrellas muertas, mientras que otros científicos admitir que solo una pequeña fracción de la masa de las nubes moleculares se convierte en estrellas. Explican que, dada la fuerza de la gravedad y la densidad observada de las nubes moleculares, deberían colapsar en nuevas estrellas en alrededor de un millón de años, pero hay nubes moleculares tan antiguas o incluso más antiguas de 30 millones de años. Entonces, ¿qué está deteniendo las nubes moleculares? Hay dos razones principales: 1) El patrón biológico en todas las ramas principales de la ciencia que nos proporciona la naturaleza misma nos dice que los tipos de organismos femeninos llegarán a la menopausia, y el hidrógeno transparente es menopáusico porque ha sido procesado por estrellas con niveles extremos de calor y ha habido algunos daños en la información genética de los protones. Esto significa que las partículas de materia ligera deben infectar las partículas puras de materia oscura y permitir que se conviertan en protones / electrones infectados en discos oscuros antes de intentar un ciclo de replicación con calor programado genéticamente. Por eso los discos oscuros son oscuros. Y esta es también la razón por la que el hidrógeno transparente no se usa para generar nuevas estrellas (ver también el resto de este capítulo y los capítulos 6, 7). 2) Es posible que algunos científicos no sepan que al darse cuenta de que el hidrógeno de los discos oscuros permanece oscuro en el espectro visible incluso con una estrella joven en el centro que emite luz, revela que estamos tratando con hidrógeno que nunca ha sido procesado con calor. y que tal hidrógeno de protio de discos oscuros se puede rastrear hasta partículas de materia oscura infectadas por partículas de materia ligera. Entonces podemos entender que la "oscuridad" en este universo es materia, organismos extremadamente pequeños con cabeza y cola que una vez infectados por partículas de materia ligera crecen en los protones / electrones infectados de los discos oscuros (véanse los capítulos 4 y 6).Y así, las estrellas no se derivan de las nubes moleculares generadas por estrellas muertas ni se derivan debido a la fuerza de la gravedad en tales nubes, sino que derivan de partículas de materia oscura recién infectadas por partículas de materia ligera que generan discos oscuros y luego estrellas. . Y esto es algo bueno para las especies basadas en células porque si un gran porcentaje del material de las estrellas muertas se usara para formar nuevas estrellas, los niveles extremos de calor y radiación generados por la alta densidad de estrellas pueden hacer imposible la vida basada en células en el planeta. superficie de los planetas e incluso puede hacer imposible la formación de planetas. Entonces, ¿cuál es el punto de las nubes moleculares? Un porcentaje de nubes moleculares se convierte en planetas en áreas donde ha muerto una estrella masiva y no hay estrellas cercanas, lo que permite que la nube alcance cierto nivel de frialdad y densidad.

Reconocemos que debido a que los humanos nacen ignorantes acerca de las realidades de este universo (ver capítulo 12) y también debido a las limitaciones de la tecnología, pueden surgir malentendidos, además de que las matemáticas, los experimentos y las simulaciones por computadora a veces pueden ser interpretados por algunos científicos para ajustarse a una teoría ( véase el capítulo 3), por lo que es fácil tener una serie de teorías universales en torno a las cuales pueden incluso contradecirse entre sí (véase el capítulo 9). Pero en realidad la ciencia ha avanzado lo suficiente como para poder juntar todas las piezas del rompecabezas, y todo lo que se requiere es observar todas las ramas principales de la ciencia y encontrar el patrón biológico huésped versus virus que la naturaleza misma ha proporcionado (ver sección 2j y capítulo 7). Esto finalmente puede revelar la verdad sobre este universo con las observaciones clave que se interpretan de la manera correcta.

2f) LA ACELERACIÓN DE LA EXPANSIÓN DEL UNIVERSO

Si el síndrome de replicación de las especies como organismos se comprende completamente, es decir, los organismos crecen a través de la división de partículas o células, y si sus interacciones entre el huésped y el virus también se comprenden completamente, es decir, el huésped crea materia con fines de replicación, como partículas de materia oscura, protones / electrones. , las bacterias, los huevos y las hembras lo hacen, el virus obliga al huésped a replicarlo, es decir, a crear materia para él, como lo hacen las partículas de materia ligera, los neutrinos, los virus, los espermatozoides y los machos, entonces es fácil entender por qué los cúmulos de galaxias son alejándose unos de otros, porque los organismos, los huéspedes, las partículas de materia oscura pura interconectadas en red, se están replicando, es decir, se clonan para crecer a través de la división de partículas y, por lo tanto, crear materia. Y esta es también la razón por la que los discos oscuros son oscuros y fríos, porque se originan a partir de partículas de materia oscura oscuras, frías e infectadas por partículas de materia ligera que se convirtieron en protones / electrones infectados.

Algunos científicos creen que la energía oscura es una fuerza repulsiva que contrarresta la fuerza de la gravedad y es capaz de acelerar la expansión del universo. La energía es igual a la masa y la masa es igual a la materia, entonces, ¿qué es la energía oscura? La energía oscura es realmente partículas de materia oscura en su estado puro, organismos extremadamente pequeños con cabezas y colas que pueden crear materia a través de la división de partículas y pueden crecer en número y, por lo tanto, en tamaño en general. Es similar a un ser humano que a partir de una sola célula crece a través de la división celular, creando clones de la célula original con la misma información genética.

Como cualquier organismo que crece a través de la clonación, la creación de materia puede ser rápida o lenta o puede detenerse, por lo que, en este momento, las partículas puras de materia oscura pueden crear materia más rápido de lo que las partículas de materia ligera pueden infectarlas. podemos ver que la expansión del universo se está acelerando, porque las partículas de materia oscura están creando materia a velocidades muy altas y, por lo tanto, el espacio oscuro entre los cúmulos de galaxias, que en realidad es materia oscura, se está volviendo cada vez más grande.

2g) OTROS ASUNTOS RELACIONADOS CON LA ASTRONOMÍA Y LA FÍSICA DE LAS PARTÍCULAS

Hay una serie de otros factores cruciales que algunos científicos han pasado por alto o malinterpretados; se mencionarán brevemente a continuación, pero para obtener más detalles, consulte los capítulos 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11, 12. , 13, 14.

· Los protones y los electrones están vinculados entre sí a través del magnetismo, como una cabeza a una cola y, como tal, es un organismo. Además, si los protones no son elementales como cree la mayoría de los científicos, tampoco lo son los electrones, por lo que un protón / electrón es una gran cantidad de cabezas fusionadas y colas fusionadas de un organismo fundamental, una partícula de materia oscura infectada, que se replica, que se clona ella misma. para el crecimiento, hasta el peso de un protón / electrón.

· La gravedad a gran escala se basa en la carga y el magnetismo de las cabezas de protones y las colas de electrones desprendidas. Si usamos el ejemplo del sol y el planeta Tierra, ¿por qué el planeta Tierra gira alrededor del sol como si hubiera una atracción? La respuesta es que el núcleo del sol tiene una carga neta positiva, pero las capas externas del planeta Tierra tienen una carga neta negativa, por lo que las capas externas del planeta Tierra son atraídas hacia el núcleo del sol debido a diferentes cargas. Básicamente, siempre hay más electrones, incluidos fotones (los fotones también son electrones, consulte el capítulo 3) que los núcleos atómicos que se expulsan hacia afuera de los núcleos solares, planetarios, satélites y galácticos con niveles extremos de calor simplemente porque los electrones son mucho más livianos que los núcleos atómicos. Y así, las capas externas de los cuerpos grandes tienden a tener una carga neta negativa, pero los núcleos tienden a tener una carga neta positiva y así es como funciona la gravedad a gran escala (véase el capítulo 6).

· Los neutrinos en el protón / electrón de los neutrones tampoco son elementales. Es un tipo de virus de organismo que ha sido replicado por el protón / electrón infectado del neutrón, al igual que una bacteria infectada puede replicar un virus como un grupo, al quedar embarazada. Y así, un neutrino puede finalmente descomponerse en un gran lote de partículas de materia ligera porque los neutrinos libres de los neutrones libres eventualmente se desintegrarán (ver capítulo 3).

· Los agujeros negros no existen. Todo lo que existe es la fuerte atracción gravitatoria de núcleos densos netos cargados positivamente, como el del centro de las galaxias y de las estrellas muertas, que ejercen una fuerte atracción gravitacional sobre las capas exteriores netas cargadas negativamente, lo que puede producir efectos espectaculares (véase el capítulo 6). .

· Un neutrón es un protón / electrón infectado y preñado con el bebé como neutrino. Un neutrón es un ejemplo tanto de replicación como de reproducción. Replicación basada en la clonación de partículas, por ejemplo, una partícula de materia oscura infectada creció hasta el peso de un protón / electrón a través de la división de partículas, y reproducción basada en la fusión de dos informaciones genéticas, por ejemplo, la información genética del protón y la información genética de el neutrino. . Los humanos también se replican y reproducen. Clonan sus células para que crezcan desde el embrión hasta la edad adulta, se reproducen cuando un macho y una hembra fusionan su información genética y se genera un hijo.

· Los organismos más elementales / fundamentales que existen, los bloques de construcción de todo lo demás, las partículas de materia oscura y clara, son individualmente demasiado pequeños para el ojo humano y para la tecnología humana actual, además de que no absorben ni emiten radiación, ni generan gravedad, porque sus cabezas y colas están unidas. Pero los discos oscuros revelan su presencia, no solo dentro de los discos oscuros como ya se explicó, sino en la oscuridad de este universo y dentro de todo (ver también el capítulo 4, sección 4f y el experimento simple).

· Alrededor del 99% de la materia de este universo se origina a partir de partículas de materia oscura en su estado puro y como protones / electrones infectados. Las partículas de materia ligera y los neutrinos solo constituyen alrededor del 1% de la materia de este universo, pero su poder infeccioso es muy fuerte.

· La radiación son simplemente electrones libres, las colas desprendidas de protones de alta energía que pueden ser expulsados ​​de estrellas y átomos a diferentes velocidades y que brillan generando luz cuando interactúan con núcleos atómicos y átomos (ver capítulo 3). Básicamente, toda la materia de este universo, que se basa en las cabezas y colas de partículas de materia clara y oscura como bloques de construcción, también contiene energía, pero las cabezas tienen un factor adicional: la información genética. Y por eso los electrones libres son tan energéticos, porque son principalmente energía y también porque, al ser las colas de los protones, existe un poderoso magnetismo entre los dos.

2h) ¿QUÉ ES UN SÍNDROME Y HAY MUCHOS EN TÉRMINOS DE LA ESPECIE?

Cuando hablamos de síndrome nos referimos a ciertos ejemplos de la vida cotidiana repetidos en diferentes ramas de la ciencia que son tan comunes y tan extendidos que no nos queda más remedio que concluir que existe un patrón claro de comportamiento y propiedades físicas en este universo a diferentes niveles. que se puede vincular. Científicamente estamos interesados ​​en los síndromes porque si un conjunto de características se repite en diferentes ramas de la ciencia, indicará que existe una condición subyacente similar en todo este universo en diferentes niveles y nos ayudará a comprender las ramas de la ciencia donde la visión puede ser limitado, como la astronomía y la física de partículas. También queremos saber si estos síndromes pueden decirnos algo sobre el origen de este universo y su destino.

Hemos encontrado veintidós síndromes principales que se aplican a la especie en diferentes ramas de la ciencia, pero puede haber más. En la sección 2i enumeraremos los principales actores y los principales síndromes, y los síndromes servirán como criterio en el que juzgaremos a los principales actores. En la sección 2j mostraremos los síndromes vinculados a los principales actores y daremos una breve explicación de por qué los principales actores cumplen una determinada función relacionada con un síndrome.

2i) LOS PRINCIPALES AGENTES Y LOS PRINCIPALES SÍNDROMES DE ESTE UNIVERSO

· PAÍS VERSUS PRESIDENTE / GABINETE (véanse también los capítulos 12, 14)

· EMPLEADOS VERSUS EMPLEADORES (véanse también los capítulos 12, 14)

· MUJERES VERSUS HOMBRES (véanse también los capítulos 7, 12, 14)

· HUEVOS VERSUS ESPERMA (véanse también los capítulos 7, 12)

· BACTERIAS VERSUS VIRUS (véanse también los capítulos 7, 8, 12, 14)

· PROTÓN / ELECTRÓN VERSUS NEUTRINO (véanse también los capítulos 3, 6, 7)

· PARTÍCULAS DE MATERIA OSCURA VERSUS PARTÍCULAS DE MATERIA LIGERA (véanse también los capítulos 4, 5, 6, 8, 10)

PRINCIPALES SÍNDROMES EN ESTE UNIVERSO

EL SÍNDROME PEQUEÑO VERSUS EL GRANDE

· EL SÍNDROME PEQUEÑO VERSUS EL GRANDE

· SÍNDROME CREADOR DE MATERIA VERSUS CONSUMIDOR DE MATERIA

· SÍNDROME DE EMBARAZADA VERSUS NO EMBARAZADA

· SÍNDROME HOST VERSUS VIRUS

· SÍNDROME DE INFORMACIÓN GENÉTICA Y ENERGÍA

· SÍNDROME DE TAMAÑO 99% VERSUS 1%

· SÍNDROME DE REPLICACIÓN VERSUS REPRODUCCIÓN

· SÍNDROME DE REPRODUCCIÓN VERSUS MENOPAUSIA

· EL ORGANISMO VERSUS EL SÍNDROME INTRA-ORGANISMO

· EL SÍNDROME DE LA LUCHA POR EL PODER

· EL SÍNDROME DE LA MANIPULACIÓN GENÉTICA

· EL SÍNDROME DE INMUNIDAD A LA SUPERINFECCIÓN

· EL SÍNDROME DE CABEZA Y COLA

· EL TEMPLADO VERSUS EL SÍNDROME VIRULENTE

· EL SÍNDROME MASCULINO VERSUS FEMENINO

· EL SÍNDROME OSCURO VERSUS EL BRILLANTE

· EL SÍNDROME FRÍO VERSUS CALOR

· SÍNDROME DE ETERNIDAD VERSUS ENVEJECIMIENTO Y MUERTE

· ÚLTIMAMENTE TODO ES SOLO EL SÍNDROME DE LOS DOS ORGANISMOS MÁS ELEMENTALES

El objetivo será mostrar que a partir de los protones / electrones y neutrinos en el átomo en adelante, las especies fueron diseñadas por la naturaleza para contar una historia sobre cómo evolucionó este universo, o simplemente porque la naturaleza solo pudo diseñar especies basándose en lo que sabía, y que a pesar de las limitaciones de la astronomía y la física de partículas, todavía podemos ver claramente en estas ramas de la ciencia debido a la forma en que se diseñaron las especies.

La sociología humana se basará principalmente en el Informe de Desarrollo Humano de las Naciones Unidas, porque, como se explica en el capítulo 1, es uno de los varios informes proporcionados por varias organizaciones sobre el estado de los seres humanos en el planeta Tierra que tienen una base científica.

Una vez que hayamos vinculado a todos los actores principales con los síndromes, se verá que las similitudes en el comportamiento y las propiedades físicas de las especies en las ramas de la ciencia de la astronomía, la física de partículas, la microbiología, la biología y la sociología humana son sorprendentes.

2j) VÍNCULO ENTRE SÍNDROMES Y PRINCIPALES AGENTES

EL SÍNDROME PEQUEÑO VERSUS EL GRANDE

Pregunta clave: si los seres humanos evolucionaron a partir de bacterias y virus en la evolución de las especies, ¿a partir de qué evolucionaron las bacterias y los virus que fuera más pequeño que ellos?

Respuesta: Las bacterias y los virus evolucionaron a partir de protones / electrones y neutrinos en los átomos de la materia inorgánica (véase el capítulo 12), los protones / electrones y los neutrinos evolucionaron a partir de la fusión de partículas de materia oscura y ligera en su estado frío y oscuro, es decir, de la oscuridad. discos que luego se volverían calientes y brillantes y se llamarían estrellas.

SÍNDROME DE CREADOR DE MATERIA VERSUS CONSUMIDOR DE MATERIA

Pregunta clave: si los virus se replican a expensas de las bacterias / células que crean la materia que los virus necesitan para replicarse, ¿qué otros organismos se replican de manera similar consumiendo la materia de otros organismos, por ejemplo?

Respuesta: Los espermatozoides se replican a expensas de los óvulos (véase el capítulo 12), los machos se replican a expensas de las hembras, los neutrinos se replican a expensas de protones / electrones y las partículas de materia ligera se replican a expensas de las partículas de materia oscura.

SÍNDROME DE EMBARAZADA VERSUS NO EMBARAZADA

Pregunta clave: si las hembras quedan embarazadas después de que uno de sus óvulos es fertilizado por un espermatozoide y nutren al embrión que eventualmente se convertirá en un bebé listo para nacer, y si por el contrario los machos nunca quedan embarazadas, ¿qué otros organismos son similares, por ejemplo?

Bacterias, protones / electrones, partículas de materia oscura

Virus, neutrinos, partículas de materia ligera.

SÍNDROME DEL HOST VERSUS VIRUS

Pregunta clave: si las bacterias / células son el anfitrión de virus con fines de replicación, ¿qué otros organismos se replican de manera similar, por ejemplo?

