Armas de la Segunda Guerra Mundial

Biografia de Woodrow Wilson Politico Presidente de EE.UU.

Biografia de Woodrow Wilson-Politico Presidente de EE.UU.

Su figura y su obra están demasiado próximas a nosotros para que puedan ser juzgadas con imparcialidad y justicia. En 1918-1919 se le consideró como el salvador del mundo, el feliz arbitro que pondría término para siempre a las guerras y a las discordias.

Woodrow Wilson
Thomas Woodrow Wilson fue un político y abogado estadounidense, vigésimo octavo presidente de los Estados Unidos, que asumió el cargo desde 1913 a 1921.
Fecha de nacimiento: 28 de diciembre de 1856, Staunton, Virginia, Estados Unidos
Fallecimiento: 3 de febrero de 1924, The President Woodrow Wilson House, Washington D. C., Estados Unidos
Mandato presidencial: 4 de marzo de 1913 – 4 de marzo de 1921
Ocupación: Academia (científica política), abogado

En 1935, ante el fracaso de Versalles, muchos le reputaban como un ideólogo y un soñador a quien el Destino habría favorecido conservándole en su cátedra de Historia y Economía de la universidad de Princeton, en lugar de haberle elevado a la presidencia de los Estados Unidos y al puesto más preeminente de la Conferencia de la Paz.

Realmente, la personalidad de Wilson se une de modo indisoluble al fin de la guerra de 1914 a 1918 y a los tratados de Versalles, de los que dio la orientación general en sus famosos Catorce Puntos, que tantas ilusiones hicieron nacer en todos los pueblos del mundo.

De los hechos hasta hoy conocidos, no parece que Wilson pueda reputarse como un político de primera fuerza ni un pensador original y poderoso.

Pero es indudable que fue un hombre colmado de las mejores intenciones.
Descendiente de inmigrados escoceses, Tomás Woodrow Wilson nació en Staunton, en el estado de Virginia, el 28 de diciembre de 1856.

En 1875 ingresó en el colegio de Princeton, en el que se graduó cuatro años más tarde. Estudió leyes en la universidad de Virginia y ejerció como abogado en Atlanta. Pero atraído por los estudios históricos y políticos, completó su formación en este aspecto en la universidad Johns Hopkins, en la que se doctoró en 1886.

Después de actuar como profesor en los colegios Bryn Mawr y Wesleyan (1886-1890), fue nombrado catedrático en la facultad de Princeton.

En la enseñanza y en las publicaciones, distinguióse por la claridad de su exposición y la amenidad de su estilo, aunque no por la profundidad de su erudición o de su pensamiento.

En 1902 fue elegido rector de su facultad, en cuyo cargo1 desarrolló gran actividad en sentido reformista. Esto le valió la simpatía de los elementos demócratas, los cuales le presentaron como candidato al cargo de gobernador del estado de Nueva Jersey (1910).

Wilson triunfó en las elecciones. Como gobernador emprendió una serie de reformas sobre la instrucción pública y la purificación de la vida política. Su rectitud y honestidad se hicieron famosas, por lo que los demócratas decidieron presentarlo como candidato a las elecciones presidenciales (1912).

Su propaganda electoral, basada en la sublimación de los intereses nacionales y en la lucha contra las apetencias de los grandes oligarcas, despertó gran eco entre las masas populares. Wilson fue elegido presidente en noviembre de 1912, aunque por una minoría reducida.

Su gestión presidencial se inició el 4 de marzo de 1913. A pesar de la oposición de los republicanos, hizo aprobar varias leyes de reforma sobre la administración, las aduanas y los trusts.

Se proclamó partidario de mejorar las relaciones con las naciones hispanoamericanas, y al estallar la guerra en Europa (1914) proclamó la neutralidad de los Estados Unidos.

Esta se vio cada vez más amenazada por las violaciones de los dos bandos en pugna. Reelegido en las elecciones de 1916, Wilson se decidió a declarar la guerra a las potencias centrales debido a la campaña submarina desencadenada por Alemania.

Al cargar en su platillo de la balanza el peso de la formidable organización material de los Estados Unidos, el presidente lo hizo con la convicción de que, después de la guerra, se podría concertar una paz permanente.

Para prepararla esquematizó su pensamiento en los catorce puntos del mensaje comunicado al Congreso el 8 de enero ce 1918. Su propuesta despertó un entusiasmo innegable y a ella se adhirieron las potencias aliadas.

Depuestas las armas por Alemania en noviembre de 1918, Wilson se trasladó a Europa a principios del mes siguiente.

Pero su política estaba de antemano condenada al fracaso, como resultado de las elecciones norteamericanas que habían tenido lugar en el mismo mes del armisticio y habían dado gran ventaja a los republicanos en el Congreso federal. Sin embargo Europa lo recibió con ovaciones delirantes.

En la Conferencia de la Paz, ante las realidades de la vida del continente, Wilson elaboró una fórmula híbrida que no satisfizo a los vencedores ni a los vencidos. Durante aquel período trabajó con un entusiasmo ciego, hasta comprometer gravemente su salud.

A su regreso a los Estados Unidos (1919), el Senado se opuso a la politica presidencial, en particular en el extremo referente a la creación de la Sociedad de Naciones.

Para defenderle Wilson cometió el error de involucrar en el asuntos los demás capítulos del tratado de Versalles.

Quiso apelar al pueblo e inició una gran campaña de propaganda, en cuyo transcurso sufrió un ataque de parálisis. Cesó en el cargo presidencial en marzo de toe: y murió tres años después, casi olvidado, en Wáshington el 3 de febrero de 1924.

Fuente

OTRAS BIOGRAFIAS PARA INFORMARSE:
Biografia de Edouard Manet
Biografia del Papa Pio XI
Biografia de Papa Pio X
Biografia de Benedicto XV
Biografia de Foch Ferdinand
Biografia de Hindenburg Paul Von
Biografia de Guillermo II de Alemania
Biografia de Eduardo VII de Inglaterra

Causas de la Segunda Guerra Mundial Resumen Origen

Causas de la Segunda Guerra Mundial-Resumen Origen del Conflicto


Causas , Desarrollo y Consecuencias de la Segunda Guerra Mundial Resumen Batallas Hombres PoliticosCausas , Desarrollo y Consecuencias de la Segunda Guerra Mundial Resumen Batallas Hombres PoliticosCausas , Desarrollo y Consecuencias de la Segunda Guerra Mundial Resumen Batallas Hombres Politicos


Introducción: La Segunda Guerra Mundial superó claramente a la Primera Guerra, tanto por la duración y la intensidad de los combates como por las pérdidas humanas y los recursos que se utilizaron: participaron 72 Estados, fueron movilizados 110 millones de hombres, el coste económico de la guerra fue cuantiosísimo y hubo más de 40 millones de muertos.

El norte de China, Japón y Europa quedaron devastados y su equipamiento industrial, ferroviario, portuario y viario quedó muy maltrecho.

Además, la Segunda Guerra Mundial tuvo una extensión realmente mundial, ya que se combatió en casi todos los continentes (Europa, Asia, África y Oceanía) y en todos los océanos.

segunda guerra mundial

En el terreno armamentístico, las grandes potencias enfrentadas perfeccionaron y pusieron a punto instrumentos de ataque suficientemente terribles como para destruir a toda la Humanidad.

La aparición de las grandes unidades blindadas, la utilización de los submarinos, de los portaaviones, de los misiles antiaéreos, del radar y de la aviación como recurso habitual para el transporte de tropas y para los bombardeos sobre la población civil, hicieron de este conflicto una verdadera carrera hacia a destrucción.

Finalmente, la explosión de la primera bomba nuclear marcó un hito en la historia del miedo atómico, al demostrar que era posible destruir la humanidad.

La mayoría de los problemas que llevaron a la S.G.M. fueron conflictos que no se habían resuelto en la P.G.M. o que tenían origen en ella.

La humillación de Alemania en el Tratado de Versalles, la crisis económica de los años 30 y el ascenso al poder del nazismo provocaron en este país un sentimiento de revancha que culminó en una actitud agresiva hacia el resto de Europa.

Esta guerra que estalló en 1939 fue el segundo conflicto que, iniciado en Europa, llegó a convertirse en una “guerra total”, porque directamente incluyó a países de otros continentes e influyó indirectamente en los aspectos políticos, sociales y económicos en el resto del mundo, de manera similar como sucediera con el enfrentamiento armado de 1914.

Pero a diferencia de éste, la Segunda Guerra Mundial lite un conflicto de escala mucho más grande y de mayor duración, que se propagó a territorios más extensos y llegó a ser más cruel e implacable.

En su origen, aparte de la rivalidad internacional inherente a todo conflicto de esta naturaleza, intervinieron otros factores relacionados con los eventos ocurridos en el mundo durante los veinte años del periodo de entreguerras.

Causas o Factores de origen del Conflicto: En primer lugar, la Segunda Guerra Mundial surgió en función del enfrentamiento entre ideologías que amparaban sistemas político—económicos opuestos.

A diferencia de la guerra anterior, enmarcada en un solo sistema predominante —el liberalismo capitalista, común a los dos bandos—, en el segundo conflicto mundial se enfrentaron tres ideologías contrarias: el liberalismo democrático, el nazi, fascismo y el comunismo soviético.

hitler-musolini

Estos dos últimos sistemas, no obstante ser contrarios entre sí, tenían en común la organización del Estado fuerte y totalitario y el culto a la personalidad de un líder carismático, características opuestas al liberalismo que postula la democracia como forma de gobierno y la libertad e igualdad de los individuos como forma de sociedad.

En segundo lugar estaban los problemas étnicos que, presentes desde siglos atrás, se fueron haciendo más graves al llevarse a efecto las modificaciones fronterizas creadas por el Tratado de Versalles, que afectaron negativamente sobre todo a Alemania y a Austria —naciones pobladas por germanos— y redujeron de manera considerable sus territorios.

Este hecho fue determinante para difundir en esos pueblos el sentimiento de superioridad de la raza germana —identificada por Adolfo Hitler como “raza aria” de acuerdo con una idea desarrollada en la filosofía alemana del siglo XIX— frente a los grupos raciales, principalmente los judíos que controlaban la economía capitalista, y quienes, según la perspectiva de los nazis, habían dividido a los pueblos germanos e interrumpido su desarrollo económico.

tratado de versalles

Por otra parte, la insistencia de Hitler por evitar el cumplimiento del Tratado de Versalles provocó diferentes reacciones entre los países vencedores: Francia, que temía una nueva agresión de Alemania, quería evitar a toda costa que resurgiera el poderío bélico de la nación vecina.

En cambio, el gobierno británico y el de Estados Unidos subestimaban el peligro que el rearme alemán representaba para la seguridad colectiva; consideraban que el Tratado de Versalles había sido demasiado injusto, y veían con simpatía la tendencia anticomunista adoptada por la Alemania nazi, porque podría significar una barrera capaz de detener el expansionismo soviético hacia Europa, calificado entonces por las democracias occidentales como un peligro mayor y mucho más grave que el propio nazismo.

A causa de ese temor al comunismo, el gobierno británico adoptó una política de “apaciguamiento” respecto al expansionismo alemán, bajo la idea de que al hacer concesiones a Hitler podría evitarse una  nueva guerra y se obtendría, además, su colaboración contra el peligro soviético.

En tercer lugar, en la década de los años treinta la situación del mundo era muy distinta a la de 1914. Aparte de los trastornos ocasionados por la crisis económica iniciada en Estados Unidos, aún persistían los efectos devastadores de la Primera Guerra Mundial, que había producido una enorme transformación en todos los ámbitos de la vida humana y originado grandes crisis en prácticamente todos los países de la Tierra.

crisisi 1929

Además, la secuela de tensiones internacionales que ese conflicto produjo, preparaban el camino para una nueva guerra, no obstante los intentos de la Sociedad de Naciones por evitarla.

Por esta razón, puede decirse que la Segunda Guerra Mundial se originó directamente de la Primera; de ahí que ambos conflictos, enlazados por el periodo de entreguerras, constituyan lo que se considera como la “Segunda Guerra de los Treinta Años” en la historia moderna de la humanidad.

La crisis económica de la década de 1930 había estimulado a Japón a sustituir a Europa en el Lejano Oriente y a construir lo que ellos mismos llamaban «la gran Asia Oriental«, dominada por el nuevo orden japonés. Así, Japón inició una política expansionista que tenía un doble objetivo. Por un lado, controlar territorios para extraer materias primas y dominar sus exportaciones, y, por otro, reabsorber la crisis industrial mediante los encargos de armamento. La expansión «pacífica» de los años veinte se convirtió en la década de los treinta en expansión militar, que se inició en 1931 con la invasión de Manchuria, que se convirtió en Manchukuo, un estado satélite del Japón. La guerra en el Lejano Oriente comenzó, en realidad, en 1937, cuando se generalizó el conflicto chino japonés, y tuvo su momento decisivo en 1941, con el ataque a la base norte-americana de Pearl Harbour.

A semejanza de la Primera Guerra Mundial, la Segunda se presenta en dos fases:

a) desde 1939 a 1941 cuando se desarrolla fundamentalmente en Europa y muestra una orientación favorable a las potencias del Eje;

b) desde 1942 a 1945, cuando la guerra adquiere dimensiones mundiales y paulatinamente pasa a ser favorables a los países aliados encabezados por Gran Bretaña, EE.UU. y URSS.

Stalin se une a Hitler: Hitler invadió Polonia para abrirse paso hacia la Unión Soviética, pero lo hizo sólo después de intentar neutralizar a los polacos a través de negociaciones.

En marzo de 1939, se ofreció para protegerlos de los soviéticos a cambio de la devolución de Danzig (actualmente Gdánsk), separada de Alemania al final de la Primera Guerra Mundial. Sin embargo, Polonia, desconfiando de sus dos poderosos vecinos, aceptó una oferta de defensa de Gran Bretaña.

Hitler se enojó. Siempre había contado con el consentimiento de Londres en sus planes contra la Unión Soviética.

stalin-hitler

Cuando los británicos establecieron el servicio militar obligatorio se dio cuenta de que debía atacarlos para poder conquistar la URSS. Pero primero quería utilizarla contra Polonia.

Tras revocar sus tratados de 1935 con Polonia y Gran Bretaña, envió al ministro de Asuntos Exteriores, Joachim von Ribbentrop, a Moscú.

Stalin, inseguro acerca de la ayuda de Occidente en caso de un ataque alemán, llegó a un acuerdo con Hitler.

El líder soviético demostró su ansia de entendimiento al destituir a su ministro de Asuntos Exteriores, un judío. El 23 de agosto el nuevo ministro, Vyacheslav Molotov, se citó con Von Ribbentrop y firmaron un pacto de no agresión ante la sorpresa del mundo, que consideraba al fascismo y al comunismo como enemigos irreconciliables.