Hembras, huevos, protones / electrones, partículas de materia oscura

Machos, esperma, neutrinos, partículas de materia ligera

SÍNDROME DE INFORMACIÓN GENÉTICA Y ENERGÍA

Pregunta clave: si una célula humana es un tipo de organismo huésped con información genética y energía que puede ser manipulada genéticamente por organismos más pequeños como, por ejemplo, virus, ¿qué otros organismos tienen las mismas características del huésped, por ejemplo?

Respuesta: Las bacterias pueden ser manipuladas genéticamente por virus, huevos por esperma, protones / electrones por neutrinos y partículas de materia oscura por partículas de materia ligera.

Pregunta clave: si las bacterias pueden tener desde un plásmido hasta cuarenta o más por célula, lo que les puede conferir una ventaja selectiva y al mismo tiempo hacerlas más patógenas, ¿qué otros organismos tienen plásmidos, por ejemplo?

Respuesta: Los protones tienen neutrones / neutrinos como plásmidos en núcleos atómicos, desde un neutrón / neutrino hasta alrededor de 150 neutrones / neutrinos. Las células humanas tienen mitocondrias, de uno a varios miles por célula.

SÍNDROME DE TAMAÑO 99% VERSUS 1%

Pregunta clave: si un neutrino tiene alrededor del 1% del tamaño de un protón / electrón, ¿qué otros pares de organismos tienen una proporción similar en tamaño, por ejemplo, además de que existen otros patrones del 99% al 1%?

Respuesta: 99%: bacteria, huevo, partícula de materia oscura.

1% Virus, espermatozoides, partículas de materia ligera

Sociología humana: 99% ciudadanos del país, empleados

1% Presidente / gabinete, empleadores

Biología humana: 99% de igualdad de la composición genética celular en todos los seres humanos

1% de diferencia en la composición genética celular en todos los seres humanos

Composición de núcleos atómicos universales

Deuterio al 1% + núcleos atómicos más pesados

Composición de materia universal

99% partículas puras de materia oscura

1% Estrellas y materia relacionada

SÍNDROME DE REPLICACIÓN VERSUS REPRODUCCIÓN

Pregunta clave: si un ser humano se replica para el crecimiento, es decir, clona sus células a través de la división celular, pero también puede reproducirse, es decir, fusiona su información genética con la información genética de otro ser humano del género opuesto para producir un descendencia a través de la penetración de la hembra por el macho, por ejemplo, ¿qué otros organismos se replican y reproducen de manera similar?

REPLICAR: Huevos, bacterias, partículas de materia oscura.

(los espermatozoides individuales no se replican a través de la división celular, véanse los capítulos 7 y 12).

REPRODUCIR: óvulo y esperma (penetración e integración de esperma dentro de la información genética del óvulo), bacteria y virus (penetración e integración de virus templado dentro de la información genética de la bacteria), protón / electrón y neutrino (integración de neutrino dentro del protón / electrón del neutrón) , partícula de materia oscura y partícula de materia ligera (penetración e integración de la partícula de materia ligera dentro de la información genética de la partícula de materia oscura).

REPRODUCCIÓN VERSUS SÍNDROME DE MENOPAUSIA

Pregunta clave: si las mujeres pueden reproducirse varias veces durante su vida y luego llegar a la menopausia, ¿qué otros organismos funcionan de manera similar, por ejemplo?

Respuesta: Las bacterias infectadas por virus filamentosos pueden reproducir el virus de manera regular durante un período de tiempo, un protón / electrón infectado por una partícula de materia ligera reproduce un neutrino, un gran grupo de partículas de materia ligera, una sola vez, y luego alcanza el menopausia

EL ORGANISMO VERSUS EL SÍNDROME INTRA-ORGANISMO

Pregunta clave: si una mujer es un organismo y un hombre es un intraorganismo con fines de reproducción, es decir que un hombre puede penetrar a una mujer con el propósito de inyectar su información genética y utilizarla como huésped, qué otros organismos son similares ¿por ejemplo?

Respuesta: Una bacteria es un organismo y un virus es un intraorganismo, es decir, un virus penetra en una bacteria con el propósito de inyectar su información genética. Un protón / electrón es un organismo y un neutrino es un intraorganismo, es decir, un neutrino existe dentro del protón / electrón del neutrón y utiliza sus recursos genéticos. Una partícula de materia oscura es un organismo y una partícula de materia ligera es un intraorganismo, es decir, una partícula de materia ligera penetra en una partícula de materia oscura e inyecta su información genética.

Pregunta clave: si una mujer y un hombre forman una pareja con fines de reproducción, ¿qué otros organismos forman una pareja con fines de reproducción, por ejemplo?

Respuesta: Huevo y esperma para bebé, bacteria y virus para grupo de virus, protón / electrón y neutrino para neutrón, materia oscura y partícula de materia ligera para neutrino.

EL SÍNDROME DE LA LUCHA POR EL PODER

Pregunta clave: si hay una lucha de poder entre hombres y mujeres, ¿qué otros pares de organismos muestran una lucha de poder similar, por ejemplo?

Respuesta: Espermatozoides y óvulos (véanse los capítulos 7 y 12), bacterias y virus, protones / electrones y neutrinos en neutrones, materia oscura y partículas de materia ligera. En el nivel de la sociología humana, existen luchas de poder entre un presidente / gabinete y los ciudadanos de una nación y entre empleadores y empleados, por ejemplo.

EL SÍNDROME DE MANIPULACIÓN GENÉTICA

Pregunta clave: si los humanos están comenzando a dominar las técnicas de manipulación genética, ¿qué otros organismos son muy buenos en la manipulación genética?

Respuesta: Esperma (para obligar a un óvulo a aceptar su información genética extraña), virus (para apoderarse de la información genética de las bacterias y otras células con fines de replicación), partículas de materia ligera (para apoderarse de la información genética de una partícula de materia oscura para fines de replicación), neutrinos (para controlar la información genética del protón / electrón del neutrón)

EL SÍNDROME DE INMUNIDAD A LA SUPERINFECCIÓN

Pregunta clave: si un espermatozoide con técnicas de manipulación genética o química puede evitar que otros espermatozoides se fusionen con la información genética de un óvulo para obtener inmunidad a la superinfección (véanse también los capítulos 7 y 12), ¿qué otros organismos se comportan de manera similar, por ejemplo?

Respuesta: Virus templados, partículas de materia ligera templadas.

EL SÍNDROME DE CABEZA Y COLA

Pregunta clave: si un espermatozoide tiene cabeza y cola, ¿qué otros organismos tienen cabeza y cola, por ejemplo?

Respuesta: Un embrión humano tiene cabeza y cola durante un tiempo, la mayoría de los organismos basados ​​en células tienen cabeza y cola, la mayoría de las bacterias tienen cabeza y cola, la mayoría de los virus tienen cabeza y cola, un protón (cabeza) / electrón (cola) tiene una cabeza y cola, un neutrino tiene cabeza y cola, una partícula de materia oscura tiene cabeza y cola, una partícula de materia ligera tiene cabeza y cola.

EL SÍNDROME DE LAS COLAS

Pregunta clave: si los espermatozoides pierden la cola una vez que han penetrado la cáscara del óvulo porque solo su información genética puede fusionarse con la información genética del óvulo, ¿qué otros organismos se comportan de manera similar?

Respuesta: Los virus con cola pierden la cola cuando penetran en las bacterias, las partículas de materia ligera se desprenden cuando penetran en las partículas de materia oscura

EL TEMPLADO VERSUS EL SÍNDROME VIRULENTE

Pregunta clave: si un virus puede ser principalmente templado o virulento, templado y puede formar una relación a largo plazo con una bacteria después de la infección porque en tal caso el virus entrará en un programa de inmunidad a la superinfección para que ningún otro virus similar pueda infectar a tales bacteria virulenta y no puede formar una relación a largo plazo con una bacteria después de la infección, porque en tal caso no ingresará a la inmunidad necesaria al programa de superinfección y así destruirá la bacteria después de un ciclo de replicación rápido, lo que otros organismos se comportan de manera similar. ¿camino?

Respuesta: Muchos espermatozoides ganadores son templados y pueden formar relaciones a largo plazo con el óvulo que han fertilizado porque, en tal caso, han entrado en un programa de inmunidad a la superinfección, muchos espermatozoides ganadores son virulentos y no entrarán en inmunidad a los programas de superinfección y, por lo tanto, después ciclo de replicación rápida por múltiples espermatozoides el óvulo se destruye y se desprende en el ciclo menstrual de la mujer que en muchos casos nunca supo que había sido fertilizada (ver capítulo 12). Lo mismo se aplica a las partículas de materia ligera que infectan a las partículas de materia oscura. Muchas son templadas y generarán estrellas y átomos de larga vida, otras son virulentas y generarán estrellas de corta vida que serán destruidas tan pronto como se generen neutrones / neutrinos (ver capítulo 6)

EL SÍNDROME MASCULINO VERSUS FEMENINO

Pregunta clave: si el cuerpo femenino y el masculino han sido diseñados de manera diferente para reflejar diferentes tendencias biológicas (ver también el capítulo 12), ¿qué otros pares de organismos se han diseñado de manera similar?

Respuesta: huevos y esperma, bacterias y virus, protones / electrones y neutrinos, partículas de materia oscura y partículas de materia ligera

EL SÍNDROME OSCURO VERSUS EL BRILLANTE

Pregunta clave: si hay oscuridad visible en cualquier lugar que esté adecuadamente protegido de la radiación electromagnética, y hay brillo visible en cualquier lugar donde la radiación electromagnética pueda brillar, ¿qué organismos producen la oscuridad frente a la brillante?

Respuesta: Las partículas de materia oscura en su estado frío puro generan oscuridad en alrededor del 99% de este universo, y los protones / electrones en la radiación electromagnética generan brillo con el calor (véanse los capítulos 3, 6).

EL SÍNDROME FRÍO VERSUS CALOR

Pregunta clave: si las partículas de materia oscura son extremadamente frías pero la materia de las estrellas es extremadamente caliente, ¿qué otros organismos son similares, por ejemplo?

Respuesta: Solo la materia oscura y las partículas de materia ligera en su estado puro pueden existir con una temperatura extremadamente fría que puede estar por debajo del cero absoluto en la escala kelvin, siendo la materia oscura alrededor del 99% de este universo, o con una temperatura extremadamente caliente como protones. / electrones y neutrones / neutrinos en estrellas y núcleos planetarios / lunares. Pero dondequiera que haya calor en este universo, sin importar si es extremo o moderado, significa que hay una infección por un tipo de organismo de virus (ver capítulo 6). Y entonces se podría decir que la materia de las estrellas y cualquier cosa derivada de las estrellas, incluidas las especies basadas en células, está infectada.

SÍNDROME DE ETERNIDAD VERSUS ENVEJECIMIENTO Y MUERTE

Pregunta clave: si los seres humanos envejecen y mueren y tienen una vida útil fija en condiciones óptimas, ¿qué otros organismos envejecen y mueren con una esperanza de vida fija y qué organismos son probablemente eternos?

Respuesta: ENVEJECIENDO Y MUERE: Las estrellas y los planetas / lunas envejecen y mueren debido a la reducción del núcleo (véanse los capítulos 6 y 11). La mayoría de los organismos basados ​​en células envejecen y mueren con una esperanza de vida fija en condiciones óptimas debido a un telómero que se contrae según el 'número de copias', es decir, que los organismos de tipo virus como los neutrones / neutrinos detienen su crecimiento con un número específico de divisiones celulares para comenzar una ciclo de reproducción durante la pubertad, pero tal envejecimiento preprogramado y muerte en las especies basadas en células, incluidos los humanos, podría anularse con la extensión de los telómeros opuesta a la apoptosis (véase el capítulo 12).

ETERNO: La materia inorgánica en forma de núcleos, moléculas, elementos y compuestos atómicos no radiactivos, además de núcleos de protones fríos de estrellas muertas o planetas fríos, pueden ser eternos en su forma y forma mientras estén lejos de una estrella.

Los protones y electrones libres son probablemente eternos porque sobrevivieron a las condiciones extremas del nacimiento y muerte de las estrellas y es poco probable que se desintegrarán, aunque también fueron sometidos al 'número de copias', por ejemplo, una partícula de materia oscura infectada por una partícula de materia ligera. solo se le permite crecer a través de la división de partículas (clonación) hasta el peso de un protón / electrón y luego se inicia un ciclo de reproducción con el calor de las estrellas para generar neutrones / neutrinos.

Las partículas de materia ligera de los neutrinos desintegrados también son probablemente eternas, pero no permanecen como partículas de materia ligera por mucho tiempo, ya que siempre están buscando partículas de materia oscura pura para infectar con fines de replicación, por ejemplo, para generar nuevos neutrinos.

Las partículas de materia oscura probablemente también sean eternas porque son más del 99% de la materia de este universo y siguen creciendo en tamaño a través de la división de partículas.

ÚLTIMAMENTE TODO ES SOLO EL SÍNDROME DE LOS DOS ORGANISMOS MÁS ELEMENTALES

Pregunta clave: si todos los protones / electrones y neutrinos de las estrellas fueron generados por la fusión de solo dos organismos elementales, extremadamente pequeños, partículas de materia oscura y ligera, entonces los planetas, las especies celulares / intracelulares y otra materia relacionada están finalmente hechos de solo esos dos bloques de construcción más elementales.

Respuesta: Todo lo que se deriva de las estrellas es realmente partículas de materia ligera y oscura en diferentes formas y formas. Pero el proceso que llega a formas y formas tan diferentes es complejo, ya que se basa en una serie de programas genéticos relacionados con el crecimiento detenido de protones / electrones, calor, capas de electrones, órbitas, etc. (véanse los capítulos 6, 11, 12). ).

2k) VINCULANDO TODOS LOS HECHOS

Como se desprende de los síndromes descritos, en este universo está emergiendo un patrón claro a diferentes niveles y en diferentes ramas de la ciencia. Este patrón claro proporcionado por la propia naturaleza en astronomía, física de partículas, microbiología, biología y sociología humana nos está diciendo algo sobre este universo. Cómo comenzó este universo, cómo evolucionó, cómo terminará.

Comenzó con las partículas puras de materia oscura y clara en su estado frío y oscuro, pero mientras que las partículas de materia oscura podían replicarse de forma independiente y crecer en número, las partículas de materia ligera no. Esto condujo a la infección de partículas de materia oscura por partículas de materia ligera y al calor con fines de replicación, por lo que se estableció la interacción huésped versus virus y también la tendencia hacia una complejidad creciente.

¿Cuál es el destino de este universo? Parecerá que a nivel de materia oscura y clara habrá una tendencia continua de replicación, reproducción y crecimiento, lo que significa que este universo podría expandirse para siempre. Sin embargo, realmente dependerá de la materia oscura. ¿Puede seguir creando materia más rápido de lo que la materia ligera puede infectarla? Si se ralentiza considerablemente y todas sus partículas se infectan, entonces el destino de este universo son los protones / electrones de la menopausia y las partículas de materia ligera, pero dado que las partículas de materia ligera no pueden ser replicadas por los protones / electrones de la menopausia, entonces este universo se detendría y no surgirán más estrellas ni planetas ni otras materias relacionadas.

Concluiremos este capítulo con extractos del Informe de Desarrollo Humano de las Naciones Unidas para que podamos ver por nosotros mismos qué efecto tienen los protones / electrones y los neutrones / neutrinos en los humanos a nivel sociológico.

2l) EXTRACTOS DEL INFORME DE LAS NACIONES UNIDAS SOBRE DESARROLLO HUMANO 1999

Hemos elegido extractos del Informe de Desarrollo Humano 1999 de las Naciones Unidas porque brinda información sobre el desarrollo de los seres humanos en el Planeta Tierra desde 1990 a 1999, por lo que en las secciones de este informe se cubre toda una década.

Sabemos que los humanos están hechos de átomos con protones / electrones y neutrones / neutrinos. También sabemos que los neutrones / neutrinos superan en número a los protones / electrones en muchos átomos. Veamos cómo se comportan los humanos con sus protones / electrones y neutrones / neutrinos.

INFORME DE LAS NACIONES UNIDAS SOBRE DESARROLLO HUMANO 1998/1999

1) RESUMEN DEL INFORME SOBRE DESARROLLO HUMANO 1999

Los siguientes son extractos de la sección anterior del informe.

El crecimiento del consumo en el siglo XX, sin precedentes en su escala y diversidad, se ha distribuido mal, dejando un atraso de déficits y enormes desigualdades.

El consumo per cápita ha aumentado de manera constante en los países industrializados (alrededor del 2,3% anual) durante los últimos 25 años, espectacularmente en Asia Oriental (6,1%) y a un ritmo creciente en Asia Meridional (2,0%). Sin embargo, estas regiones en desarrollo están lejos de alcanzar los niveles de los países industrializados y el crecimiento del consumo ha sido lento o estancado en otras. El hogar africano promedio consume hoy un 20% menos que hace 25 años.