La entrada en vigencia del protocolo secreto del tratado causó una sorpresa todavía mayor: en el caso de una «transformación territorial y política» en la región, los alemanes y los soviéticos se repartirían el este de Europa.

Hitler inició esa transformación unos días más tarde. Cuando culminó, la URSS había obtenido los prometidos dos tercios de Polonia como una zona tapón contra la invasión. Mientras, Alemania contaba con una plataforma de lanzamiento para este mismo propósito.

El Pacto de Acero
Benito Mussolini se sintió humillado por la victoria sin sangre de Hitler sobre los checos.

Sin disparar un solo tiro, su «alumno» lo había superado como conquistador. Deseoso de ponerse a su altura, el Duce decidió la anexión
Ligados por el pacto, soldados Italianos y alemanes conversan en Tirana (Albania).

mussolini

de Albania (sobre la que Italia ejercía un dominio de hecho desde 1934). Sin embargo, la campaña, lejos de ser gloriosa, llevó a Mussolini a una condición todavía más servil hacia el Führer al firmar el tratado de 1939 que Hitler llamó el Pacto de Acero.

El 7 de abril empezó la invasión en forma completamente desorganizada. En vez de entrar en primer lugar en la capital, Tirana, los comandantes italianos se detuvieron a negociar con enviados del rey Zog de Albania.

Mientras, éste huyó a Grecia, se abrieron las prisiones de Tirana y una multitud saqueó la ciudad.

El Consulado italiano envió una llamada de socorro a Roma, que no sirvió de nada.

A pesar de la incompetencia de los invasores y de su falta de equipamiento, los italianos superaron a una resistencia desorganizada.

El 16 de abril, el país se convirtió en una provincia de Italia. Gran Bretaña protestó y Alemania felicitó al Duce. Convencido de que el Führer era imparable, Mussolini aceptó firmar una alianza formal.

Para Ampliar Esta Información:

Fuente Consultada:  El Mundo Moderno y Contemporáneo de Gloria Delgado

Segunda Guerra Mundial Resumen Desarrollo

Segunda Guerra Mundial Resumen
Etapas del Conflicto


Causas , Desarrollo y Consecuencias de la Segunda Guerra Mundial Resumen Batallas Hombres PoliticosCausas , Desarrollo y Consecuencias de la Segunda Guerra Mundial Resumen Batallas Hombres PoliticosCausas , Desarrollo y Consecuencias de la Segunda Guerra Mundial Resumen Batallas Hombres Politicos


La II Guerra Mundial fue la mayor y peor conflagración militar de la historia. En ella participaron países de todo el mundo y fallecieron millones de personas. En cuanto a la cantidad de sangre derramada, la Segunda Guerra Mundial fue el conflicto más horrendo de la historia.

Como en la Primera, murieron más civiles que soldados, unos cincuenta millones de los primeros y unos quince millones de los últimos. Pero esta guerra mundial, aún más que la anterior, fue una guerra total, en la que poblaciones enteras fueron movilizadas para el combate o la producción militar, y toda la población se convirtió en objetivo de los ataques.

INTRODUCCIÓN AL TEMA: El germen de la segunda guerra mundial estaba en la primera, en el descontento, la privación y el enconado resentimiento de Alemania, insatisfecha con los términos del tratado de Versalles.

A los alemanes les disgustaba en especial una cláusula de culpabilidad que los responsabilizaba de todo. Abominaban el haber perdido territorios: Alsacia y Lorena pertenecían ahora a Francia, la región occidental del Rin era zona desmilitarizada, y la mayoría de los dominios coloniales de ultramar habían sido repartidos entre varias potencias. Las reparaciones en dinero, fijadas en 6.500.000 libras esterlinas, resultaron demasiado elevadas para una nación arrasada por la guerra.

Ruptura del tratado: Hitler moviliza su ejército Adolfo Hitler, jefe de un partido político ultranacionalista que había sido nombrado canciller para convertirse luego en dictador de Alemania (a pesar de ser austríaco), rearmó secretamente el país en la década de 1930 y comenzó a movilizar sus tropas, en violación abierta del tratado de Versalles.

Adolf Hitler ocupó la zona desmilitarizada del Rin, anexó Austria y se dirigió a Checoslovaquia. Consideraba que estaba en su derecho de actuar contra los checos, ya que había logrado un acuerdo con los gobiernos de Italia, Francia y, en especial, Inglaterra, que le permitía extender el dominio alemán a Checoslovaquia.

Pensaba que la gente de habla alemana de la región de los Sudetes, que había sido otorgada a Checoslovaquia después de la primera guerra, debía formar parte del Tercer Reich alemán.

El dictador italiano, Benito Mussolini, cuyo ascenso posterior a la gran guerra había sido similar al de Hitler, arregló una reunión en Munich, en la cual el primer ministro inglés, Neville Chamberlain, dispuesto a hacer concesiones para evitar un conflicto con Alemania, el primer ministro francés, Edouard Daladier, Mussolini y el propio Hitler, pactaron la entrega de Checoslovaquia sin consultar a los checos.

Además Hitler firmó el pacto germano-soviético con José Stalin, el sucesor de Lenin en Moscú. Ya en posesión de los Sudetes, los nazis se lanzaron luego sobre Polonia, con la idea de repartirse el país con la Unión Soviética.

A las 5:45 h de la mañana del 1 de septiembre, el primero de un contingente de 1.250.000 soldados alemanes invadió Polonia, tras un duro bombardeo aéreo. Aquellas divisiones armadas y mecanizadas se movían con rapidez, respaldadas por aviones de combate, y pronto avanzaron hacia el este de la frontera germano-polaca y el sur de Prusia Oriental.

El ejército polaco no estaba preparado para este tipo de guerra y halló dificultades para contraatacar. En unos días, la Luftwaffe tenía el control de los cielos y había inutilizado el sistema ferroviario polaco.

La invasión alemana de Polonia, en 1939, fue demasiado hasta para Chamberlain, pacifista a ultranza. Londres no deseaba una nueva guerra, y, en particular, no quería enfrentarse a la formidable Alemania, pero los ingleses hubieron de rendirse a la evidencia de que era imposible evitarla, así que declararon la guerra ese mismo año.

Durante dos días, Gran Bretaña y Francia intentaron poner fin a aquel ataque sobre Polonia por la vía diplomática, mediante el envío por separado de sendos ultimátums al Gobierno nazi exigiéndole que retirara sus tropas o se preparara para enfrentarse a una guerra con las dos naciones europeas más poderosas.

El primer ministro británico, Neville Chamberlain, había dudado acerca de emitir aquel ultimátum, consciente de las consecuencias de que Alemania no lo acatara. Pero la presión de la Cámara de los Comunes y los miembros de su propio gabinete lo impulsaron finalmente a enviarlo a las 9:00 h de la mañana del domingo 3 de septiembre, comenzaba de esta manera  la segunda guerra global.

La guerra total fue posible, sobre todo, debido a la tecnología moderna, en armamento, comunicaciones y producción industrial. Sin embargo, la victoria estuvo sujeta a muchos otros factores, tanto materiales como espirituales.

Alemania, el principal agresor, al principio se vislumbraba como la ganadora con un sector industrial coordinado a la perfección y dedicado por completo a la guerra, con aviones modernos y un grupo de generales cuyo sentido de la estrategia (aprendido por el método más duro, el de la derrota) era mucho más sofisticado que el de sus adversarios. Tras la maquinaria bélica y el pueblo alemán, se encontraba un hombre de ideas fanáticas, de extraordinaria perspicacia política y con un magnetismo personal incomparable.