El 20% más pobre de la población mundial y más han quedado fuera de la explosión del consumo. Más de mil millones de personas se ven privadas de las necesidades básicas de consumo. De los 4.400 millones de personas en los países en desarrollo, casi tres quintas partes carecen de saneamiento básico. Casi un tercio no tiene acceso a agua potable. Una cuarta parte no tiene una vivienda adecuada. Un quinto no tiene acceso a servicios de salud modernos. Una quinta parte de los niños no asiste a la escuela hasta el quinto grado. Aproximadamente una quinta parte no tiene suficiente energía y proteína en la dieta. Las deficiencias de micronutrientes están aún más extendidas. En todo el mundo, 2 mil millones de personas padecen anemia, incluidos 55 millones en los países industrializados. En los países en desarrollo, solo una minoría privilegiada ha motorizado el transporte, las telecomunicaciones y la energía moderna.

Las desigualdades en el consumo son marcadas. A nivel mundial, el 20% de la población mundial en los países de ingresos más altos representa el 86% del gasto total en consumo privado; el 20% más pobre, un minúsculo 1,3%. Más específicamente el quinto más rico:

* Consume el 45% de toda la carne y el pescado, el quinto 5% más pobre

* Consume el 58% de la energía total, el quinto más pobre menos del 4%

* Tienen el 74% de todas las líneas telefónicas, la quinta parte más pobre el 1,5%

* Consume el 84% de todo el papel, el quinto más pobre el 1,1%

* Poseer el 87% de la flota de vehículos del mundo, el quinto más pobre menos del 1%

¿Qué tan gratificante es el patrón de consumo actual en términos de satisfacción humana? El porcentaje de estadounidenses que se dicen felices alcanzó su punto máximo en 1957, aunque el consumo se ha más que duplicado mientras tanto.

A pesar del alto consumo, la pobreza y las privaciones se encuentran en todos los países industrializados y en algunos están aumentando. El Informe de este año presenta un nuevo índice de pobreza en los países industrializados, una medida multidimensional de la privación humana, en la misma línea que el índice de pobreza humana presentado en el Informe sobre Desarrollo Humano 1997 para los países en desarrollo, pero más apropiado para las condiciones sociales y económicas de la industria. países.

El nuevo índice de pobreza humana (IPH-2) muestra que entre el 7 y el 17% de la población de los países industrializados es pobre. Estos niveles de privación tienen poco que ver con el ingreso promedio del país. Suecia tiene la menor pobreza (7%), aunque ocupa el decimotercer lugar en ingresos medios. Estados Unidos, con el ingreso promedio más alto de los países clasificados, tiene la mayor proporción de población que experimenta pobreza humana. Y los países con ingresos per cápita similares tienen niveles muy diferentes de pobreza humana. Los Países Bajos y el Reino Unido, por ejemplo, tienen valores de HPI-2 del 8% y el 15%, a pesar de niveles de ingresos similares.

HPI-2 muestra de manera concluyente que el subconsumo y las privaciones humanas no son solo la suerte de las personas pobres en el mundo en desarrollo. Más de 100 millones de personas en las naciones ricas sufren un destino similar. No se espera que cerca de 200 millones de personas sobrevivan hasta los 60 años. Más de 100 millones no tienen hogar. Y al menos 37 millones están sin trabajo, a menudo experimentando un estado de exclusión social. Muchas conclusiones sobre la privación se les aplican con igual fuerza.

Los consumidores dominantes del mundo se concentran abrumadoramente entre los ricos, pero el daño ambiental del consumo mundial recae más gravemente sobre los pobres.

Los más acomodados se benefician de la cornucopia del consumo. Pero los pobres y los países pobres soportan muchos de sus costos. Las privaciones humanas más graves derivadas del daño ambiental se concentran en las regiones más pobres y afectan a las personas más pobres, incapaces de protegerse.

· Un niño nacido en el mundo industrializado aumenta el consumo y la contaminación a lo largo de su vida que entre 30 y 50 niños nacidos en países en desarrollo.

· Desde 1950, los países industriales, debido a sus altos niveles de ingresos y consumo, han representado más de la mitad del aumento en el uso de recursos.

· La quinta parte de la población mundial en los países de ingresos más altos representa el 53% de las emisiones de dióxido de carbono, la quinta parte más pobre el 3%. Brasil, China, India, Indonesia y México se encuentran entre los países en desarrollo con mayores emisiones. Pero con una población enorme, sus emisiones per cápita siguen siendo pequeñas: 3.9 toneladas métricas al año en México y 2.7 en China, en comparación con 20.5 toneladas métricas en Estados Unidos y 10.2 en Alemania. Las consecuencias humanas del calentamiento global del dióxido de carbono serán devastadoras para muchos países pobres: con un aumento en el nivel del mar, Bangladesh podría ver su tierra reducirse en un 17%.

· Casi mil millones de personas en 40 países en desarrollo corren el riesgo de perder el acceso a su fuente primaria de proteínas, ya que la sobrepesca impulsada por la demanda de exportación de piensos y aceites para animales ejerce presión sobre las poblaciones de peces.

· Los 132 millones de personas en áreas con estrés hídrico se encuentran predominantemente en África y partes de los estados árabes, y si continúan las tendencias actuales, su número podría aumentar a 1-2 500 millones para 2050.

· La deforestación se concentra en los países en desarrollo. Durante las últimas dos décadas, América Latina y el Caribe perdió 7 millones de hectáreas de bosque tropical, Asia y África subsahariana 4 millones de hectáreas cada una. La mayor parte se ha realizado para satisfacer la demanda de madera y papel, que se ha duplicado y quintuplicado respectivamente desde 1950. Pero más de la mitad de la madera y casi las tres cuartas partes del papel se utilizan en los países industrializados.

Las crecientes presiones por el consumo conspicuo pueden volverse destructivas, reforzando la exclusión, la pobreza y la desigualdad.

Las presiones del gasto competitivo y el consumo conspicuo convierten la opulencia de algunos en la exclusión social de muchos. Cuando existe una fuerte presión social para mantener altos estándares de consumo y la sociedad fomenta el gasto competitivo para exhibiciones conspicuas de riqueza, las desigualdades en el consumo profundizan la pobreza y la exclusión social. Algunas tendencias inquietantes:

· Los estudios de los hogares estadounidenses encontraron que los ingresos necesarios para satisfacer las aspiraciones de consumo se duplicaron entre 1986 y 1994

· La definición de lo que constituye una "necesidad" está cambiando y las distinciones entre lujos y necesidades se están difuminando. En la década de 1980, Brasil, Chile, Malasia, México y Sudáfrica tenían entre dos y tres veces más automóviles que Austria, Francia y Alemania cuando tenían el mismo nivel de ingresos que 30 años antes.

· La deuda de los hogares, especialmente el crédito al consumo, está aumentando y el ahorro de los hogares está disminuyendo en muchos países industrializados y en desarrollo. En los Estados Unidos, los hogares ahorran solo el 3,5% de sus ingresos, la mitad que hace 15 años. En Brasil, la deuda de los consumidores, concentrada entre los hogares de menores ingresos, supera ahora los 6.000 millones de dólares.

Muchos expresan su preocupación por el impacto de estas tendencias en los valores de la sociedad y en las vidas humanas. ¿Aumentan aún más la pobreza a medida que los hogares compiten para cumplir con los crecientes estándares de consumo, desplazando el gasto en alimentación, educación y salud? ¿Estos patrones motivan a las personas a pasar más horas trabajando, dejando menos tiempo para la familia, los amigos y la comunidad?

¿Y la globalización está acelerando estas tendencias en el gasto competitivo y el aumento de los estándares?

· Elevar los niveles de consumo de más de mil millones de pobres, más de una cuarta parte de la humanidad, que han quedado al margen de la expansión mundial del consumo y no pueden satisfacer sus necesidades básicas.

· Pasar a patrones de consumo más sostenibles que reduzcan el daño ambiental, mejoren la eficiencia en el uso de recursos y regeneren recursos renovables, como agua, madera, suelos y peces.

· Proteger y promover los derechos de los consumidores a la información, la seguridad de los productos y el acceso a los productos que necesitan

· Desalentar patrones de consumo que tengan un impacto negativo en la sociedad y que refuercen las desigualdades y la pobreza

· Lograr una distribución internacional más equitativa de la carga en la reducción y prevención del daño ambiental global y en la reducción de la pobreza global

INFORME DE LAS NACIONES UNIDAS SOBRE DESARROLLO HUMANO 1999: DIEZ AÑOS DE DESARROLLO HUMANO

BALANCE GENERAL DE DESARROLLO HUMANO,

PROGRESO GLOBAL: SALUD

En 1997, 84 países disfrutaban de una esperanza de vida al nacer de más de 70 años, 55 países más en 1990. El número de países en desarrollo en el grupo se ha más que duplicado de 22 a 49. Entre 1990 y 1997 la proporción de la población con el acceso al agua potable casi se duplicó, del 40% al 72%.

PRIVACIÓN GLOBAL: SALUD

Durante 1990-97, el número de personas infectadas por el VIH-SIDA aumentó a más del doble, de menos de 15 millones a más de 33 millones. No se prevé que alrededor de 1.500 millones de personas sobrevivan hasta los 60 años. Más de 880 millones de personas carecen de acceso a servicios de salud y 2.600 millones carecen de acceso a saneamiento básico.

PROGRESO GLOBAL: EDUCACIÓN

Entre 1990 y 1997, la tasa de lectura de adultos aumentó del 64% al 76%. Durante 1990-97, la tasa bruta de matriculación primaria y secundaria aumentó del 74% al 81%.

PRIVACIÓN GLOBAL: EDUCACIÓN

En 1997, más de 850 millones de adultos eran analfabetos. En los países industrializados, más de 100 millones de personas eran analfabetas funcionales. Más de 260 millones de niños no están escolarizados en los niveles primario y secundario.

PROGRESO GLOBAL: ALIMENTACIÓN Y NUTRICIÓN

A pesar del rápido crecimiento de la población, la producción de alimentos per cápita aumentó casi un 25% durante 1990-1997. El suministro diario per cápita de calorías aumentó de menos de 2500 a 2750 y el de proteínas de 71 gramos a 76 gramos.

PRIVACIDAD GLOBAL: ALIMENTOS Y NUTRICIÓN

Aproximadamente 840 millones de personas están desnutridas. El consumo total de la quinta parte más rica de la población mundial es 16 veces superior al de la quinta parte más pobre.

PROGRESO GLOBAL: INGRESOS Y POBREZA

Durante 1990-97, el PIB real per cápita aumentó a una tasa anual promedio de más del 1%. El consumo real per cápita aumentó a una tasa promedio anual de 2,4% durante el mismo período.

PRIVACIDAD GLOBAL: INGRESOS Y POBREZA

Casi 13 mil millones de personas viven con menos de un dólar al día y cerca de mil millones no pueden satisfacer sus necesidades básicas de consumo. La participación del ingreso mundial de la quinta parte más rica de la población mundial es 74 veces mayor que la de la quinta parte más pobre.

PROGRESO GLOBAL: MUJERES

Durante 1990-97, la tasa neta de matriculación secundaria de las niñas aumentó del 36% al 61%. Entre 1990 y 1997, la tasa de actividad económica de las mujeres aumentó del 34% a casi el 40%.

PRIVACIÓN GLOBAL: MUJERES

No se prevé que cerca de 340 millones de mujeres sobrevivan hasta los 40 años. De un cuarto a la mitad de todas las mujeres han sufrido abusos físicos por parte de una pareja íntima.

PROGRESO GLOBAL: NIÑOS

Entre 1990 y 1997, la tasa de mortalidad infantil se redujo de 76 por 1000 nacidos vivos a 58. La proporción de niños de un año vacunados aumentó del 70% al 89% durante 1990-97.

PRIVACIÓN GLOBAL: NIÑOS

Casi 160 millones de niños están desnutridos. Más de 250 millones de niños trabajan como niños trabajadores.

PROGRESO GLOBAL: MEDIO AMBIENTE

Entre 1990 y 1997, la proporción de combustibles tradicionales altamente contaminantes en la energía utilizada se redujo en más de dos quintas partes.

PRIVACIÓN GLOBAL: MEDIO AMBIENTE

Cada año, casi 3 millones de personas mueren por contaminación del aire, más del 80% de ellas por contaminación del aire en interiores, y más de 5 millones mueren por enfermedades diarreicas causadas por la contaminación del agua.

PROGRESO GLOBAL: SEGURIDAD HUMANA

Entre dos tercios y tres cuartos de la población de los países en desarrollo vive bajo regímenes relativamente pluralistas y democráticos.

PRIVACIÓN GLOBAL: SEGURIDAD HUMANA

A finales de 1997 había casi 12 millones de refugiados.

2m) ¿CUÁLES SON LOS PRINCIPALES PUNTOS DE ESTE CAPÍTULO?

· El hidrógeno de los discos oscuros (no del borde exterior de los discos oscuros) nunca ha sido procesado con calor y es por eso que está oscuro en el espectro visible visto por el Telescopio Espacial Hubble, por lo que esto descarta las teorías universales que afirman que toda la materia de este universo comenzó caliente (ver capítulo 9)

· La replicación a través de la división celular o de partículas, y la reproducción a través de interacciones entre el huésped y el virus es la esencia de este universo. Estos síndromes se pueden observar en astronomía, física de partículas, microbiología y biología.

· El protón / electrón es un organismo con cabeza y cola, el neutrino otro, también con cabeza y cola. El protón / electrón evolucionó a partir de partículas de materia oscura infectadas por partículas de materia ligera que conducen a discos oscuros de protio de hidrógeno. El neutrino evolucionó a partir de partículas de materia ligera replicadas por protones / electrones infectados que quedaron preñados con el calor de las estrellas (menos del 1%).

· En última instancia, los protones / electrones oscuros de los discos oscuros evolucionan a partir de partículas de materia oscura pura (alrededor del 99% de toda la materia de este universo), y las partículas de materia ligera pura evolucionan a partir de neutrinos desintegrados (alrededor del 1% de toda la materia de este universo) , a excepción de la primera partícula de materia ligera que existió.

· Los protones / electrones y neutrones / neutrinos que componen a los humanos les dan su naturaleza dual: la de un huésped y la de un tipo de organismo de virus (ver capítulo 13).


Documentación de StarPlot

Esta sección es un curso intensivo de astronomía estelar básica, escrito para que incluso las personas sin experiencia en el tema puedan usar StarPlot y comprender la pantalla. Si ya tiene algún conocimiento en el campo, no dude en omitir esta sección.

1.1. Sistemas coordinados

Lo primero que un astrónomo necesita saber sobre un objeto en el cielo es dónde encontrarlo. Por lo general, esta información se presenta en forma de ascensión recta (RA) y declinación. Estas son dos coordenadas angulares, similares respectivamente a la longitud y latitud de un punto en la superficie de la Tierra. Uno puede imaginar una esfera centrada en la Tierra, cuyo radio es mayor que el del universo conocido. Esta esfera ficticia se llama esfera celestial. El RA y la declinación de un objeto se definen como las coordenadas del punto de la esfera celeste sobre el que se proyecta el objeto, visto desde la Tierra.

Por conveniencia, los polos norte y sur del sistema de coordenadas de la esfera celeste están alineados con los de la Tierra. En otras palabras, si uno se encuentra en el polo norte de la Tierra, el polo norte de la esfera celeste está directamente sobre su cabeza. Esto casi coincide con la proyección de la estrella Alpha Ursae Minoris sobre la esfera celeste, por lo tanto, esa estrella tiene una declinación de casi 90 ° N, y la llamamos Estrella Polar o Polaris. (La declinación, como la latitud, se mide en grados, minutos y segundos de arco). De manera más general, un objeto en el cielo con declinación D pasará por encima en algún momento durante el día o la noche como se ve desde un punto de la Tierra con latitud D.

La ascensión recta es más complicada, porque la Tierra gira mientras que el resto del universo, en su conjunto, no lo hace. Por lo tanto, los astrónomos no pueden usar las longitudes terrestres para determinar las ascensiones rectas celestes de la misma manera que lo hacen con las latitudes y declinaciones. En cambio, definen una dirección específica en el cielo para ser el meridiano cero. Este punto, llamado primer punto de Aries (FPA), es el lugar donde la proyección del Sol sobre la esfera celeste cruza el ecuador celeste al comienzo de la primavera. (Sucede que se encuentra en la constelación de Aries, de ahí el nombre el Carnero).

Ahora, suponga que el FPA se encuentra directamente sobre el horizonte sur de la Tierra, como se ve desde algún lugar del hemisferio norte. A medida que la Tierra gira, este punto de la esfera celeste parecerá ponerse en el oeste. Después de un período de tiempo llamado día sideral, el FPA habrá aumentado nuevamente en el este y una vez más estará directamente sobre el horizonte sur. Un día sidéreo es un poco más corto que un día solar, aproximadamente 23 horas y 56 minutos. (Esto se debe a que la Tierra, en su órbita alrededor del Sol, hace una rotación adicional por año si se considera en relación con las estrellas distantes que si se considera en relación con el Sol).

Un día sidéreo se puede dividir en 24 períodos llamados horas sidéreas, cada uno ligeramente más corto que una hora estándar. Si el tiempo sidéreo actual es h (el número de horas sidéreas desde la última vez que el FPA se dirigió hacia el sur), entonces se dice que los puntos que ahora están directamente sobre el horizonte sur tienen ascensión recta h. Por ejemplo, después de que el FPA se dirija al sur, uno debe esperar 6 horas siderales y 43 minutos siderales antes de que la estrella Sirio esté directamente sobre el horizonte sur. Por lo tanto, la ascensión recta de Sirio es de 6 horas 43 minutos. Mirando hacia el sur desde un punto del hemisferio norte, la ascensión derecha aumenta de derecha a izquierda.