Adolf Hitler no provocó sin ayuda la Segunda Guerra Mundial pero sus contornos estratégicos y su dimensión moral estaban configurados por sus obsesiones. Era la encarnación del verso de Yeats: «Lo peor está lleno de intensidad pasional».

Fue un hombre marginal, vomitado del caos de viejos imperios arruinados, la reencarnación demoníaca de Napoleón, inconsciente devoto de la oportunidad.

Para una nación militarmente humillada y económicamente arruinada, Hitler ofrecía un elitismo barato basado en las nociones de la raza (una exageración de teorías que en realidad sostenían incluso algunos académicos) y una visión de la vida como guerra: una lucha darwiniana entre los «arios» superiores y sus inferiores genéticos (sobre todo judíos y eslavos).

Al invocar una imagen pseudohistórica de los alemanes como guerreros nórdicos, el Führer transformó a sus compatriotas disciplinados y moderados en agentes meticulosos del genocidio. Al principio, su temeridad funcionó, cuando los ataques relámpago confundieron y desmoralizaron a un mundo que deseaba desesperadamente que no se produjera otra Gran Guerra.

guerra mundial

Para Ampliar Esta Información:

OTROS TEMAS TRATADOS AQUI:

Campos de Concentración

Mitos de la Segunda Guerra Mundial

Biografía de Adolf Hitler

Biografía de Franklin D. Roosevelt

Científicos NAZI en Argentina

Biografía de Churchill Winston

Síntesis de la Segunda Guerra Mundial

Sintesis de la Segunda Guerra Mundial

SÍNTESIS DE LA SEGUNDA GUERRA MUNDIAL (1939-1945)

Segunda Guerra Mundial: En 1935, Hitler anuló las restricciones impuestas por los aliados y reanudó el rearme de Alemania. Lo hizo dirigido por un grupo de hábiles estrategos, creadores de una nueva forma de guerra: la blitzkrieg (guerra relámpago). Consistía en la ruptura del frente de combate en un punto, seguida por un avance fulminante.

El éxito del ataque —precedido por bombardeos en picada de gran precisión— se debía al empleo masivo de tanques. La artillería autopropulsada y la infantería, compuesta en parte por motociclistas, progresaban con gran rapidez, sostenidas por tropas aerotransportadas a puntos clave de la retaguardia del enemigo.

Confiado en esta superioridad, Hitler emprendió una política cada vez más audaz, aprovechando el temor de las naciones occidentales frente al comunismo, y favorecido por sus divergencias y dificultades internas y por el franco apoyo de Mussolini, con quien formó el llamado «Eje Roma-Berlín».

En 1938 anexó Austria y reclamó la inmediata entrega de los Súdeles, poblaciones checoslovacas de raza germánica. En la entrevista de Munich, el 29 de septiembre de 1938, el ministro inglés, Neville Chamberlain, y el francés, Eduardo Daladier, consintieron la cesión.

Poco después, los nazis ocuparon el resto de Checoslovaquia. El Tratado de Versalles creó en 1919, la ciudad libre de Danzig, separándola de Alemania. Poco después Polonia obtuvo una salida al mar Báltico a través del llamado «corredor polaco», que aisló del territorio germano la Prusia Oriental.

En 1939, Hitler exigió la reincorporación de ambos. Chamberlain se trasladó otra vez a Munich, en procura de un arreglo, sin éxito.

bomba hiroshima

Fin de la guerra mundial, con la bomba en Hiroshima

Hitler firmó en noviembre un «pacto de neutralidad» con el dictador ruso Stalin, que en la práctica lo autorizaba a proceder con «mano libre» en Polonia. Seguros de que tampoco esta vez Francia e Inglaterra se moverían, los nazis cruzaron la frontera polaca el 1° de septiembre de 1939.

Gran Bretaña y Francia, garantes de la independencia de ese país, se vieron obligados a declarar la guerra Polonia fue conquistada en pocassemanas, hasta una línea divisoria acordada con Rusia, que ocupo la otra parte.

Los rusos también se anexaron los estados bálticos: Estonia, Letonia y Lituania y rectificaron en su favor la frontera con Finlandia, al cabo de una breve guerra.

Inglaterra y Francia no estaban convenientemente preparadas para oponerse. Francia confiaba en su defensa y había invertido la mayor parte de su presupuesto militar en la construcción de la línea Maginot, cadena de fortificaciones en su frontera con Alemania.

En la primavera de 1940, los germanos ocuparon sin resistencia Dinamarca y Noruega. Luego invadieron Holanda y Bélgica, repitiendo !a maniobra de flanqueo de las fortificaciones francesas realizada en 1914.

La invasión de Bélgica originó un avance franco-inglés para contenerla, pero no lo consiguió. La blitzkrieg abrió  una amplia brecha encerrando a una parte de sus adversarios en el puerto de Dunkerke.

Desde allí la mayoría pudo embarcarse a Inglaterra, aunque con grandes pérdidas. Simultáneamente, las tropas alemanas entraban en Francia y ocupaban París, el 14 de junio.

Tres días después el mariscal Petain firmaba el armisticio. Francia quedó dividida en dos partes: la del norte y del oeste ocupada por los invasores, y la otra, con capital enVichy, bajo el gobierno de Petain, que fue sujeta a un severo control nazi.

Muchos franceses resistieron el dominio alemán en ambas zonas, alentados desde Inglaterra por el general Charles De Gaulle.

Italia, hasta entonces neutral, entró en la guerra junto a Alemania en junio de 1940 y ocupó algunas porciones fronterizas de Francia; atacó también a Grecia, con poca suerte. Intervino entonces el ejército alemán, que ocupó Rumania, Yugoslavia, Bulgaria y derrotó a los griegos.

Los nazis planearon la invasión de Gran Bretaña,\entonces su único oponente. La precedieron con intensos e ininterrumpidos bombardeos aéreos, que se prolongaron desde agosto de 1940 a junio de 1,941, cuando la aviación inglesa logró contenerlos, después de casi un año de lucha.

El pueblo inglés, que había atravesado esta dura prueba bajo la guía de su primer ministro Winston Churchill, demostró un valor y una disciplina extraordinarios.

Recibió importante ayuda militar de los Estados Unidos. La conversión de las industrias de este país, de la producción comercial a la bélica, se hizo con sorprendente celeridad. Gran cantidad de aviones y tanques partieron directamente de las líneas de montaje al lugar de la lucha.

Un nuevo proceso de construcción naval, puesto en práctica por el industrial Henry Kaiser, permitió la construcción acelerada de los barcos (modelo llamado Liberty) necesarios para el continuo cruce del Atlántico.

Alemania estaba preparada para cortar esa vital ruta. Contaba para ello con una importante flota de submarinos y acorazados rápidos. Los navíos mercantes efectuaron la travesía en grupos (convoyes) con fuerte protección. A pesar de las pérdidas, cumplieron su objetivo.

Los nazis explotaron al máximo los recursos de los territorios ocupados, en apoyo de su esfuerzo bélico.En los países agredidos se constituyeron movimientos clandestinos de resistencia, dedicados al espionaje y al hostigamiento.