Aparte, observe que una hora de ascensión recta es equivalente a 360 & deg / 24 = 15 & deg de longitud. Es lamentable que una hora de ascensión recta se divida en 60 minutos o 3600 segundos de ascensión recta, porque estas unidades no tienen nada que ver con los minutos y segundos de arco de nombre similar en los que se dividen los grados de latitud o declinación.

Probablemente todo esto sea muy confuso, así que lo resumiré rápidamente: Un objeto en el cielo ubicado en ascensión recta h y declinación D pasará directamente por encima como lo ve un observador ubicado en la latitud terrestre D cuando la hora sideral local es h. La hora sidérea local depende tanto de la hora solar actual como del día del año. En general, el tiempo sideral h (en horas sidéreas) es igual a ( t + 24F ) mod 24, donde t es la hora solar local (en horas estándar), y F es la fracción de un año que ha pasado desde el último equinoccio de primavera.

El sistema de coordenadas descrito anteriormente se llama coordenadas celestes. Dadas las coordenadas celestes de un objeto en el cielo, es casi trivial determinar cuál es el mejor lugar de la Tierra desde el cual observar el objeto, a qué hora estará el objeto más alto sobre el horizonte en una fecha determinada y a qué altura. será en ese momento. Por esta razón pragmática, el sistema de coordenadas celestes es el más utilizado.

Sin embargo, los astrónomos también utilizan con frecuencia un sistema diferente llamado coordenadas galácticas. Este sistema utiliza el plano de nuestra Vía Láctea, proyectada sobre la esfera celeste, como su ecuador. La latitud galáctica de un objeto viene dada por su distancia angular desde el plano de la Vía Láctea, visto desde la Tierra. La longitud galáctica se da utilizando meridianos perpendiculares al plano galáctico, con el meridiano cero definido como la dirección al centro de la Vía Láctea. En este sistema, tanto la latitud como la longitud se miden en grados, al igual que la latitud y la longitud basadas en la Tierra (excepto que no hay longitudes "este" u "oeste", la longitud galáctica comienza en cero y aumenta en la dirección contraria a las agujas del reloj hasta que alcanza los 360 °) .

Aunque las coordenadas galácticas no están simplemente relacionadas con la posición de un objeto en el cielo como lo están las coordenadas celestes, tienen la ventaja de ser más significativas y menos centradas en la Tierra. El conocimiento de que una estrella distante tiene una latitud galáctica alta, por ejemplo, sugiere que es una de las viejas estrellas de halo en lugar de una nueva estrella dentro del disco galáctico. Los objetos fuera de nuestra galaxia suelen ser más fáciles de ver si tienen una latitud galáctica alta porque hay menos gas y polvo frente a ellos desde nuestro punto de vista.

La conversión entre sistemas de coordenadas galácticas y celestes implica una gran cantidad de trigonometría irritante. StarPlot admite ambos sistemas de coordenadas y le permite cambiar fácilmente entre ellos sin problemas.

1.2. Distancias y paralaje

Hasta ahora solo hemos considerado dos de las tres variables necesarias para especificar la ubicación tridimensional de una estrella en el espacio. La tercera variable, por supuesto, es la distancia a la Tierra. Sin embargo, a diferencia de la posición aparente de una estrella en la esfera celeste, su distancia es difícil de determinar. En general, hay dos métodos disponibles: usar el trigonométrico de una estrella paralajey estimando su distancia de sus líneas espectrales y brillo aparente.

Con mucho, el más exacto de ellos es el paralaje. Durante un período de seis meses, la Tierra viaja en su órbita de un lado del Sol al otro, un cambio de posición de unos 300 millones de kilómetros. El paralaje es simplemente la mitad del ángulo por el cual una estrella distante parece (para nosotros) cambiar de posición en la esfera celeste debido a este movimiento. Cuanto más distante está la estrella, menor es su paralaje. La estrella más cercana a excepción de nuestro Sol, Proxima Centauri, tiene un paralaje de 0,78 segundos de arco. Recuerde que un segundo de arco es 1/3600 de grado, que a su vez es 1/360 de un círculo completo. Las estrellas están muy lejos.

Los astrónomos prefieren medir distancias estelares con una unidad llamada parsec (ordenador personal). Un parsec se define como la distancia a la que una estrella tendría una parallax de uno segundoond de arco, y equivale a unos 31 billones de kilómetros. Sin embargo, otra unidad de tamaño similar llamada año luz (LY) es más favorecido en la ciencia popular y la ciencia ficción. El año luz es la distancia que un rayo de luz tardaría un año en viajar en el vacío. Son aproximadamente 9,5 billones de kilómetros, o 1 / 3,2616 de un parsec. Debido a la popularidad de la unidad, he optado por que el año luz sea la unidad de distancia predeterminada en StarPlot. Si prefiere parsecs, puede cambiar esto desde el submenú Options- & gtDistance Units en StarPlot versiones 0.95.5 y posteriores.

Desafortunadamente, no podemos medir con precisión paralaje menores que unas pocas centésimas de segundo de arco. Por lo tanto, las distancias de las estrellas que se encuentran a más de uno o doscientos años luz deben determinarse mediante el segundo método. Esto se describirá más adelante. Vale la pena señalar que, si bien los paralaje estelares pueden estar desviados en un orden del 10%, las distancias obtenidas del brillo y el espectro aparentes de una estrella podrían fácilmente estar equivocadas en un factor de dos.

1.3. Magnitudes estelares

Aparte de los datos de posición descritos anteriormente, la primera información que uno podría querer saber sobre una estrella es su brillo. Esto se describe usando una escala logarítmica llamada magnitud. Una estrella tiene un magnitud aparente que describe su brillo como se ve desde la Tierra, y también un más objetivo magnitud absoluta relacionado con su brillo intrínseco. Para evitar confusiones, en este capítulo utilizaré los adjetivos "brillante" o "tenue" para referirme al brillo aparente de una estrella, y "luminoso" o "tenue" para referirme a su brillo objetivo (luminosidad). En los capítulos restantes, todos estos adjetivos siempre se referirán al brillo objetivo de una estrella.

Los astrónomos definen la magnitud aparente metro de una estrella, vista desde la Tierra, para ser metro = -2,5 log10 r, dónde r es la relación entre el brillo de la estrella y el de la estrella brillante Vega. Observe que (1) las estrellas más débiles tienen magnitudes más grandes (2) si la diferencia de magnitudes entre dos estrellas es 1, entonces una es 10 0.4, o aproximadamente 2.512, veces más débil que la otra. La razón de esta escala logarítmica es que los oftalmólogos solían creer que la visión nocturna humana percibía los brillos de forma logarítmica.

La estrella más brillante del cielo nocturno es Sirio, con una magnitud aparente de -1,46. Es decir, Sirius es 10 (0.4) & middot (1.46) = 3.8 veces más brillante que Vega. (A modo de comparación, el Sol tiene una magnitud aparente de -27 más o menos, y la luna llena, -12.) Las estrellas más débiles visibles para un humano con buena vista, sin ayuda óptica, en un área oscura lejos de las luces de la ciudad, tienen magnitudes aparentes entre +6 y +6.5 (y por lo tanto son 1000 a 1500 veces más débiles que Sirio). Los objetos más débiles detectables por cualquier instrumento humano tienen magnitudes aparentes tan grandes como +29.

La magnitud absoluta METRO de una estrella se define entonces como la magnitud aparente que esa estrella tendría si se moviera a una distancia de 10 parsecs (32,16 años luz) de la Tierra. Nuestro Sol es una estrella relativamente tenue, con una magnitud absoluta de +4,85. Sin embargo, las estrellas pueden ser mucho más tenues; la gran mayoría son pequeñas, relativamente frías y más tenues que la magnitud absoluta +10 más o menos. Por otro lado, las estrellas excepcionalmente luminosas pueden tener magnitudes absolutas en el rango de -5 o -6.

Conociendo las magnitudes absolutas y aparentes de una estrella, se puede usar la fórmula D = (10 piezas) y middot10 (metro-METRO) / 5 para calcular su distancia D en parsecs. Esto permite el segundo método de determinación de la distancia mencionado anteriormente, porque a menudo se puede estimar la magnitud absoluta de una estrella a partir del conocimiento de las líneas en su espectro.

1.4. Clases espectrales

El espectro de una estrella puede proporcionar una gran cantidad de información útil sobre ella, que incluye, entre otros, su temperatura, densidad, velocidad de rotación, velocidad radial, posibles compañeros invisibles y, por supuesto, composición. Sin embargo, la mayoría de estas variables afectan solo los detalles de los espectros. Solo la composición y la temperatura tienen efectos muy evidentes. Dado que la mayoría de las estrellas tienen aproximadamente la misma composición en sus capas externas, generalmente la única variable importante es la temperatura en la superficie de la estrella.

Dado que la temperatura es una variable escalar continua, es posible organizar los principales tipos de espectros estelares en una secuencia unidimensional. Cada tipo de espectro ha sido designado por una letra, llamada Tipo espectral de Harvard. Del más caliente al más frío, los tipos espectrales principales son O, B, A, F, G, K y M. (Cuando este sistema de tipos se desarrolló en la década de 1890, los efectos de la temperatura sobre los espectros estelares eran desconocidos, lo que llevó a orden aleatorio de estas letras.) Las estrellas tipo O y B son calientes y azul-blancas, mientras que las estrellas M son frías y aparecen rojas. Cada tipo espectral se subdivide agregando un número en el rango [0,10), donde un subtipo "0" es más caliente que un subtipo "9". Nuestro Sol tiene el tipo espectral G2, lo que indica una temperatura superficial de aproximadamente 5800 Kelvin (10,000 ° F).

Usando datos de paralaje, se puede hacer un diagrama de dispersión de magnitudes absolutas de estrellas versus tipo espectral (o equivalentemente, temperatura). Este gráfico se conoce como Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R). Tradicionalmente, el diagrama se representa con un aumento de la temperatura de derecha a izquierda y un aumento de la luminosidad (disminución de la magnitud) de abajo hacia arriba. Sorprendentemente, las estrellas en un diagrama de este tipo, en lugar de estar esparcidas por todo él, se encuentran en varias bandas bien definidas. La más importante contiene aproximadamente el 90% de todas las estrellas y se extiende en diagonal desde las estrellas O azules luminosas en la parte superior izquierda hasta las estrellas M rojas tenues en la parte inferior derecha. Este es el Secuencia principal. Las bandas de estrellas que se encuentran por encima de la secuencia principal (que tienen mayor luminosidad) se encuentran en el gigante y supergigante regiones.

La Clase de luminosidad Morgan-Keenan es un intento de un sistema numérico para describir estas bandas. Se agrega un número romano entre I y VI al final del tipo espectral, con I representando supergigantes, II y III estrellas gigantes, IV las raras "subgigantes", V la secuencia principal o "enanas" y VI las llamadas "subenanas". Naturalmente, esta clasificación es algo subjetiva. No obstante, ciertas características del espectro de una estrella, si se examinan de cerca, permiten adivinar la clase de luminosidad de una estrella sin conocer su magnitud absoluta. A partir del tipo espectral y la clase de luminosidad, se puede estimar la magnitud absoluta y, por lo tanto, también la distancia de la estrella.

Por supuesto, un pequeño porcentaje de estrellas no entra en estas categorías ordenadas. Una clase de estrellas llamada enanas blancas (que no debe confundirse con la secuencia principal "enanas" o "subenanas") se encuentra en la parte inferior izquierda de un diagrama de Hertzsprung-Russell, que combina altas temperaturas con una sorprendente oscuridad. La Estrellas Wolf-Rayet se encuentran muy a la izquierda, y algunos objetos exóticos como púlsares y agujeros negros ni siquiera tienen un lugar en la carta.

1.5. Evolución estelar

A partir de extensas observaciones e inspiradas hipótesis, los astrónomos han llegado a una comprensión razonablemente buena de la evolución estelar. Las estrellas comienzan su "vida" a través de la condensación gravitacional de las nubes de gas y polvo. Miles de ellos se forman en un grupo a la vez. Una vez que la fusión nuclear ha comenzado en el núcleo de una estrella y ha alcanzado un estado de equilibrio, comienza en la secuencia principal. Las estrellas más masivas comienzan en la esquina superior izquierda del diagrama H-R, mientras que las menos masivas comienzan en la esquina inferior derecha. (La masa mínima requerida para que una estrella alcance un equilibrio estable con la fusión nuclear es aproximadamente 1/12 de la masa de nuestro Sol).

Durante la secuencia principal, la estrella "quema" hidrógeno, convirtiéndolo en núcleos de los isótopos helio-3 y (principalmente) helio-4 mediante fusión nuclear. En el proceso, se libera energía (en forma de rayos gamma). La presión de radiación hacia el exterior de esta energía evita que la estrella colapse. El mecanismo de fusión es la cadena protón-protón en estrellas más pequeñas, un proceso paso a paso que uno podría esperar intuitivamente. Pero en las estrellas un poco más grandes que nuestro Sol, predomina el ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno). Este ciclo utiliza trazas de carbono-12 (sobrantes de generaciones anteriores de estrellas) en el núcleo de la estrella para catalizar la conversión de hidrógeno en helio.

Cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida útil, ya que la velocidad de las reacciones nucleares depende en gran medida de la temperatura del núcleo estelar, que a su vez es función de la presión. Las estrellas similares al Sol pueden durar 10 mil millones de años en la etapa de la secuencia principal, mientras que las estrellas que comienzan en el tipo O en la secuencia principal sobrevivirán "sólo" por unos pocos millones.

Al final de la fase de secuencia principal, la vida de una estrella casi termina. El núcleo de la estrella se obstruye con demasiado helio para que continúe la fusión del hidrógeno. En este punto, la radiación exterior de la fusión ya no apoyará la masa de la estrella contra la gravedad. A medida que aumenta la presión en el núcleo, también lo hace la temperatura. Si la estrella es lo suficientemente grande, la temperatura y la presión alcanzarán un punto en el que puede ocurrir la fusión de tres núcleos de helio para formar un núcleo de carbono-12. (Esto se conoce como el proceso triple-alfa, ya que los núcleos de helio-4 también se denominan partículas alfa). Las estrellas más pequeñas colapsan en un objeto denso llamado enana blanca.

Las intensas temperaturas en el núcleo estelar hacen que las capas externas de la estrella se expandan, hinchándose a decenas de millones de kilómetros de diámetro. Pueden engullir planetas cercanos a la estrella. Como estas capas están ahora lejos de la fuente de calor central, se vuelven más frías y brillan con un color rojizo. Esta fase de la vida de la estrella es la etapa de la "gigante roja".

Eventualmente, el helio para quemar también se agota. La mayoría de las estrellas no tienen la masa para inducir la siguiente fase de fusión (quema de carbono) y, en este punto, muchas de ellas también colapsarán en enanas blancas. De camino a hacerlo, pueden expulsar enormes nubes esféricas de gas, llamadas nebulosas planetarias debido a su parecido a través de un telescopio con un disco planetario.

Las estrellas más masivas continuarán encontrando más y más cosas exóticas para "quemar", en el proceso de hincharse a un tamaño enorme. Estos brillantes objetos son supergigantes. Sobreviven hasta que sus núcleos se llenan de hierro. El hierro, como el elemento más estable (que tiene la mayor energía de enlace por partícula nuclear) no se puede quemar. Un núcleo de hierro no libera energía, ni cuando se fusiona con otros núcleos ni cuando se divide en pedazos más pequeños. Una estrella en esta situación típicamente sufre una supernova, una explosión masiva, dejando atrás una exótica estrella de neutrones o un agujero negro.

Este esbozo de la evolución estelar es solo el esbozo más breve y muy simplificado. Para obtener más detalles, se sugiere al lector que comience con el artículo de Wikipedia y luego siga las referencias del mismo.

1.6. Nombres de estrellas

Un gran problema que los astrónomos tienen con las estrellas, ya que hay miles de millones de ellas solo en nuestra galaxia, es nombrarlas. Los antiguos griegos y árabes simplemente nombraron individualmente a las estrellas más brillantes. Algunos de estos nombres, como "Betelgeuse", todavía son bien conocidos, mientras que otros como "Zubeneschamali" apenas se usan. Sin embargo, este enfoque no se escaló bien, incluso hasta las únicas 6000 estrellas visibles a simple vista.

Johann Bayer hizo uno de los primeros intentos sistemáticos de poner nombre en 1603. Identificó las estrellas en cada constelación con una letra griega, comenzando con & alpha (alfa) para la estrella más brillante y avanzando hacia abajo. Esto fue antes de que el telescopio se usara en astronomía, y mucho antes de la fotografía o los dispositivos electrónicos, por lo que a menudo cometía errores: & alpha Orionis (también conocida como Betelgeuse) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Orión. En lugar de escribir todo el nombre de la constelación todo el tiempo, los astrónomos usarán solo las abreviaturas estándar de tres letras Orionis se convierte en Ori. Se puede encontrar una lista de las 88 constelaciones y sus abreviaturas como apéndice en la mayoría de los manuales de astronomía.