A fines de 1940, tropas italianas acantonadas en su colonia de Libia, invadieron el protectorado inglés de Egipto para cortar el canal de Suez, vital ruta de abastecimiento de combustibles para los aliados, pero fueron rechazados. A principios de 1941, Alemania necesitó comprometer tropas en este frente: el Afrika Korps, al mando del general Rommel, sostuvo una guerra de vehículos blindados en el desierto, enfrentando a los ejércitos del mariscal inglés Montgomery.

Tras varias campañas con éxitos de ambas partes, y con la intervención de los norteamericanos, entrados francamente en guerra, los ingleses alcanzaron en El Alamein (octubre de 1942) una victoria decisiva. En noviembre, una expedición norteamericana desembarcó en Marruecos y Argelia, y avanzó hacia Túnez. Encerrados allí los italo-alemanes debieron rendirse.

Dejando sin efecto su pacto con Rusia, Hitler la invadió el 22 de Junió de 1941. La blitzkrieg llevó rápidamente sus tropas a las puertas de Moscú y de Leningrado, donde obtuvieron importantes victorias en las batallas deSmolensk y Minsk. Su propósito era quebrar la defensa antes de la llegada del crudo invierno soviético. Entonces se agravaría el problema de la desmesurada extensión de sus líneas de abastecimiento (superior a los 1 300 kilómetros), causa que precipitó la derrota de Napoleón en 1812.

Con ese fin los rusos, en su retirada destruían cuanto pudiera ser utilizado por los invasores (táctica de tierra arrasada). La denodada resistencia rusa contuvo el avance alemán, cuyas tropas sufrieron un gran desgaste durante el invierno. Los aliados enviaron importantes cantidades de armas, municiones y vehículos en convoyes que, desafiando a los submarinos, las transportaron a lo largo de la costa de Noruega, hasta puertos rusos en el mar Ártico.

En 1942 los alemanes concentraron su ofensiva en el sudeste, procurando conservar la región petrolera rusa, pero sufrieron un aplastante derrota en la batalla de Stalingrado.

La magnitud del conflicto se hizo gigantesca con el ataque sorpresivo de la aviación japonesa a la escuadra norteamericana anclada en Pearl Harbour (base naval de las islas Hawaii), dejándola prácticamente destruida (7 de diciembre de 1941). Un ataque similar realizado pocos días después en el golfo de Siam dio cuenta de la flota británica en el Pacífico.

Asegurado el dominio del mar, las tropas japonesas ocuparon Filipinas, Birmania, Indonesia, Nueva Guinea, los importantes puertos de Singapur y Hong Kong y se aprestaron a la invasión de Australia.

Ante la imposibilidad de reparar en breve plazo los grandes acorazados cuyos cañones de largo alcance eran tradicionalmente la base del poder ofensivo, los norteamericanos idearon un nuevo tipo de guerra naval, basado en el uso de portaaviones (muchos de ellos barcos mercantes adaptados). De esta forma pudieron atacar a la flota japonesa desde posiciones fuera del alcance de tiro de la misma.

Obtuvieron así grandes victorias en las batallas navales de Midway, Mar del Coral y Leyte, reconquistando el dominio del mar y estableciendo el del aire. La estrategia norteamericana se basó entonces en la conquista de un rosario de islas que los llevaría directamente a las costas japonesas. En cada una encontraron enconada resistencia. Las fuerzas, al mando del general Douglas Mac Arthur, ocuparon así, las islas de Guadalcanal, Guam, Iwo Shima y Okinawa, entre otras (1943 a 1945).

Los japoneses sufrieron el ataque de los británicos que reconquistaron Birmania en 1944, y se replegaron en China ante la ofensiva del generalísimo Chang-Kai-Shek; los norteamericanos los desalojaron de Nueva Guinea y Filipinas.

En África, luego de reconquistar Túnez, las fuerzas aliada ocuparon Sicilia, en julio de 1943; luego desembarcaron al sur de Nápoles. Producida la renuncia de Mussolíni, Italia se retiró de la guerra y fue inmediatamente ocupada por los alemanes. Siguió una lucha,’tenaz a lo largo de la Península, a /medida que los aliados avanzaban hacia el norte.

El 6 de junio de 1944 un poderoso ejército norteamericano estacionado en Inglaterra, unido a otras fuerzas aliadas, desembarcó en la costa francesa de Normandía. Fue la operación de ese tipo más grande de la Historia, en la que operaron más de dos millones de hombres y enormes cantidades de equipos pesados, artillería y tanques, movilizados por buques de desembarco especialmente diseñados y puertos flotantes remolcados desde Inglaterra. Esta operación, fue planeada y dirigida por el general Dwight Eisenhower.

Capturado el puerto de Cherburgo, los aliados entraron en París el 25 de agosto. El general Charles De Gaulleasumió el gobierno de la Francia liberada, mientras el avance seguía hacia Bélgica y Holanda. El’15 de agosto, más fuerzas francesas y norteamericanas desembarcaron en el sur de Francia y progresaron a lo largo del valle del Ródano.

En 1943, los rusos tomaron entonces la iniciativa y la mantuvieron hasta el fin de la campaña. Su sostenido avance los llevó finalmente hasta la ciudad de Berlín. Sus ejércitos llegaron a superar diez millones de combatientes.

A partir de 1943, la aviación aliada emprendió continuados bombardeos de «saturación» contra puntos estratégicos y centros industriales. Miles de toneladas de bombas arrasaron ciudades enteras; vencidos en todos los frentes, los alemanes retrocedieron hasta sus propias fronteras.

Calculaban resistir el tiempo suficiente para utilizar una nueva arma: los proyectiles guiados (llamados bombas voladoras V1 y V2), capaces de cambiar el curso de la guerra, porque eran dirigidas matemáticamente a blancos fijados. Londres fue intensamente bombardeada. A fines de 1944, y con el objeto de retardar el avance aliado, los alemanes lanzaron, desde la región de las Ardennes (Luxemburgo y noreste de Francia) una importante contraofensiva, pero fueron rechazados.

Los aliados avanzaron entonces en tres columnas: inglesa al norte, norteamericana en el centro y francesa al sur, penetrando en Alemania. Los soviéticos, por su parte, anticiparon el ataque a Berlín y la ocuparon el 2 de mayo de 1945. Ese día, Hitler, encerrado en un «bunker» (recinto fuertemente fortificado) se suicidó para esquivar la humillación de su inminente captura; a esto sucedió la rendición incondicional germana, el 7 de mayo.


En el Pacífico, la guerra duró cuatro meses más. Los aliados comunicaron al Japón poseer una «bomba atómica» de aterrador poder, intimándole la rendición. Ante una desdeñosa negativa, el presidente norteamericano HarryTruman, que sucedió a Roosevelt por el fallecimiento de éste, dio la orden. Una bomba fue lanzada el 6 de agosto sobre la populosa ciudad de Hiroshima, dejándola totalmente destruida; tres días después, cayó otra sobre el importante puerto de Nagasaki. El 14 de agosto, Japón aceptó una paz «sin condiciones».

Las conferencias de Yalta y Postdam, celebradas por los máximos dirigentes aliados (Roosevelt, Churchill y Stalin), decidieron la suerte de los vencidos. Tanto Alemania como Austria y la ciudad de Berlín quedaron divididas cada una en cuatro zonas de ocupación a cargo de la Unión Soviética, los Estados Unidos, Gran Bretaña y Francia, respectivamente.

Austria logró más tarde su indo pendencia. Alemania fue dividida en la República Federal Alemana (al oeste) y la República Democrática Alemana (comunista, al este). Prusia oriental fue separada del Reich y repartida entre Rusia al norte y Polonia al sur, con el importante puerto de Danzig.