Como solo hay 24 letras griegas y muchas más estrellas que esa en cada constelación, Bayer a veces recurrió a superíndices, por lo que tenemos (por ejemplo) & pi 1 a & pi 6 Orionis. StarPlot asume que las letras griegas están escritas, las constelaciones están abreviadas y los superíndices están representados entre paréntesis como este en sus archivos de datos de texto ASCII: "Pi (1) Ori". En la pantalla gráfica, StarPlot convertirá los nombres de las letras griegas en letras griegas reales y utilizará superíndices cuando sea necesario:.

Claramente, se necesitaban más nombres de estrellas. Alrededor de 1725, el astrónomo John Flamsteed dio números de estrellas (que, a diferencia de las letras griegas, son inagotables) de oeste a este en cada constelación, en orden ascendente en ascensión recta. Además de llamarse Rigel y Beta Orionis, la estrella más brillante de Orion ahora también se convirtió en 19 Orionis. Un problema menor: Flamsteed nunca contó estrellas que estuvieran demasiado al sur para ser vistas desde Inglaterra. Por lo tanto, muchas estrellas en el lejano cielo austral que carecen de las designaciones de Bayer todavía son conocidas por construcciones como I Carinae o L 2 Puppis.

Un conjunto adicional de designaciones de estrellas utiliza los nombres de las constelaciones. Algunas estrellas varían cíclicamente en brillo a lo largo del tiempo y se denominan estrellas variables. Un astrónomo alemán llamado F.W.A. Argelander decidió que estas estrellas necesitaban su propio sistema de nomenclatura. Comenzó con la letra R para la estrella variable más brillante de cada constelación, por ejemplo, R Andromedae. (En algunas constelaciones, las letras desde arriba hasta Q ya estaban tomadas). Después de llegar a Z, comenzó un sistema confuso de letras dobles, que terminaba en QZ con la variable 334 en una constelación. En lugar de continuar con su lío, los astrónomos posteriores decidieron nombrar más variables V335, V336, etc.

Más recientemente, los nombres de las constelaciones han pasado de moda en los esquemas de nombres de estrellas. En 1859, Argelander también comenzó un catálogo de estrellas masivo llamado el Bonner Durchmusterung (Encuesta de Bonn), en el que las estrellas fueron etiquetadas por posición. Rigel, por ejemplo, es BD -08 & deg1063, lo que significa que es la estrella 1063a (contando desde 0 horas de ascensión recta) que fue catalogada en la franja de la esfera celeste entre -8 & deg y -9 & deg de declinación. Otros dos estudios, que etiquetaron las estrellas como "CD" y "CP", completaron la cobertura de toda la esfera celeste. Estos estudios cubrieron más de un millón de estrellas. Sin embargo, debido a los efectos de la precesión (una variación lenta en la dirección del eje de la Tierra), la declinación expresada en la designación BD de una estrella a menudo ya no es la misma que su declinación actual.

En las décadas de 1910 y 1920, el Catálogo Henry Draper (HD) se compiló como una lista de espectros estelares, que contenía más de 200.000 estrellas numeradas por ascensión recta creciente: HD 1 a HD 225300. El Observatorio Astronómico Smithsonian (SAO) publicó su propio catálogo de más de 250.000 estrellas en 1966. Las estrellas razonablemente brillantes (más brillantes que aproximadamente la décima magnitud) están cubiertas casi todas por uno de los catálogos descritos aquí, generalmente varios.

Sin embargo, los astrónomos también utilizan muchos otros catálogos para propósitos especiales. Estos son especialmente notables en el conjunto de estrellas cercanas, la mayoría de las cuales son enanas rojas tenues por debajo del límite de magnitud de cualquier catálogo ya descrito. Las designaciones más comunes en el conjunto de datos de Gliese (disponibles en el sitio web de StarPlot) incluyen los catálogos de Gliese, Giclas, Wolf, Ross, Luyten y LHS. Y algunas estrellas, como la estrella de Barnard o la estrella de van Maanen, reciben simplemente el nombre de sus descubridores.


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Weizsäcker en su entrevista de 1978 con Karl Hufbauer (http://www.aip.org/history/ohilist/4948.html) permanece algo ambivalente en este punto: “Las cosas que recuerdo son bastante limitadas. En ese momento tuve la idea del ciclo del carbono y sentí que esta era la solución, y Gamow vino y me dijo que Bethe probablemente había encontrado la solución al problema y que era el ciclo del carbono. Luego dije: "Bueno, creo que tiene razón, yo también lo encontré", y mi artículo en ese momento quizás ya estaba impreso, no lo recuerdo. En cualquier caso, sentí que ya lo había hecho y lo envié para imprimir. Pero por otro lado, era muy bueno que Bethe lo hubiera hecho también, y no era la primera vez que hacía algo paralelo con Bethe. Lo mismo había sucedido con la fórmula del defecto de masa para los núcleos atómicos, de la que hablé antes. Entonces sentí que al menos debería decirle a Bethe que lo había hecho. E incluso podría haberle escrito una carta a Bethe sobre eso. Pero como Bethe no lo tenía, quizás yo no. Quizás le pedí a Gamow que se lo dijera. Luego me molestó un poco el hecho de que el artículo de Bethe no apareciera antes, porque se retrasó, porque fue enviado para algún Festschrift, porque eso dio la impresión de que yo tenía verdadera prioridad, mientras que yo diría que estábamos simplemente independiente ". Las dos cartas conocidas de Weizsäcker a Bethe del 30 de septiembre de 1936 y el 24 de septiembre de 1937, respectivamente, se refieren principalmente a cuestiones de física nuclear relacionadas con su primera hipótesis, en particular la cuestión de la posible existencia o longevidad de 4 H, 4 Li , 5 He y 5 Li, que fue de importancia existencial para su teoría de la formación de elementos.

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En la terminología moderna de la física nuclear, esta secuencia de reacción se formularía como: 12 C (pag,γ) 13 N (β + ν) 13 C (pag,γ) 14 N (pag,γ) 15 O (β + ν) 15 N (pag,α) 12 C.

Weizsäcker, “Über Elementumwandlungen II” (ref. 11), 639.

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Karl Hufbauer no está de acuerdo con esta tesis. Sobre la base de las declaraciones de Weizsäcker en la entrevista de 1978 (http://www.aip.org/history/ohilist/4948.html), cree que entre enero y mayo de 1938, Weizsäcker se dio cuenta de forma independiente de que la hipótesis estructural es insostenible y debe ser reemplazado por un proceso alternativo, como el ciclo del carbono. Karl Hufbauer, "Estructura estelar y evolución 1924-1939", Revista de Historia de la Astronomía 37 (2006), 203–27.

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Strömgren permaneció solo dos años en Yerkes. En 1939 se le ofreció una cátedra en Copenhague y pasó los años siguientes allí. Mantuvo conexiones científicas con sus homólogos alemanes y fue el único científico danés que participó en la reunión del DPG en Copenhague en 1941 para reunirse con sus antiguos amigos Heisenberg y Weizsäcker.

Teller permaneció allí hasta 1941 y luego fue reclutado por Bethe para Los Alamos para participar en el Proyecto Manhattan. Después de la guerra de 1949 instigó y supervisó el desarrollo de la bomba de hidrógeno en el recién fundado Laboratorio Nacional de Livermore.

Este era el segundo artículo de una serie de trabajos en tres partes que Bethe había publicado en la década de 1930. Siguiendo el ejemplo de la monografía de Weizsäcker Der AtomkernBethe quiso resumir en esta serie todo el conocimiento sobre la física de los núcleos atómicos. Aún hoy famoso, este trabajo se conoce como la "Biblia Bethe". Hans Bethe, "Física nuclear B. Dinámica nuclear, teórico", Revisión de la física moderna 9 (1937), 69–246.

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Incluso hoy en día no existe una confirmación experimental de la pag + pag tasa de fusión, la sección transversal es simplemente demasiado baja. Sin embargo, se argumenta que la teoría de la interacción débil es suficientemente conocida y el último cálculo de la tasa de Bahcall es confiable. Mediciones de los neutrinos solares generados por el pag + pag Las reacciones en el sol están de hecho de acuerdo con la velocidad calculada teóricamente dentro del marco del modelo solar estándar. Marc Kamionkowski y John N. Bahcall, "La tasa de la reacción protón-protón", El diario astrofísico 420 (1994), 884–91.

En la terminología moderna de la física nuclear, estas reacciones se formularían como: 2 H (pag,γ) 3 He 2 H (pag,norte) 2 1 H, 2 H (D,pag) 3 H 2 H (D,γ) 4 Él.

En la terminología moderna de la física nuclear, esto se formula como: 1 H (p, νγ) 2 H 2 H (p, γ) 3 He y 3 He (τ, 2p) 4 He.

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El principio del acelerador electrostático era bien conocido y se basaba en la técnica de generar un alto potencial para una fuente de iones aislada eléctricamente mediante el transporte de carga en una banda de goma. Las partículas cargadas se aceleraron sobre la diferencia de potencial entre la fuente de iones y la región objetivo. Merle Tuve, del Carnegie Institute, experimentó con este tipo de máquinas en una etapa temprana. Con la introducción del tanque de alta presión por Ray Herb en Wisconsin, se podrían generar diferencias de potencial mucho más altas y, por lo tanto, energías de partículas que con máquinas que funcionan en condiciones atmosféricas. Si bien obtuvo una primera patente, la primacía de la invención de Van de Graff es, por lo tanto, controvertida.

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El papel de los físicos nucleares en el proyecto Manhattan ha sido ampliamente discutido en la literatura sobre historia de la ciencia. Cabe destacar el libro de Robert Jungk, publicado en Alemania en 1955, Más brillante que mil soles, Robert Jungk, Heller als tausend Sonnen: Das Schicksal der Atomforscher (Berna: Scherz Verlag 1956), así como un libro más reciente de Richard Rhodes, La fabricación de la bomba atómica (Nueva York: Simon y Schuster, 1986).

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Esta obra refleja el concepto original de la hipótesis estructural sobre el origen de los elementos pesados ​​de Weizsäcker, que, sin embargo, no ha sido citada ni en esta ni en otra obra anglosajona.

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La radiación inducida por rayos cósmicos es un componente de fondo dominante en todo el rango de energía en de γ detectores de rayos que se utilizan en estudios de reacciones de baja energía. Otros componentes son los de bajo consumo γ la radiación resultante de los procesos naturales de descomposición de los materiales, así como la γ radiación, que es generada por reacciones nucleares para atacar las impurezas en el experimento.

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¿Qué fracción del almacenamiento de hidrógeno de una estrella se fusionará durante su vida útil? - Astronomía

Antes de la era espacial, la mayor parte de la astronomía se refería a estrellas y sistemas de estrellas. La razón de esto es que las estrellas emiten gran parte de su energía como luz visible, y esta luz puede penetrar nuestra atmósfera y ser detectada fácilmente desde el suelo. Aunque los científicos se limitaron a estudiar este tipo de luz estelar, se aprendió mucho. Las estrellas se contaron, analizaron, midieron, pesaron y clasificaron en grupos. Se dedujeron sus fuentes de energía nuclear. Sus historias de vida, desde el nacimiento hasta la muerte, fueron descifrando gradualmente. Las llamadas estrellas "normales", como nuestro Sol, brillan de manera constante. Tienen una variedad de colores: rojo, naranja, amarillo, blanco y azul. La mayoría son más pequeños que el Sol, muchos se parecen a él y algunos son mucho más grandes. Además, hay varios tipos de estrellas "anormales": gigantes, enanas y una variedad de estrellas variables.

El Sol tiene aproximadamente 1,4 millones de kilómetros (865,000 millas) de diámetro aproximadamente 109 veces el diámetro de la Tierra, y tiene una temperatura superficial de aproximadamente 6000 ° C. Es una planta de energía nuclear alimentada con hidrógeno natural. En el fondo, el hidrógeno que constituye el 90 por ciento del Sol se fusiona en átomos de helio, liberando una intensa avalancha de energía que llega a la superficie y luego al espacio. Hoy en día, el Sol se encuentra en un estado de equilibrio entre dos fuerzas: la gravedad, que lo empuja hacia adentro, y la presión del gas caliente y la radiación que fluye hacia afuera desde el horno nuclear central.

Los diámetros de la mayoría de las estrellas normales oscilan entre una décima y diez veces más que el diámetro solar. Los más grandes y masivos son azules o blancos, y notablemente más calientes que el Sol. Sirio, en la constelación de Canis Major, y Vega, en Lyra, son ejemplos de estrellas normales masivas calientes que están bastante cerca del Sol (8,6 años luz y unos 26 años luz de distancia, respectivamente). Son blancas, varias veces más masivas que el Sol y tienen temperaturas superficiales de alrededor de 100.000 ° C. Otras estrellas normales más distantes tienen temperaturas de hasta 40.000 ° C. Hay muchas estrellas rojas normales cerca del Sol, con temperaturas de unos pocos miles de grados y masas mucho menos que la del Sol. Ninguno, sin embargo, es lo suficientemente brillante como para ser visto sin un telescopio.

Todas las estrellas rojas brillantes en el cielo nocturno son gigantes rojas y supergigantes, contadas entre las que llamamos estrellas anormales. Algunos ejemplos son los supergigantes Beteigeuse en Orion y Antares en Scorpius (cada uno a unos 520 años luz de la Tierra) y el gigante Aldebarán (68 años luz) en Tauro. El Sol es un poco inusual en un aspecto: no tiene una estrella compañera. La mayoría de las estrellas parecen tener compañeras, con las que orbitan en sistemas binarios, triples o más grandes, y algunas estrellas son miembros de cúmulos, con unas pocas docenas a unos pocos millones de miembros.

En la primera mitad del siglo XX, los astrofísicos calcularon el ciclo de vida de las estrellas. Las estrellas nacen de nubes gigantes de gas y polvo llamadas nebulosas. Podemos ver las estrellas jóvenes en nubes como la Gran Nebulosa de Orión. (Esta nebulosa es visible a simple vista, e incluso con binoculares pequeños se puede ver que es un objeto difuso y no una estrella).

Estrellas en una nueva luz

La astronomía espacial nos ha permitido comprender algunas de las estrellas realmente calientes del universo. Cuando una estrella brilla con una temperatura de aproximadamente 6000 ° C, como el Sol, la mayor parte de la energía se emite como luz visible. Una estrella de 100.000 ° C produce mucha radiación ultravioleta. Estrellas inusuales, muy pequeñas, con temperaturas de alrededor de un millón de grados, generan rayos X. Pero nunca podremos ver estas estrellas extremadamente calientes desde el suelo. Los rayos X son absorbidos por nuestra atmósfera. De hecho, fueron descubiertos con instrumentos volados en el espacio.

Los telescopios ultravioleta en órbita han observado supergigantes azules calientes, como Rigel en Orión (a unos 900 años luz de distancia), que son mucho más masivas que el Sol. Para nuestra sorpresa, estas estrellas masivas resultaron tener vientos estelares intensos, corrientes de átomos que hierven desde la parte superior de la atmósfera de la estrella y corren hacia el espacio.

Aunque los vientos de las estrellas supergigantes calientes son invisibles para los telescopios en el suelo, son cientos de millones de veces más poderosos que el viento de nuestro propio Sol.

Estos vientos barren el gas interestelar y el polvo alrededor de sus estrellas, produciendo a veces una "burbuja interestelar" de más de 10 años luz de diámetro. El viento "sopla" a miles de kilómetros por segundo y se lleva suficiente masa de la estrella para formar un Sol completo cada millón de años. En la vida de una supergigante azul, que puede ser de 10 millones de años, una fracción sustancial de la masa original de la estrella puede ser expulsada al espacio.

Estudiar los rayos X de las estrellas nos ha dado más sorpresas. Con el telescopio de rayos X del segundo Observatorio de Astronomía de Alta Energía (HEAO-2), se han observado estrellas de todo tipo a través de los rayos X que producen. Contrariamente a lo que esperaban los científicos, se descubrió que las estrellas masivas tenían coronas: envolturas gaseosas calientes delgadas que rodean sus atmósferas inferiores. Estas coronas, con temperaturas de hasta varios millones de grados, generan los rayos X. Las estrellas amarillas normales como el Sol parecen emitir muchos menos rayos X. Incluso algunas estrellas frías producen más rayos X que el Sol. Se están desarrollando nuevas teorías para explicar este descubrimiento. Las observaciones espaciales indican que la velocidad de rotación de una estrella puede desempeñar un papel más importante que su temperatura en la determinación de su luminosidad de rayos X y, de hecho, el Sol es una estrella que gira lentamente. Las estrellas que giran más rápido parecen eclipsar a las más lentas del mismo tipo en los rayos X.

La interacción entre los telescopios espaciales y la astronomía terrestre no solo nos ha dado una nueva mirada a los objetos familiares, sino que también ha revelado una serie de objetos muy extraños y poco familiares.Un ejemplo es el objeto notable, todavía algo misterioso, conocido como SS 433. Se observó que la luz de SS 433 tenía líneas espectrales que no se correspondían con los espectros de ninguna estrella conocida. Observaciones más detalladas revelaron que estas líneas se movían muy rápidamente de una longitud de onda a otra, lo que indica un cambio sorprendente en la velocidad del gas que emite la luz. Durante varios meses, el rango de velocidad ascendió a casi un tercio de la velocidad de la luz. Esto fue suficiente para cambiar algunas longitudes de onda infrarroja y ultravioleta alternativamente al rango de luz visible. ¡No es de extrañar que las líneas espectrales fueran difíciles de identificar! El movimiento de alta velocidad es característico del gas a una temperatura cercana a los mil millones de grados. El ancho de las líneas, sin embargo, mostró que el gas es frío, con una temperatura de solo alrededor de 10,000 ° C.Cómo el gas en SS 433 puede moverse tan rápido y aún permanecer frío es uno de los misterios sobresalientes de la década de 1980 en astrofísica. Las observaciones de rayos X de los satélites llamaron primero nuestra atención sobre esta estrella, estimulando los estudios espectrales que revelaron las enormes velocidades.


30 de enero de 2020 Karl Bonner Comentarios 0 Comentario

La mayoría de ustedes me conocen como un entusiasta del clima. Pero a lo largo de mi vida, también he tenido una gran fascinación por la astronomía. Mi abuelo me presentó el tema por primera vez cuando tenía unos 4 o 5 años. Aprendí los nombres de los (entonces nueve) planetas y las características básicas de cada mundo. Cuando estaba en cuarto grado, mi interés se estaba convirtiendo en un verdadero pasatiempo: había muchos viajes familiares al Observatorio Goldendale, desde principios hasta mediados de la década de 1990.

(Crédito de waparks.org) ¡Observatorio Goldendale! Esta imagen fue tomada algún tiempo antes del reciente remodelado de la instalación. ¡Tengo TANTOS buenos recuerdos de este lugar!

Entre mis eventos más memorables a lo largo de los años se encuentran: el choque del cometa Shoemaker-Levy con Júpiter en 1994 el acercamiento cercano del cometa Hyakutake en 1996 el acercamiento cercano con Marte en 2003 el internacional & # 8220Year of Astronomy & # 8221 en 2009 y por supuesto el eclipse solar total de 2017.

Pero ninguno de esos eventos se compararía con lo que los medios espaciales y astronómicos han estado hablando el mes pasado: la especulación de que una estrella relativamente cercana puede estar a punto de explotar en una supernova. Me refiero, por supuesto, a Betelgeuse, la estrella supergigante roja en la esquina superior izquierda de la constelación de Orión, el cazador. Casi todos los días en mi servicio de noticias de Google, aparece otro artículo sobre el tema, así que pensé que este sería un buen momento para informar a mis compañeros fanáticos del clima y la astronomía sobre lo que está sucediendo.

Tome el término & # 8220 puede estar a punto de explotar & # 8221 con un grano de sal: la mayoría de los astrónomos no esperan una supernova de Betelgeuse en el futuro inmediato. La mayoría de los modelos estelares sugieren que la estrella tiene al menos una ventana de 100.000 años durante la cual podría explotar, y es muy difícil saber si será el próximo mes o milenios a partir de ahora. La razón de la especulación es que Betelgeuse es un estrella variable que ve su brillo fluctuar en intervalos periódicos. Sin embargo, en los últimos meses, la estrella se ha atenuado de manera algo más dramática de lo que normalmente lo hace. Y mientras que un & # 8216super-dimming & # 8217 puede ocurrir en el período previo a una supernova, hay muchas otras explicaciones que son igualmente plausibles.

Como muchas estrellas en el cielo nocturno, Betelgeuse fue nombrada por astrónomos árabes durante la Edad Media. Su nombre significa & # 8220el gigante & # 8217s hombro, & # 8221 y se encuentra en la esquina superior izquierda de Orión. La otra estrella brillante, Rigel, está en la esquina inferior derecha. (¡Las cosas son un poco diferentes en el hemisferio sur, donde las constelaciones están invertidas de arriba hacia abajo!)

Es un supergigante roja estrella cerca del final de su vida útil. Existe un amplio debate sobre la masa que podría oscilar entre 10 veces la del sol y hasta 20 veces. Sin embargo, aproximadamente 1.2 mil millones de kilómetros (760 millones de millas) de diámetro, es más de 900 veces & # 8220fat & # 8221 como el sol y tiene más de medio millón de veces el volumen. Si se coloca en el centro del sistema solar, su superficie se acercaría mucho a la órbita de Júpiter y # 8217. Las estrellas de este tamaño casi siempre terminan sus vidas con una explosión de supernova. Desafortunadamente para los astrónomos, no existe un método conocido para saber cuándo se acerca el final de una supergigante roja.

Crédito de www.wired.com/story/space-photos-of-the-week-betelgeuse

Sin embargo, una característica de Betelgeuse que lata fácilmente observable es su fluctuación periódica de brillo. Las estrellas grandes y seniles como esta tienden a ser dinámicamente inestables, debido tanto a sus reacciones de fusión del núcleo de ritmo muy rápido como al hecho de que las capas externas son muy difusas. La variabilidad de Betelgeuse se ha monitoreado desde al menos la década de 1830. Los observadores notaron que en el brillo máximo, Betelgeuse es similar a las & # 8216 estrellas de invierno & # 8217 vecinas de Rigel, Procyon y Capella. Pero cuando está tenue, la estrella roja puede ser más débil que Aldebarán, que se encuentra al oeste de Betelgeuse en la constelación de Tauro.

En la década de 1920, con la ayuda de un interferómetro, se midió por primera vez el diámetro del disco de Betelgeuse & # 8217s. Es una de las pocas estrellas que son lo suficientemente cercanas y lo suficientemente grandes como para resolverse de esta manera.

(crédito de www.aavso.org/vsots_alphaori) Uno de los primeros interferómetros de estilo Michelson. Los espejos laterales & # 8220 & # 8221 encima de la parte superior del telescopio se pueden utilizar para medir el ancho de los patrones de interferencia de la luz entrante, lo que da el diámetro angular de un objeto distante.

Los astrónomos han estado observando los patrones de estrellas variables durante siglos. Han demostrado ser herramientas invaluables para determinar distancias a galaxias remotas y también han ayudado a arrojar luz sobre cuestiones fundamentales relacionadas con la edad y el movimiento del universo.

Algunas estrellas varían en brillo debido a extrínseco Factores: dos estrellas en un sistema binario pueden eclipsarse entre sí, lo que resulta en una caída temporal en el brillo observado. Un gran planeta que se cruza frente a una estrella también puede afectar el brillo. También pueden hacerlo las nubes de gas y polvo en los alrededores.

Pero muchas estrellas son intrínsecamente variable, lo que significa que la temperatura, la luminosidad y el diámetro de la propia estrella fluctúan. Esta pulsación puede ser totalmente aleatoria o regular y periódica. En el caso de Betelgeuse, el patrón es semi-regular: hay un ciclo pulsante primario cada 425 días, con varios ciclos menos regulares dentro del principal.

Uno de los primeros y más famosos tipos de estrellas variables periódicas que se estudiaron fueron las Cefeidas. Pulsan en un patrón altamente rítmico, con períodos que van desde días a meses. Conociendo tanto el período como el brillo aparente de la Cefeida, se puede calcular su distancia & # 8211 y es de esta manera que se tomaron las primeras mediciones de la Galaxia de Andrómeda.

Muchas, si no la mayoría, de las gigantes rojas y supergigantes se vuelven variables en algún momento. La variación puede ser muy regular, en el caso de las variables & # 8216Mira & # 8217, o semi-regular en el caso de estrellas como Betelgeuse.

(Imagen del Hubble de la variable cefeida RS Puppis, crédito de Wikipedia.org/wiki/Cepheid_variable)

¿Por qué las estrellas masivas tienden a pulsar al final de sus vidas? La clave está en lo que está pasando adentro la estrella. Durante la mayor parte de la vida de una estrella, llamada & # 8220 secuencia principal, & # 8221, la termodinámica del interior estelar está en equilibrio, las reacciones de fusión en el núcleo son estables en su salida, y la presión térmica del núcleo equilibra exactamente la presión gravitacional de la masa de la estrella. (Sin duda, las reacciones de fusión y la producción de energía hacer se aceleran gradualmente durante la vida de la estrella, pero estos cambios ocurren gradualmente en una escala de muchos milenios, no meses o años).

(crédito de eso.org, a través de wikipedia.org/wiki/Hertzsprung_Russell_diagram) El diagrama de Hertzsprung-Russell traza la relación entre la temperatura y el brillo absoluto de las estrellas. Generalmente, las estrellas calientes son más brillantes que las frías, excepto las gigantes y las supergigantes.

Pero una vez que todo el hidrógeno del núcleo se ha consumido y fusionado en helio, la dinámica interna de la estrella se descontrola. Privado de la producción termonuclear, el núcleo de la estrella comienza a colapsar por su propio peso. Eventualmente, esto genera suficiente calor para encender una envoltura de hidrógeno que rodea el núcleo. Esta segunda ignición del combustible hace que las capas externas de la estrella se expandan dramáticamente. A medida que se expanden, la temperatura se enfría y la estrella parece brillar en rojo. Este es el gigante rojo (o supergigante).

Lo que sucede a continuación depende de la masa de la estrella. Una estrella similar en tamaño al Sol eventualmente fusionará helio en carbono y una pequeña cantidad de oxígeno, en una reacción rápida llamada & # 8220 proceso alfa triple & # 8221 o & # 8220 destello de helio & # 8221. Pero el núcleo nunca se calienta y lo suficientemente denso como para iniciar las reacciones de fusión más pesadas y, como resultado, el núcleo extremadamente denso y pequeño permanece como una bola de carbono inerte llamada enano blanco.

Las estrellas de más de 8 masas solares, sin embargo, se calientan lo suficiente como para fusionar carbono y oxígeno en núcleos más pesados, como magnesio y silicio. Estos dos pueden posteriormente fusionarse para formar hierro y níquel. Pero una vez que se forma hierro en el núcleo, no son posibles más reacciones de fusión.. Esto se debe a que los núcleos de hierro están más unidos entre sí que casi cualquier otro átomo. La “alta energía de enlace” se puede pensar mejor como una analogía con la energía de bajo potencial o la baja entalpía: una vez que el núcleo está tan unido, debe agregar energía desde el exterior para forzar cualquier reacción adicional. Aquí es cuando comienza el colapso final del núcleo: sin más presión termonuclear que frena la gravedad, todo se encoge en una bola de neutrones de quizás 10 kilómetros de ancho y con un peso de miles de millones de toneladas por cucharada.

El colapso libera tanta energía que las capas externas son destruidas en una explosión cataclísmica, llamada Supernova tipo II. (Las supernovas de tipo I generalmente son causadas por enanas blancas que atraen demasiada materia extraña y colapsan por su propio peso).

(¿Crédito?) Las últimas etapas de una estrella masiva son complicadas. Se producen múltiples reacciones de fusión en diferentes capas, dependiendo de la temperatura y la presión. Cada una de estas reacciones puede alterar el carácter fundamental de la estrella (color, tamaño, brillo) cuando comienza o termina.

¿Qué tiene que ver todo esto con las estrellas variables? Durante estas etapas finales de fusión, la dinámica interna de la estrella se pone en un flujo: nuevas reacciones comienzan y se detienen con frecuencia, y la producción de energía total (es decir, el vataje) de la estrella es miles de veces mayor que cuando fue más joven. Las capas externas no saben cómo lidiar con este comportamiento errático en el núcleo. Responden pulsando, distorsionando la estrella en formas inusuales y, a veces, expulsando un trozo de la estrella al espacio. (De hecho, las imágenes de Betelgeuse han revelado una serie de nebulosas débiles en las inmediaciones, probablemente causadas por los episodios ocasionales de flatulencia de la estrella supergigante).

¿Por qué todo el mundo empezó a hablar de Betelgeuse hace poco más de un mes?

Los astrónomos han estado registrando la variabilidad de la estrella durante casi dos siglos. En ese tiempo, la estrella generalmente ha fluctuado entre +0.3 y +1.3 magnitud cuanto mayor es el número, el más tenue la estrella aparece en el cielo nocturno. Cada orden de magnitud estelar corresponde a un factor de 2,5 en la luz total que llega al ojo del observador.

Alrededor de octubre de 2019, los observadores notaron que Betelgeuse se atenuaba y se atenuaba con bastante rapidez. Parecía estar sucediendo más repentinamente de lo que el registro histórico les haría esperar. A fines de diciembre, la estrella se había desmayado a una magnitud de +1,3, todo en cuestión de solo tres o cuatro meses. Las publicaciones científicas y espaciales comenzaron a publicar artículos sobre el comportamiento un tanto inusual.

Casi de inmediato, los medios de comunicación de Internet se iluminaron con una exageración sensacionalista sobre Betelgeuse y las supernovas. Parte de esto se debe al hecho de que la estrella voluntad explotar en algún momento en los próximos 100.000 años simplemente no sabemos cuándo. Pero al menos parte de esto tiene que ver con la naturaleza de los medios de comunicación actuales en general, y su apetito por & # 8220clickbait. & # 8221 (Aquellos de ustedes que han seguido las noticias antes de un posible tormenta de nieve en el noroeste del Pacífico, ¡sé a qué me refiero!). Y, por supuesto, el hecho de que una supernova a menos de 700 años luz de distancia fuera un evento históricamente dramático, solo arrojó combustible a las llamas de la especulación.

En el mes transcurrido desde que estalló la historia, Betelgeuse se ha atenuado aún más a una magnitud de +1,5, que es la más baja en la historia moderna. Pero el proceso de atenuación en sí se ha ralentizado recientemente, quizás una señal de que la estrella gigante se está acercando al fondo de su actual & # 8220super-mínimo & # 8221.

(crédito de AAVSO a través de skyandtelescope.com) El brillo de Betelgeuse & # 8217s fluctúa en ciclos de 425 días, además de una oscilación más sutil de 5,9 años. Pero un ciclo más corto y errático puede ser responsable del supermínimo actual.

Además del ciclo "primario" de 425 días, Betelgeuse también tiene una oscilación más sutil en un ciclo de 5,9 años. Hace que tanto los mínimos primarios como los máximos primarios migren hacia arriba y hacia abajo cada pocos ciclos. Los ciclos más pequeños y menos regulares también ocurren cada 100-180 días. Estos se han combinado para causar una amplia gama de variaciones a lo largo de las décadas. Pero ninguna de las fluctuaciones ha sido tan pronunciada como la que hemos visto en los últimos cuatro meses.

Entonces ... ¿qué creo que es De Verdad ¿sucediendo? Podría ser que varios de los ciclos variables de Betelgeuse estén entrando en la fase mínima simultáneamente. Algo así como cómo varios pulsos de olas en un océano pueden unirse y crear una "ola de zapatilla", de la misma manera que podríamos estar viendo los ciclos a corto, mediano y largo plazo, todos tocando fondo al mismo tiempo. Además, se sabe que los ciclos a corto plazo varían en amplitud; quizás el ciclo corto actual sea un poco más profundo de lo habitual.

Además, Betelgeuse es conocida por "tirar pedos" parte de su material en el espacio en ocasiones. Estas nubes de funk cósmico tienden a permanecer en órbita alrededor de la estrella anfitriona durante bastante tiempo. Las nubes de gas tienen la costumbre de atenuar la luz que pasa a través de ellas. ¿Qué pasaría si, al mismo tiempo, todos los ciclos variables normales de Betelgeuse estuvieran en fase mínima, un pedo de estrella recientemente expulsado pasara directamente frente a la supergigante, como se observa desde la Tierra?

Cuando sumas una tormenta de eventos tan perfecta & # 8211 todos los ciclos variables en una fase débil, ciclos a corto plazo más profundos de lo normal más un montón de gas que bloquea nuestra vista desde la Tierra, no es inconcebible que puedas obtener magnitudes inusuales de +1.5 que hemos estado viendo este mes.

Suponiendo que todo o la mayor parte de esto sea cierto, entonces deberíamos esperar ver un repunte del brillo de Betelgeuse durante los próximos meses, a medida que los ciclos de destellos superpuestos terminen y los pedos de las estrellas se desvíen del camino. Si, por otro lado, la estrella permanece extremadamente tenue durante otros 6-12 meses (o se vuelve aún más tenue), entonces sería una clara señal de que algo más significativo está en marcha. Pero incluso entonces, puede que no sea la sentencia de muerte final de la supergigante roja.

Como se mencionó anteriormente, las estrellas supergigantes pasan por muchas etapas diferentes de fusión del núcleo al final de sus vidas: carbono a oxígeno a neón a magnesio y luego a silicio, azufre y hierro. De vez en cuando, una etapa de quema terminará y comenzará otra etapa. Cuando esto sucede, la producción de energía y el brillo de la estrella pueden cambiar de manera fundamental. Si la luminosidad de Betelgeuse se estabiliza en un nivel nuevo y más débil a largo plazo que antes (o quizás, mas brillante ¡que antes!), podría ser una señal de que la estrella ha doblado una esquina hacia la siguiente fase de su evolución.

Terminemos haciendo la pregunta inevitable: ¿Y si Betelgeuse se convirtiera en supernova en un futuro cercano??

A lo largo de la historia de la humanidad, solo se han registrado siete eventos de supernovas dentro de nuestra propia galaxia. El más antiguo fue registrado en el año 185 d.C. por astrónomos chinos, y el más reciente fue en 1604: aproximadamente una explosión visible cada 300 años, en promedio. Sin embargo, al mismo tiempo, los modelos de formación estelar sugieren que una galaxia de nuestro tamaño debería tener una explosión de este tipo cada cincuenta años. (Supongo que muchas de las supernovas que explotan en el lado opuesto de la Vía Láctea podrían haber sido demasiado débiles para que los observadores humanos las hubieran reconocido tradicionalmente).