Francia recuperó Alsacia y Lorena; Italia debió ceder Trieste y la zona circundante del litoral Adriático a Yugoslavia, y a Grecia las islas del Dodecaneso.

Rusia anexó las naciones bálticas: Estonia, Letonia y Lituania y territorios de Polonia, Hungría y Finlandia.
Japón fue despojado de sus posesiones de ultramar, entregó a Rusia la parte sur de la isla de Shakalin y las islas Kuriles y cesó en sus pretensiones de ocupar la importante isla de Formosa, que había conquistado.

Historia de la astronautica: vuelos tripulados y no tripulados

Historia de la Astronáutica: VUELOS NO TRIPULADOS

Vostok I, Primer Vuelo Ruso

VOSTOK 1     URSS 12-4-1961 Yury A. Gagarin. Primer hombre en el espacio dando una vuelta alrededor de la Tierra.

VOSTOK 2     URSS 6-8-1961 Gherman 5. Titov. Segundo astronauta ruso que estuvo en órbita durante 25 horas.

FRIENDSHIP 7 EE.UU. 20-2-1962 John H. Glenn Jr. Primer astronauta americano en órbita alrededor de la Tierra.

VOSTOK 3     URSS 11-8-1962 Andrian G. Nikolayev. En órbita simultáneamente con el Vostok 4.

VOSTOK 4     URSS 12-8- 1962 Pavel R. Popovich. En órbita simultáneamente con el Vostok 3.

VOSTOK 6     URSS 16-6- 1963 Valentina V. Tereshkova. Primera mujer en el espacio.

VOSKHOD 1     URSS 12-10-1964 Vladimir M. Komarov, Konstantin P. Feoktistov y Boris B. Yegorov. Primera cápsula espacial con más de un astronauta a bordo.

GEMINI 4     URSS 18-3- 1965 Pavel Belyayev y Aleksey Leonov que realizó el primer paseo espacial.

VOSKHOD 2 EE.UU. 3-6- 1965 James A. McDivitt y Edward H. Whíte II. Primer paseo espacial realizado por los norteamericanos.

GEMINI 7     EE.UU. 4-12- 1965 Frank Borman y James A. Lowell Jr. Establecen un nuevo record de permanencia en el espacio al efectuar 206 vueltas alrededor de nuestro Planeta.

SOYUZ 1     URSS 23- 4-1967 Vladimir M. Komarov, sufre el primer accidente mortal en la carrera del espacio.

APOLLO 8     EE.UU. 21-12- 1968 Frank Borman, James Lowell Jr. y William Anders. Primer vuelo de una nave tripulada alrededor de la Luna.

APOLLO 11 EE.UU. 16-7-1969 Neil A. Armstrong, Edwin E. Aldrin Jr. y Michael Collins. Llegada del hombre a la Luna.

APOLLO 13 EE.UU. 11-4-1970 James A. Lowell Jr., Fred W. Haise Jr. y John L. Swigert Jr. Una explosión en el módulo de mando obliga a suspender el alunizaje y el regreso a la Tierra se hace en precarias condiciones.

APOLLO 15 EE.UU. 26-7-1971 David R. Scott, Alfred M. Worden y James B. Irwin. Los astronautas utilizan por segunda vez el vehículo todo terreno, permitiéndoles de este modo hacer una experiencia lunar más extensiva.

SKYLAB 1 EE.UU. 25-5-1973 Charles P. Conrad, Joseph P. Kerwin y Paul J. Weitz son la primera tripulación que habita en el laboratorio espacial.

SKYLAB 3 EE.UU. 16-11- 1973 Gerald Carr, Gibson y Pogue. 84 días de permanencia en el espacio.

APOLLO– EE.UU. 15-7-1975 Stafford, Slayton, Brand, Leonov y Kubasov.

SOYUZ     URSS Primer vueló conjunto soviético- norteamericano y primera cita espacial.

SOYUZ 29 URSS 15-6-1978 Vladimir Kovalyonok y Aleksandr Ivanchenkov permanecen más de 4 meses en el espacio (139 días).

Resumen de la Vida de las Estrellas Evolucion Estelar y Muerte

Resumen de la Vida de las Estrellas y Su Evolución Estelar Hasta La Muerte

LA VIDA DE UNA ESTRELLA: Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren.

El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas.

Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla. Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio.

Galaxias y estrellas del universo

El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial.

Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente.

Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad.

Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas.

Pero en realidad sucede exactamente lo contrario. Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años.

Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años.

En el otro extremo, una estrella de 0,1 M0 brillará durante 3 billones de años antes de morir.

¿Cómo se mide la masa, esa propiedad fundamental que determina completamente la estructura y evolución de una estrella?

El único método de determinación directa de masas es el estudio del movimiento de estrellas binarias. Las estrellas dobles o binarias están muy próximas entre sí y cada estrella gira alrededor del centro de gravedad del par.

Aplicando a estos sistemas las leyes de Newton es posible deducir su masa. Sin embargo, la masa de cada estrella del sistema se puede determinar sólo en el caso de que el sistema binario sea ecipsante (es decir cuando una de las estrellas eclipsa a la otra).

Estas mediciones, aunque pocas en número, son interesantes porque a partir de ellas se han podido establecer algunos resultados que dieron la clave para comprender la evolución estelar.

Una manera indirecta de determinar la masa estelar es usando la relación masa-luminosidad que pudo ser establecida cuando se desarrolló una de las herramientas más poderosas con que cuentan los astrofísicos, el diagrama R-R que consideraremos a continuación.

Se han observado estrellas muy masivas, hasta 120 M0, pero ¿hay una masa mínima para las estrellas? La respuesta a esta pregunta está todavía en estudio. Las estrellas de menor masa observadas son Ross 614B, de 0,08 M0 y Luyten 726-8B con 0,04 M0, pero la mayoría de las estrellas tienen masas de entre 0,3 y3 M0.

EL DIAGRAMA H-R  

En el año 1911 el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó la magnitud absoluta y la luminosidad de estrellas pertenecientes a varios cúmulos.

Trazó la curva de variación de uno de estos parámetros en función del otro y observó que los puntos no estaban esparcidos al azar en el diagrama, sino que se distribuían a lo largo de una línea bien definida.

En 1913, el astrónomo norteamericano H. Russell llegó a la misma conclusión con datos de otras estrellas. Mostró empíricamente la existencia de una relación entre la luminosidad y temperatura estelares.

El diagranta resultante se llama diagrama Hertzprung-Russell (H-R), y está representado en la figura.

La posición de unaa estrella en el diagrama H-R depende de su estado de evolución, y por eso la estructura y la historia de nuestra galaxia se pueden estudiar con este instrumento básico.

Así como los botánicos pueden estimar la edad de un árbol a partir de la cantidad de anillos de su tronco, los astrónomos encuentran en el H-R la herramienta que les permite estimar la edad de una estrella.

Diagrama estelar E. Hertzsprung

El diagrama Herzprung-Russell. Cada estrella se representa según su magnitud absoluta, que mide su brillo intrínseco, y su tipo espectral, que refleja su color y su temperatura. Esta última aumenta hacia la izquierda

Un examen en el diagrama H-R de las estrellas con distancias conocidas muestra que no están distribuidas al azar, sino que muchas (entre ellas el Sol) están agrupadas en una banda angosta sobre la diagonal, llamada secuencia principal.

Otro grupo de estrellas, la rama de las gigantes, se extiende horizontalmente sobre la secuencia principal. Las estrellas con luminosidades mayores que las gigantes se llaman supergigantes, mientras las estrellas sobre la secuencia principal se llaman enanas.

Estudiando los sistemas binarios se pudo establecer que la luminosidad de una estrella de secuencia principal es proporcional a su masa elevada a la potencia 3,5. Es decir que una estrella 2 veces más masiva que el Sol será 11 veces más 1 luminosa.

Esta relación masa-luminosidad es una forma de estimar la masa de una estrella que no pertenece a un sistema binario a partir de su luminosidad, con la condición de que pertenezca a la secuencia principal, lo que se puede determinar, como veremos, con criterios espectroscópicos.

Las cantidades fundamentales que definen este diagrama se pueden medir con distintos parámetros, dándole así distintas formas. El H-R clásico usa dos cantidades: el tipo espectral (que es una determinación cualitativa de la temperatura) y la magnitud absoluta.

El tipo espectral

La única fuente de información sobre la naturaleza de las atmósferas estelares es el análisis de su espectro, del que se pueden hacer dos tipos de aproximaciones: cuantitativas y cualitativas.

Como hemos visto en el capítulo anterior, el análisis cuantitativo pernúte determinar los parámetros físicos que describen la atmósfera estelar. El análisis cualitativo descansa en la simple observación de que los espectros pueden agruparse en familias: esta clasificación espectral considera sólo la apariencia del espectro en el visible.

Según ella, las estrellas se ordenan en 7 clases principales (de acuerdo a su temperatura) a las que se designa con las letras O, B, A, F, G, K y M. Para tener en cuenta las diferencias de apariencia entre espectros de la misma clase fue necesario establecer una subdivisión decimal, y entonces el tipo espectral se representa por BO, B1, B2, …, B9, AO, A1…

La clasificación espectral se basa en la presencia o ausencia de líneas de ciertos elementos, lo que no refleja una composición química diferente de las atmósferas sino sólo las diferencias de temperatura atmosférica.

Así el H, que es el elemento más abundante del universo y del que todas las estrellas tienen casi la misma abundancia, predomina en las líneas espectrales de estrellas con temperaturas cercanas a lO.0000K, porque la excitación del átomo de H es máxima a esta temperatura.

En las atmósferas de las estrellas más calientes, de tipo espectral o, el H está casi todo ionizado y entonces no produce un espectro significativo de líneas de absorción.

En las atmósferas de estrellas frías (por ejemplo de tipo espectral K) los átomos de H son neutros (no ionizados) y prácticamente todos están en el estado fundamental, no excitado. El espectro de líneas así producido pertenece principalmente al rango ultravioleta, no observable desde la Tierra, mientras que las líneas de H observadas en el visible son muy débiles.

Las estrellas de tipo o que son las más calientes, muestran en sus espectros líneas de He ionizado, pero no líneas de H. Yendo a tipo BO hasta AO la intensidad de las líneas de He también decrece cuando las condiciones de temperatura no son favorables y la de los metales (elementos más pesados que el He) crece para tipos espectrales correspondientes a temperaturas más bajas.

En las estrellas más frías, las líneas de metales neutros se hacen más y más intensas y aparecen bandas características de moléculas.

Las clasificación en “gigantes” y “enanas”, tiene sentido sólo para un dado tipo espectral. Si se consideran dos estrellas del mismo tipo espectral, una de la secuencia principal y la otra de la rama de las gigantes, las dos muestran gran diferencia en luminosidad.

Como son del mismo tipo espectral, tienen la misma temperatura.

La diferencia de luminosidad se origina entonces en la diferencia de tamaño. Comparemos, por ejemplo, dos estrellas de clase M. La luminosidad de la gigante es 10.000 veces mayor que la de la enana (o de secuencia principal).

Por lo tanto su área superficial debe ser 10.000 veces mayor y entonces el radio de la gigante será 100 veces mayor que el de la enana. (La ley de Stefan-Boltzmann dice que:  L es proporcional a R2.T4).

Las estrellas que aparecen por debajo de la secuencia principal son las enanas blancas, cuyos radios son muy pequeños.

NACE UNA ESTRELLA

Como ya hemos dicho la vida estelar es una sucesión de contracciones. La primera gran contracción es la de la nube interestelar que crea la estrella. La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas. La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca de un átomo por cm3.

La formación de una estrella requiere una densidad 1024 veces mayor. El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de compresión es la fuerza de la gravedad, que juega aquí un papel esencial.

Por otro lado el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impide una contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio.

Cuando la gravedad rompe este equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales, esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica.

Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio sólo aumenta ligeramente, o si la masa de una nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso. Estas dos situaciones podrían ocurrir simultáneamente.

Los cálculos indican que en nubes con masas mayores que unas 2.000 M0 la gravedad gana sobre las fuerzas de presión. La nube se hace gravitatoriamente inestable y se contrae más y más rápido. Como la masa de una estrella típica es unas 1.000 veces menor, hay que concluir que la nube se fragmenta.

Los complejos moleculares gigantes muy fríos, con temperaturas de unos 10 a 90 0K, son los lugares reconocidos de formación estelar. Sus masas son muy grandes; alcanzan hasta 1.000.000 M0. El polvo de la nube oculta las nuevas estrellas al astrónomo óptico, pero éstas se pueden detectar en el infrarrojo.

Hay un tipo de nubes moleculares pequeñas, llamadas “glóbulos de Bok”, algunos de los cuales se han observado en contracción gravitatoria. Su velocidad de colapso es de aproximadamente medio km/seg, y su radio es del orden de 2 años luz.

Si nada frena su colapso, estos glóbulos se condensaran en estrellas dentro de 1.000.000 años, lo cual, en términos de la vida total de la estrella, es un período muy breve.

Estos objetos aislados (que se ven como zonas negras contra el fondo de la Vía Láctea) ilustran los modelos teóricos de formación estelar. La región central, altamente comprimida y mucho más densa que la periferia, atrae a la materia que la rodea. La temperatura aumenta progresivamente y la presión se hace suficientemente alta como para parar momentáneamente el colapso del núcleo.

Poco a poco toda la materia en la envoltura cae hacia la protoestrella. Cuando su temperatura pasa los 10 millones de °K, comienzan las reacciones termonucleares, es decir el autoabastecimiento de energía.

En este momento la estrella entra en la secuencia principal y comienza su vida normal. En las galaxias espirales, como la nuestra, las estrellas se forman en los brazos espirales, donde se encuentran el polvo y el gas interestelares.

La observación de estrellas en formación o estrellas muy jóvenes junto con su ambiente provee importantes contribuciones a la teoría de formación estelar. En el esquema presentado la formación de estrellas está directamente relacionada a la evolución de las nubes moleculares, pero aunque es el caso más estudiado, no es el único. Una forma de aprender más sobre formación estelar es investigar galaxias vecinas.

La formación estelar en la Gran Nube de Magallanes presenta algunos problemas para este esquema: en una región llamada 30 Dorado se observan unas 50 estrellas O y B asociadas con una nube de 50 millones de M0 de hidrógeno neutro.

No hay polvo en esta región ni se ha detectado ninguna nube molecular. Esto muestra claramente que la teoría de formación estelar basada en nubes moleculares no explica todos los nacimientos estelares. Este es un tema de gran actualidad en astrofísica que todavía no está resuelto.

La protoestrella entra al diagrama H-R por la derecha (la parte roja o fría), en el momento en que la temperatura central se hace suficientemente alta (recordemos que bajo compresión la temperatura de un gas aumenta) y la estrella comienza a convertir H en He.