Fue la explosión de 1572, analizada por Tycho Brahe, la que originalmente dio lugar al nombre supernova Brahe nombró a la "nueva" estrella de Cassiopeia como una estrella nueva. El prefijo "super" surgió sólo en el siglo XX, una vez que se comprendieron mejor las teorías de la evolución estelar y la astrofísica. (Lo que ahora llamamos una "nova" regular es causada por una materia extraña que cae en una enana blanca o una estrella de neutrones y se calienta explosivamente antes de ser expulsada).

La supernova observada más famosa ocurrió en 1054 y fue responsable de la formación de la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro. Esta explosión ocurrió a casi 6.300 años luz de la Tierra y fue visible a la luz del día durante al menos un par de meses. Se cree que tuvo una magnitud aproximada de -6, aproximadamente cinco o seis veces el brillo de Venus. Sin embargo, no fue hasta al menos 1731 que finalmente se observó la nebulosa restante en un pequeño telescopio. El astrónomo francés Charles Messier estudió la nebulosa en 1758, y se convirtió en el primero de sus famosos "Objetos Messier" que, hasta el día de hoy, siguen siendo los objetivos celestes más populares para los astrónomos aficionados.

(crédito de www.nasa.gov) Esto muestra el corazón de la Nebulosa del Cangrejo y su estrella de neutrones que gira rápidamente. Después de que Betelgeuse se convierta en supernova, una nebulosa similar a esta será visible en el hombro superior izquierdo de Orión.

Pero Betelgeuse está casi diez veces más cerca que la Nebulosa del Cangrejo. Si explota antes de que la civilización humana llegue a su fin, será la supernova más cercana en la historia registrada. Tanto la explosión en sí, como la nebulosa restante después, aparecerían de acuerdo mucho más brillantes en el cielo nocturno. La explosión visible puede estar precedida por una oleada de neutrinos, que los observatorios especializados en la Tierra podrían detectar con algunas horas de anticipación.

En un período de unos pocos días, Betelgeuse brillaría abruptamente de su apariencia normal y se volvería más brillante que el planeta Venus. Durante las próximas semanas se acercará a su punto máximo. La mayoría de los astrónomos estiman que la magnitud máxima se encuentra entre la de una media luna y una luna llena en las proximidades de -12. Sin embargo, en el caso de Betelgeuse, la luz emana de un punto diminuto en el cielo ... una fracción de un segundo de arco de ancho, a diferencia de 1800 segundos de arco. Entonces, la luz de la supernova puede parecer aún más "intensa" para el ojo humano.

Durante meses después, la supernova brillaba a plena luz del día y proyectaba sombras brillantes por la noche. Finalmente, después de aproximadamente un año, la luz comienza a desvanecerse gradualmente. Betelgeuse está lo suficientemente cerca de la Tierra, por lo que la estrella central puede permanecer visible durante varios años durante este proceso. A medida que la estrella continúa atenuándose, la nebulosa de polvo estelar en expansión se hará visible en su entorno inmediato. Finalmente, la estrella central se volverá tan tenue que desaparecerá del cielo nocturno para siempre.

Aunque Betelgeuse desaparecerá para siempre, su nebulosa seguirá siendo una nueva característica del cielo nocturno de invierno. ¡Ahora no habrá solo una Nebulosa de Orión, sino dos! Debería parecer levemente visible para el ojo humano y ser un regalo espectacular con binoculares o con un pequeño telescopio. E incrustada en esa nebulosa habrá una estrella de neutrones muy pequeña e inimaginablemente densa, que gira muy rápidamente y envía pulsos de energía de ondas de radio.

Si bien las explosiones de supernova emiten una onda de choque masiva en el espacio circundante, esa oleada no llegará ni cerca de llegar a la Tierra. Se espera que pequeñas cantidades de radiación cósmica de la explosión lleguen a la atmósfera superior de la Tierra, pero no estarán lo suficientemente concentradas como para causar ningún tipo de daño. Probablemente, el mayor riesgo para los humanos ocurriría si miraran la explosión a través de un telescopio, ya que mucha luz concentrada que emana de un solo punto podría ser peligrosa para la vista.

En cualquier caso, estaré observando de cerca durante los próximos meses para ver cómo evoluciona el brillo de Betelgeuse. ¡Ahora, si tan solo los cielos aquí en el noroeste del Pacífico cooperaran por algunas noches! -Karl


Antes de que hubiera estrellas

E l universo es la historia de fusiones más grandiosa que existe. Completo con orígenes misteriosos, fuerzas de luz y oscuridad, y un complejo químico lo suficientemente complejo como para hacer sonrojar al conglomerado químico BASF, el viaje desde los primeros momentos después del Big Bang hasta la formación de las primeras estrellas es una historia de unión a escalas de longitud que abarcan muchos órdenes de magnitud. Para reconstruir esta historia, los científicos se han dirigido a los cielos, pero también al laboratorio para simular algunos de los entornos más extremos de la historia de nuestro universo. La narrativa resultante está llena de sorpresas. No menos importante entre estos, es lo cerca que se no suceden, y no lo hubieran hecho, sin los roles interpretados por algunos héroes inverosímiles. Dos de los más importantes, al menos en lo que respecta a la formación de estrellas, que produjeron los elementos más pesados ​​necesarios para que surgiera la vida, son un poco sorprendentes: la materia oscura y el hidrógeno molecular. Dejando de lado los detalles, aquí está su historia.

El Big Bang creó la materia a través de procesos que aún no comprendemos del todo. La mayor parte, alrededor del 84 por ciento en masa, era una forma de materia que no interactúa con la luz ni la emite. Llamada materia oscura, parece interactuar solo gravitacionalmente. El 16 por ciento restante, denominado materia bariónica u ordinaria, constituye el universo cotidiano que llamamos hogar. La materia ordinaria interactúa no solo gravitacionalmente sino también electromagnéticamente, emitiendo y absorbiendo fotones (a veces llamada radiación por los cognoscenti y conocida como luz en la lengua vernácula).

A medida que el universo se expandió y enfrió, parte de la energía del Big Bang se convirtió en materia ordinaria: electrones, neutrones y protones (estos últimos equivalen a átomos de hidrógeno ionizados). Hoy en día, los protones y los neutrones descansan cómodamente juntos en los núcleos de los átomos. Pero en los segundos posteriores al Big Bang, los protones y neutrones que se fusionaron para formar núcleos atómicos más pesados ​​fueron rápidamente destruidos por fotones de alta energía llamados rayos gamma. El campo de radiación térmica residual del Big Bang proporcionó muchos de ellos. Hacía demasiado calor para cocinar. Pero las cosas mejoraron unos segundos después, cuando la temperatura de radiación descendió a aproximadamente un billón de grados Kelvin, todavía bastante más alta que la temperatura ambiente de 300 Kelvin a la que estamos acostumbrados, pero un mundo de diferencia para la materia en el universo primitivo.

Cuando Einstein se inclinó en los molinos de viento

Cuando se conocieron, Einstein todavía no era Einstein. Solo era Albert Einstein, un niño de unos 17 años, con una nube oscura de angustia adolescente y un violín. Michele Besso era mayor, 23 años, pero un alma gemela. Creciendo en Trieste. LEE MAS

La intensidad del calor residual del Big Bang hizo que el universo primitivo fuera demasiado suave para que se formaran nubes de gas.

Los núcleos más pesados ​​ahora podrían sobrevivir al bombardeo de rayos gamma. La nucleosíntesis primordial entró en acción, permitiendo que las fuerzas nucleares unieran protones y neutrones, hasta que la expansión del universo lo enfrió demasiado para que continuaran estas reacciones de fusión. En estos 20 minutos, el universo estuvo poblado de átomos. La composición elemental resultante del universo pesaba aproximadamente 76 por ciento de hidrógeno, 24 por ciento de helio y trazas de litio, todos ionizados, ya que hacía demasiado calor para que los electrones orbitaran de manera estable estos núcleos. Y eso fue todo, hasta que se formaron las primeras estrellas y comenzaron a forjar todos los demás elementos de la tabla periódica.

Sin embargo, antes de que estas estrellas pudieran formarse, los átomos de hidrógeno y helio recién formados debían reunirse para formar nubes densas. Estas nubes se habrían producido cuando regiones ligeramente más densas del universo atrajeron gravitacionalmente materia de su entorno. La pregunta es, ¿fue el universo primitivo lo suficientemente grumoso como para que esto sucediera?

Para responder a la pregunta, podemos mirar el cielo nocturno de nuestros días. En él, vemos un tenue resplandor de radiación de microondas que tiene un patrón aún más tenue. Esta estructura de fondo de microondas llamada cósmica se remonta a 377.000 años después del Big Bang, una mera fracción de la edad actual del universo de 13.800 millones de años, y análoga a menos de un día en los 81 años de esperanza de vida de una mujer que vive hoy. en los Estados Unidos.

En ese momento, el universo se acababa de enfriar a unos 3.000 Kelvin. Los electrones libres comenzaron a ser capturados en órbita alrededor de los protones, formando átomos de hidrógeno neutros. Los fotones del destello del Big Bang, cuyo progreso se había visto obstaculizado por la dispersión de electrones no unidos, ahora finalmente podían fluir por todo el cosmos, esencialmente libres. Estos fotones continúan impregnando el universo hoy en día, a una temperatura gélida de solo 2,7 Kelvin, y constituyen el fondo de microondas cósmico que hemos medido utilizando una serie de telescopios terrestres, nacidos en globos y satelitales.

Estos mapas del cielo sugirieron algo sorprendente: la intensidad del calor residual del Big Bang hizo que el universo temprano fuera demasiado suave para que se formaran nubes de gas.

Ingrese la materia oscura. Debido a que no interactúa directamente con la luz, no se vio afectado por la misma radiación que suavizó la materia ordinaria. Por lo tanto, quedó con un grado relativamente alto de grumosidad. Más que la materia regular, inició la formación de las estrellas y galaxias que forman la estructura moderna del universo. Regiones del espacio con una densidad de materia oscura superior a la media atraen gravitacionalmente materia de regiones con densidades más bajas. Los halos de materia oscura se formaron y se fusionaron con otros halos, llevando la materia ordinaria para el viaje.

Una vez que el universo se volvió neutral, el gas comenzó a formarse en nubes. A medida que la materia ordinaria se aceleraba hacia los pozos gravitacionales de materia oscura, la energía potencial gravitacional se convertía en energía cinética, creando un gas caliente de partículas de movimiento rápido con altas energías cinéticas incrustadas dentro de los halos de materia oscura. A partir de temperaturas de alrededor de 1000 Kelvin, estas nubes de gas eventualmente dieron a luz a las primeras estrellas cuando el universo tenía aproximadamente 500 millones de años (aproximadamente cuatro años después de la vida de una mujer estadounidense típica).

Para que se forme una estrella, una nube de gas debe alcanzar una cierta densidad, pero si las moléculas que la componen están demasiado calientes, girando en todas direcciones, esta densidad puede ser inalcanzable. El primer paso hacia la formación de nubes formadoras de estrellas fue que los átomos de gas se ralentizaran al irradiar su energía cinética desde la nube hacia el universo más grande, que en ese momento se había enfriado a menos de 100 Kelvin.

Pero no pueden enfriarse por sí mismos: cuando los átomos chocan como bolas de billar, intercambian energía cinética. Pero la energía cinética total del gas permanece sin cambios. Necesitaban un catalizador para enfriarse.

Los químicos han nombrado al primer desprendimiento asociativo de reacción, un nombre apropiado para una condición psiquiátrica fuera del DSM-V.

Este catalizador era hidrógeno molecular (dos átomos de hidrógeno unidos al compartir sus electrones). Las partículas calientes que chocan con esta molécula en forma de pesa transfieren parte de su propia energía a la molécula, lo que hace que gire. Eventualmente, estas moléculas de hidrógeno excitadas se relajarían de nuevo a su estado de energía más baja (o base) emitiendo un fotón que escapó de la nube, llevando la energía al universo.

Para producir hidrógeno molecular, las nubes de gas atómico necesitaban algo de química. Podría ser sorprendente escuchar que se estaba produciendo alguna química, dado que todo el universo tenía solo tres elementos. Sin embargo, los modelos químicos más sofisticados de las primeras nubes de gas incluyen cerca de 500 reacciones posibles. Afortunadamente, para comprender la formación de hidrógeno molecular, debemos ocuparnos de solo dos procesos clave.

Los químicos han nombrado a la primera reacción desprendimiento asociativo, un nombre apropiado para una condición psiquiátrica del DSM-V para el cual un médico podría recetar algo de litio primordial. Inicialmente, la mayor parte del hidrógeno en una nube de gas estaba en forma atómica neutra, con la carga positiva de un solo protón cancelada por la carga negativa de un solo electrón en órbita. Sin embargo, una pequeña fracción de sus átomos capturó dos electrones, creando un ion de hidrógeno cargado negativamente. Estos átomos de hidrógeno neutros y los iones de hidrógeno cargados se "asocian" entre sí, lo que hace que el electrón extra se desprenda y deje atrás hidrógeno molecular neutro. En notación química, esto se puede representar como H + H- → H2 + e-. El desprendimiento asociativo convirtió solo alrededor del 0.01 por ciento del hidrógeno atómico en moléculas, pero esa pequeña fracción permitió que las nubes comenzaran a enfriarse y volverse más densas.

Cuando la nube se volvió lo suficientemente fría y densa, comenzó una segunda reacción química. Se llama asociación de tres cuerpos y se escribe como H + H + H → H2 + H. Este ménage-à-trois comienza con tres átomos de hidrógeno separados y termina con dos de ellos acoplados y el tercero dejado en el frío. La asociación de tres cuerpos convirtió esencialmente todo el hidrógeno atómico restante de la nube en hidrógeno molecular. Una vez que todo el hidrógeno fue completamente molecular, la nube se enfrió hasta el punto en que su gas pudo condensarse lo suficiente para formar una estrella.

Desde la formación de una nube densa hasta la ignición de la fusión en el corazón de una estrella es un proceso cuya complejidad supera con creces lo que sucedió antes. De hecho, incluso las simulaciones por computadora más sofisticadas disponibles aún tienen que alcanzar el punto en el que el objeto adquiere un tamaño estelar y comienza la fusión. Simular la mayor parte del proceso de 200 millones de años es relativamente fácil, ya que solo requiere unas 12 horas utilizando la potencia de la computadora de procesamiento paralelo de alta velocidad. El problema radica en los últimos 10.000 años. A medida que aumenta la densidad del gas, la estructura de la nube cambia cada vez más rápidamente. Entonces, mientras que para los primeros tiempos uno solo necesita calcular cómo cambia la nube cada 100.000 años aproximadamente, para los últimos 10.000 años uno debe calcular el cambio cada pocos días. Este dramático aumento en la cantidad de cálculos requeridos se traduce en más de un año de tiempo de uso ininterrumpido de computadoras en las máquinas más rápidas de la actualidad. La ejecución de simulaciones para la gama completa de posibles condiciones iniciales en estas nubes primordiales excede lo que se puede lograr en la vida humana. Como resultado, todavía no conocemos la distribución de masa de la primera generación de estrellas. Dado que la masa de una estrella determina qué elementos forja en su núcleo, esto dificulta nuestra capacidad para seguir el camino por el cual el universo comenzó a sintetizar los elementos necesarios para la vida. Aquellos de nosotros que estamos ansiosos por conocer la respuesta contamos con otro héroe: la Ley de Moore.

Daniel Wolf Savin es un astrofísico que toca el contrabajo en la Universidad de Columbia.

Este artículo se publicó originalmente en nuestro número "Fusiones y adquisiciones" en febrero de 2014.


Los astrónomos detectan una estrella & # 8216undead & # 8217 extremadamente rara, nacida en una colisión fantástica

La muerte, para las estrellas, no siempre es un asunto sencillo. De hecho, puede volverse francamente extraño. Los astrónomos acaban de identificar una estrella hecha de los restos de dos estrellas muertas que se fusionaron, lo que reavivó la fusión en el núcleo y devolvió la vida a la nueva estrella.

La estrella se llama J005311, a 10.000 años luz de distancia en la constelación de Cassiopeia. Llamó la atención de los astrónomos porque se encuentra dentro de una nebulosa planetaria que emite casi exclusivamente radiación infrarroja y ninguna luz óptica.

Esto es bastante curioso, por lo que decidieron mirar más de cerca, utilizando espectroscopía para analizar la composición química de la extraña nube. Y aquí es donde se volvió aún más curioso, el análisis espectral reveló que no había hidrógeno ni helio en el objeto.

Pero ahí también había una pista. Las estrellas de la secuencia principal fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos. Pero una enana blanca & # 8211 el remanente & # 8216dead & # 8217 dejado atrás al final de la vida útil de una estrella de masa solar, con una masa de hasta 10 veces la masa del Sol & # 8211 típicamente no tiene ninguna de las dos.

Habrán quemado su suministro de hidrógeno durante su vida, fusionándolo en helio. Cuando todo esto desaparece, el núcleo se contrae y comienza a fusionar el helio en carbono y oxígeno.

La presión de radiación de esta fusión hace que las capas externas de la estrella se expandan hasta convertirse en un gigante rojo eventualmente, cuando el helio se agote, estas capas externas serán expulsadas al espacio, formando una nebulosa planetaria alrededor del brillante, pero enfriado núcleo del enana blanca & # 8211 demasiado pequeña para fusionar el oxígeno y el carbono que queda.

Dos imágenes infrarrojas de la nebulosa y una imagen óptica, donde no es visible. (Vasilii Gvaramadse / Universidad de Moscú)

Pero J005311 está brillando demasiado para una sola enana blanca & # 8211 & # 8217 es tan brillante como 40.000 soles.

Sin embargo, sabemos que la mayoría de las estrellas en el cielo están al menos en sistemas binarios. Y, como los datos de la colaboración LIGO-Virgo ahora están revelando, las fusiones entre estrellas muertas pueden no ser tan infrecuentes.

Los astrónomos creen que J005311 es el producto de una fusión entre dos enanas blancas. A lo largo de millones de años, las dos estrellas orbitaron entre sí en una espiral cada vez más cercana, inexorablemente unidas, hasta que plif! Se unen y se convierten en una estrella.

& # 8220Un evento de este tipo es extremadamente raro & # 8221, dijo el astrónomo G & # xF6tz Gr & # xE4fener del Instituto Argelander de Astronomía (AIfA) de la Universidad de Bonn. & # 8220 Probablemente no haya ni media docena de tales objetos en la Vía Láctea, y hemos descubierto uno de ellos. & # 8221

Esta estrella tiene la masa de dos estrellas combinadas. Lo que significa que ahora tendría suficiente masa para fusionar elementos más pesados ​​que el hidrógeno o el helio & # 8211 y, como reveló la espectroscopia de seguimiento, J005311 es rico tanto en carbono como en oxígeno.

También tiene un viento estelar extremadamente poderoso de 16.000 kilómetros por segundo, una corriente impulsada por la radiación generada por la fusión nuclear.

La fusión por sí sola no puede explicar el poder de este viento, pero se espera que el producto de una fusión de enanas blancas tenga un campo magnético extremadamente poderoso. Este campo magnético luego aceleraría el viento estelar, produciendo un efecto como el visto en J005311.

Cuando las enanas blancas se apagan, & # 8211 teóricamente al menos & # 8211 se convierten en masas frías en el espacio, llamadas enanas negras. Se cree que este proceso lleva mucho tiempo, y los astrónomos creen que todavía no ha sucedido.

Pero un destino tan tranquilo no está reservado para J005311. Eso es porque su nueva masa combinada probablemente la coloca por encima de algo llamado límite de Chandrasekhar, que es la masa máxima para una enana blanca estable.

Su temperatura y velocidad del viento indican que la estrella está cerca del punto final de la etapa actual de su evolución. Cuando se quede sin material para quemar, en unos pocos miles de años probablemente colapsará por su propia gravedad, los electrones y protones se fusionarán en neutrones, convirtiendo a la Frankenstar en una estrella de neutrones de baja masa.

Este evento, dijeron los investigadores, también producirá un destello de neutrinos y un estallido de rayos gamma, y ​​una supernova de Tipo Ic muy débil.


Revelando el velo

Nadie sabe exactamente cuándo, tal vez hace 5000 años, tal vez 10,000, explotó una estrella joven.

Sufrió durante una vida irregular. Nacido con algo así como 40 veces la masa del Sol, llevó su vida mil veces más rápido que nuestra estrella más modesta. Hidrógeno fusionado con helio en su núcleo, y luego helio con carbono y carbono con neón. mientras que la vasta interacción de luz y fuerza empujaba ola tras ola de densas capas de materia fuera de su superficie. Finalmente, se acabó el tiempo. Sin combustible en el núcleo, se derrumbó, enviando una flota de neutrinos fantasmales y una onda de choque tan gigantesca que aplasta la mente humana hasta convertirla en polvo. Septillones de toneladas de materia explotaron hacia afuera y nació una supernova. El gas que alguna vez fue el núcleo de un sol gritó a una fracción de luz, pero algo se interpuso en el camino: los octillones de toneladas de gas vertidas anteriormente por la estrella, así como el gas y el polvo que quedaron de su nacimiento. un millón o dos años antes. Los dos chocaron y se generaron innumerables ondas de choque. La materia que rodeaba a la estrella que explotó fue comprimida, apisonada y esculpida en finas conchas y cintas. Este material, incluso comprimido, es etéreamente delgado para los estándares humanos visto de frente, las láminas de gas son débiles y difusas, pero cuando nos presentan sus bordes, los vemos como filamentos afilados, como una pompa de jabón & # x27s edge. El material brilla con los mismos principios físicos básicos que un letrero de neón: el azufre, el oxígeno y el hidrógeno contribuyen con sus propias huellas digitales únicas a la misteriosa luminiscencia del gas. Y así vemos las secuelas de la catástrofe cósmica que es la Nebulosa del Velo, una estructura en arco que, desde la explosión, se ha expandido a un diámetro seis veces mayor que la Luna en el cielo, a pesar de que es algo así como 36 mil millones. veces más lejos. Está ubicado en la constelación de Cygnus, el cisne, en lo alto del cielo de verano para los observadores del hemisferio norte, pero nunca lo verás a simple vista. Milenios han desvanecido su gloria, aunque probablemente brillaba casi tan brillante como la Luna cuando su luz tocó la Tierra por primera vez. Ahora, sin embargo, necesitas un gran telescopio y cielos oscuros para verlo. La imagen de arriba fue lanzada recientemente por el Telescopio Espacial Hubble, que puede resolver detalles finos en la estructura nebular. Entendemos mucho sobre cómo explotan las estrellas y lo que sucede en los siglos posteriores, pero también hay muchas cosas que no sabemos.Imágenes como esta y las otras publicadas con ella nos dan una visión forense sobre el evento que destruyó una estrella entera. Aprendemos más sobre los incendios nucleares en su corazón, la alquimia posterior de los escombros en expansión y los efectos de depositar energías inimaginables en su entorno. Pero también es muy bonito. También hay mucho que decir al respecto.


Del Big Bang a los humanos

La vida abunda en el planeta Tierra. Estamos familiarizados con numerosas formas, como personas, mascotas, insectos y peces. Usando microscopios, vemos una gran cantidad de organismos bacterianos y virales. Cavar en la tierra revela huesos de enormes dinosaurios. La vida toma muchas formas, tamaños y vidas diferentes. Los científicos encuentran vida en prácticamente todos los entornos donde sospechan que podría vivir, e incluso en muchos que alguna vez pensaron que la vida era imposible. Las bacterias prosperan en agua hirviendo, alquitrán burbujeante, desiertos extremadamente secos, glaciares helados, rocas a dos millas por debajo de la superficie de la Tierra e incluso en entornos con radiación que destruiría las cucarachas. La ubicuidad de la vida en la Tierra puede hacer que parezca que la vida también debería abundar en el universo.

Durante las últimas décadas, los científicos se han dado cuenta de que tanto la Tierra como el universo experimentaron cambios significativos para permitir la existencia de vida en la Tierra. Al principio, el universo no podía albergar vida. Cuando la Tierra se formó por primera vez, también era hostil a la vida. Para evaluar la posibilidad de vida "allá afuera", es útil recordar lo que ocurrió desde el comienzo del universo hasta hoy. Esta publicación proporciona una descripción general que describe brevemente las transiciones importantes y críticas para la vida que ocurrieron desde la creación del universo.

La creación del universo

Hace catorce mil millones de años (13.8 mil millones, para ser específicos), comenzó nuestro universo. Durante los primeros momentos del universo, se expandió a un ritmo tremendo. Este período de inflación terminó con dos consecuencias importantes. Primero, la cantidad total de cosas que los astrónomos pueden ver (alrededor de 100 mil billones de estrellas que abarcan una esfera de aproximadamente 46 mil millones de años luz de radio) constituye solo una pequeña fracción de la cantidad de cosas que hay. En segundo lugar, cuando terminó esta época de inflación, liberó una enorme cantidad de energía que calentó el universo a temperaturas insondables. A medida que el universo se enfrió a partir de este estado denso y caliente, se produjeron una serie de transiciones que son importantes para la discusión sobre la vida extraterrestre.

Los primeros minutos

Durante las primeras fracciones de segundo, la fuerza gravitacional cuántica que gobierna todas las interacciones en el universo se separó en las distintas fuerzas que vemos en acción hoy: las fuerzas gravitacional, nuclear fuerte, electromagnética y nuclear débil. La fuerza gravitacional, que opera entre cosas con masa, afecta cómo se expande el universo, el tamaño y la duración de las estrellas y las atmósferas de los planetas.

La fuerte fuerza nuclear mantiene unidos a los protones y neutrones dentro de un núcleo. La fuerza de esta fuerza influye en la cantidad de varios elementos del universo de dos maneras. Primero, durante los primeros minutos del universo, las temperaturas y densidades son lo suficientemente altas como para que el hidrógeno (el elemento más ligero) se fusione en elementos más pesados. En segundo lugar, las estrellas también experimentan condiciones en las que los elementos más ligeros (como el carbono) se fusionan en otros más pesados ​​(como el oxígeno).

La fuerza electromagnética afecta a todo lo que tenga carga, así como a todas las formas de luz. En consecuencia, afecta el tamaño y la duración de las estrellas, así como todas las interacciones químicas necesarias para la vida.

La fuerza nuclear débil determina cómo los elementos más pesados ​​se descomponen en elementos más ligeros. Desempeña un papel fundamental en la forma en que las estrellas fusionan hidrógeno en helio, así como en la generación de calor en el interior de la Tierra (la desintegración radiactiva produce mucho calor).

Al cabo de cuatro minutos, el universo se había enfriado significativamente: su temperatura había caído por debajo de los mil millones de grados. Se había fusionado suficiente hidrógeno en helio, de modo que estos dos elementos constituían el 75% y el 25% de todos los núcleos del universo. Solo existían trazas de berilio y boro.

La radiación de fondo de microondas cósmica

No cambió mucho durante los siguientes 400.000 años, excepto que el universo continuó enfriándose. Alrededor de 380.000 años, la temperatura bajó lo suficiente como para que los núcleos de hidrógeno y helio pudieran combinarse con los electrones circundantes para formar átomos. A medida que se formaban los átomos, emitían una distribución específica de luz que ahora medimos como radiación cósmica de fondo de microondas. Los científicos usan esta luz para determinar la edad, la densidad de masa, la tasa de expansión, el tamaño y muchas otras características importantes del universo.

La primera y posterior generación de estrellas

Durante los siguientes mil millones de años, se produjeron un par de cambios importantes. El más significativo ocurrió alrededor de 200 millones de años cuando las estrellas comenzaron a formarse. Por primera vez desde los primeros minutos del universo, existieron las condiciones para producir elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio. Estas estrellas originales contenían cientos de veces más masa que la del sol. En consecuencia, quemaron su combustible nuclear muy rápidamente (unos pocos millones de años), explotaron en dramáticos eventos de supernovas y dispersaron copiosas cantidades de elementos tan pesados ​​como uranio, neptunio y plutonio en el material que formaría futuras estrellas.

Durante los siguientes cientos de millones de años, las galaxias también comenzaron a formarse. Las generaciones posteriores de estrellas se formaron a partir de las cenizas de las primeras estrellas. Esto continuó enriqueciendo las galaxias con los elementos más pesados ​​a lo largo de las tres generaciones de estrellas que los astrónomos han identificado. Si bien los planetas gigantes gaseosos pueden formarse alrededor de estrellas con menores cantidades de elementos pesados, solo esta tercera generación de estrellas tenía cantidades suficientes de carbono, oxígeno, uranio y plutonio para hacer planetas capaces de albergar vida.

La formación del sol y los planetas

Hace cuatro mil quinientos millones de años, una explosión de supernova envió una onda de choque a una nube de gas. Esta onda de choque provocó el colapso de la nube, haciendo que el sol y los planetas en el proceso. Durante 5 a 10 millones de años, los planetas crecieron acumulando gas, polvo y hielo hasta que el viento emitido por el joven Sol expulsó todo el material de crecimiento planetario del sistema solar. Dos eventos críticos ocurrieron durante los siguientes 500 millones de años. Primero, alrededor de 100 millones de años, un gran objeto del tamaño de Marte chocó con la Tierra. Este evento de impacto aumentó la masa de la Tierra, agregó elementos radiactivos al interior de la Tierra y, lo más importante, creó nuestra Luna. En segundo lugar, durante este período de 500 millones de años, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno migraron de los lugares donde se formaron a sus ubicaciones actuales. Este período de migración alejó a los gigantes gaseosos del sol y probablemente hizo que Neptuno y Urano cambiaran de posición.

El desarrollo de la vida en la Tierra

La atmósfera original de la Tierra no contenía oxígeno libre, poca (si alguna) tierra se elevaba sobre los océanos y los objetos grandes chocaban con frecuencia con el planeta. A pesar de este entorno bastante hostil, la evidencia de vida en la Tierra se remonta a hace casi 4 mil millones de años. Los científicos han encontrado vida fosilizada de hace 3.500 millones de años y evidencia química de otros 300 millones de años antes. Es cierto que esta vida es simple para los estándares actuales.

Como se mencionó anteriormente, las órbitas de los gigantes gaseosos cambiaron significativamente. La velocidad de los cometas y asteroides que impactan la Tierra (así como Marte, la Luna, Mercurio y Venus) aumentó dramáticamente a medida que los planetas gigantes gaseosos migraron a sus posiciones actuales. Muchos de estos eventos de impacto probablemente esterilizaron la superficie de la Tierra, pero el período de bombardeo limpió el sistema solar de escombros. Posteriormente, la frecuencia de los objetos que chocan con la Tierra se redujo en un factor de 1,000. La evidencia indica que la vida apareció en la Tierra en abundancia poco después de este "intenso bombardeo tardío" (designación de los científicos para este período).

Durante los siguientes 2 a 3 mil millones de años, la cantidad de tierra que cubre la superficie de la Tierra aumentó. A medida que los científicos dataron la formación de rocas continentales, descubrieron que las rocas se agrupaban alrededor de algunas edades, específicamente, hace 1.2, 1.9, 2.7 y 3.3 mil millones de años. El crecimiento de la masa terrestre continental proporcionó nuevos entornos para que prospere la vida, así como un termostato que regula la temperatura de la Tierra. Esta función de termostato ocupó un lugar destacado cuando los organismos fotosintéticos comenzaron a producir suficiente oxígeno libre para que los océanos y la atmósfera de la Tierra comenzaran a contener un componente de oxígeno permanente, hace aproximadamente 2.500 millones de años.

La explosión cámbrica

Uno de los cambios más dramáticos en la historia de la vida en la Tierra ocurrió hace unos 540 millones de años. Durante un período de tiempo geológicamente corto, una gran cantidad de organismos multicelulares apareció en el registro fósil en un evento conocido como la "explosión cámbrica". Antes de este tiempo, el registro fósil muestra solo la presencia de vida unicelular que ocasionalmente se organiza en colonias. Si bien la vida animal ha cambiado significativamente en los últimos 540 millones de años, casi todos los diferentes planes corporales (que se distinguen por diferentes filos) aparecen durante la explosión del Cámbrico.

Llega la humanidad

La humanidad, la forma de vida más singular jamás vista en la Tierra, llegó mucho más recientemente. La evidencia fósil, genética y arqueológica indica que los seres humanos comenzaron a vivir hace unos 100.000 años. Mientras que otros animales comparten características fisiológicas con los humanos, somos las únicas criaturas que tenemos una capacidad profundamente arraigada para relacionarnos entre nosotros y una conciencia de nuestra propia existencia. Una forma en que se manifiesta esta conciencia es el sentido universal de que Dios existe y de que debemos descubrir cómo relacionarnos adecuadamente con él.

Un partido con Génesis

Incluso esta breve descripción demuestra una correspondencia entre nuestra mejor comprensión científica de la historia de la Tierra y el relato de la creación que se da en Génesis 1. Ambos comienzan con el origen del universo (el Big Bang, ver Génesis 1: 1) antes de pasar a las etapas iniciales de planeta Tierra, que es hostil a la vida en este momento (Génesis 1: 2). El período de bombardeo de la historia temprana de la Tierra transformó la atmósfera para que la luz llegara a la superficie del planeta (Génesis 1: 3-5, el primer día trae el ciclo día-noche a la superficie). También trajo el agua que es tan fundamental para un ciclo estable del agua (Génesis 1: 6-8). En la mitad de la historia de la Tierra (Génesis 1: 9-13, día tres de seis), se formaron la mayoría de los continentes, lo que también permitiría que las plantas crecieran. La vida compleja y multicelular apareció explosivamente durante la explosión del Cámbrico (reflejando el día cinco en Génesis 1: 20-23). Y la humanidad llega muy recientemente (al final del día seis, Génesis 1: 24–31). Claramente, los científicos han aprendido muchos más detalles que la descripción general que se da en Génesis 1. Sin embargo, es notable que un libro escrito miles de años antes de que la humanidad tuviera una empresa científica próspera, obtenga los detalles importantes de la historia de la Tierra correctamente.


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