La posición inicial de la estrella en el H-R define la llamada secuencia principal de edad cero (ZAMs). Cuanto más masiva nace una estrella más arriba comienza su vida de secuencia principal y más luminosa es.

La posición de la ZAMS sobre el diagrama H-R depende de las composiciones químicas de las estrellas que se forman. La abundancia de metales (elementos más pesados que el He) aumenta de generación a generación, a medida que las estrellas más viejas evolucionan y enriquecen el medio interestelar con elementos pesados.

En consecuencia la ZAMS se desplaza cada vez más hacia la derecha sobre el H-R a medida que la galaxia envejece, y este corrimiento permite estimar la edad de la galaxia.

La secuencia principal representa la primera pausa y la más larga en la inexorable contracción de la estrella. Durante este intervalo las estrellas son hornos nucleares estables y a esta estabilidad debemos nuestras propias vidas, ya que el Sol se encuentra en esta etapa. A medida que la estrella envejece se hace un poco más brillante, se expande y se calienta. Se mueve lentamente hacia arriba y a la izquierda de su posición inicial ZAMS.

Evolución de las Estrellas

Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resultaimposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años.

Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas, puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad; en la foto se tendría una visión de las posibles fases o estadios de la vida humana: habrían recién nacidos, niños, adultos, ancianos, etc.

Al analizar la imagen obtenida de cada persona y clasificándola de acuerdo a cierto carácter, podría establecerse el ciclo de la vida humana con bastante precisión; se podría estimar el ciclo completo, captado en un único instante de tiempo en la fotografía de conjunto.

Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición.

Al respecto se debe tener en cuenta que, efectivamente, se han visto desaparecer estrellas (por ejemplo, la supernova de 1987) como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas (como en el profundo interior de la Nebulosa de Orión, por ejemplo).

Ya mencionamos que en el estudio de las estrellas, se utilizan parámetros físicos como la temperatura o la masa, entre otros. Pero debe señalarse también otra de las técnicas usuales en Astronomía, denominada Espectroscopía.

La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose «espectro» al resultado de esa descomposición cromática (la palabra espectro que significa «aparición», fue introducida por I. Newton, quien fue el primero es descubrir el fenómeno). En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas.

Esas líneas o mejor dicho, cada una de las series de líneas, se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la T de la superficie estelar y por otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.

Diferentes elementos químicos absorben o emiten luz según la temperatura a que se encuentren; de esta manera la presencia (o ausencia) de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, indica su temperatura.

Los astrónomos han diseñado un sistema de clasificación de estrellas, de acuerdo a las características que presentan sus respectivos espectros. En ese esquema, las estrella s se ordenan desde las más calientes a las más frías, en tipos espectrales que se identifican según el siguiente patrón de letras: O B A F G K M

Las estrellas más calientes (O) tienen temperaturas de unos 40.000 ºC; en el otro extremo, las más frías (M), alcanzan sólo 2.500 ºC; en este esquema, el Sol, con una temperatura superficial de 6.000 ºC, resulta una estrella de tipo espectral intermedio entre las más calientes y las más frías: es una estrella tipo G.

Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo. Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja.

En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio; como consecuencia, mayor es la temperatura interna.

Implica que la estrella debe «quemar» combustible a gran velocidad, lo que produce una ingente cantidad de energía. Esta clase de estrellas sólo puede tener una vida limitada: unos pocos millones de años.

Las estrellas frías (generalmente pequeñas y con una fuerza de gravedad débil) sólo producen una modesta cantidad de energía; en consecuencia aparecen brillando tenuemente. Así, estas estrellas pueden existir como tales sólo algunas decenas de miles de millones de años.

En la siguiente Tabla se indican la temperatura característica (en grados centígrados, ºC) de cada tipo espectral (T.E.).

Tipo EspectralTemperatura (ºC)
O40.000
B25.000
A11.000
F7.600
G6.000
K5.100
M2.500

Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleola temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso).

La etapa de protoestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna, las que acaban cuando la temperatura de su núcleo alcanza los 10 millones de grados, iniciándose entonces la transmutación del hidrógeno en helio y, por lo tanto, la generación de energía desde su núcleo: en esa etapa el astro se considera ya una estrella.

Las estrellas contienen suficiente hidrógeno como para que la fusión en su núcleo dure un largo tiempo, aunque no para siempre. La velocidad de combustión del hidrógeno depende de la masa, o sea de la cantidad de materia que compone la estrella.

Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse.

Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: un objeto de gran tamaño (de dimensiones mayores que las originales), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo. La gigante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.

Si la estrella, al formarse, tiene una masa cuarenta veces mayor que la masa del Sol, pasará al estado de gigante roja en sólo unas pocas decenas de millones de años. Luego irá disminuyendo de tamaño y perderá rápidamente una cantidad significativa de su masa expulsando materia hacia el espacio.

Otra modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares; de esta forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosa que circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa; si ese proceso continúa puede dar lugar a un objeto denominado nebulosa planetaria.

Con el nombre de nebulosas planetarias, se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorescente en lenta expansión; algunas fotografiadas con potentes telescopios, muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo, razón por la cual se le ha dado ese nombre, ya que su aspecto observada en el telescopio es similar al disco de un planeta.

Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico de la misma puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar al de nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.

Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.

En el siguiente cuadro se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).

Masa InicialEstado evolutivo final
M < 0,01Planeta
0,01 < M < 0,08Enana marrón
0,08 < M < 12Enana blanca
12 < M < 40Supernova + estrella de neutrones
40 < MSupernova + agujero negro

Distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial <M>. La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).

Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo y cuyas características son bastante peculiares (por ejemplo, aparecen campos magnéticos sumamente intensos).

El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.

En el siguiente cuadro se muestran algunas estrellas con sus características físicas más importantes.

Estrella Magnitud
aparente (m)
Magnitud
Absoluta
Temperatura
(en ºC)
Radio
(en radios solares)
Características
Centauri 0,6-5,021.00011gigante
Aurigae 0,1-0,15.50012gigante
Orion 0,4-5,93.100290supergigante
Scorpi 0,9-4,73.100480supergigante
Sirio B 8,711,57.5000,054enana blanca

 De este modo se recicla el material estelar: las estrellas que se formen con el gas expulsado en una explosión de supernova, serán menos ricas en hidrógeno y helio, pero más ricas en los elementos químicos más pesados, que las estrellas de su generación anterior.

Pero sucede que luego de la explosión de una supernova, lo que queda del astro, además de sus remanentes, es un cuerpo de apenas algunos kilómetros de diámetro, conformado por él núcleo de la estrella original.

En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca .

En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km. de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones). La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

Fuente Consultada: Astronomía Elemental de Alejandro Feinstein y Notas Celestes de Carmen Nuñez

SÍNTESIS DEL TEMA…

Ningún astrónomo ha podido contemplar, hasta ahora, el interior de las estrellas, pero todos los científicos conocen ya los fenómenos que se producen en el centro de éstas y en los estratos que lo cubren hasta llegar a la superficie visible.

Las estrellas son enormes esferas de gas, de un diámetro medio, equivalente a cien veces el de la Tierra. El gas que las compone contiene, aproximadamente, un 80 % de hidrógeno y un 18 % de helio. La mayor parte de los elementos se hallan presentes en ellas, aunque en cantidades insignificantes.

La superficie de las estrellas está incandescente: su temperatura oscila, según el tipo de estrella, entre miles y decenas de millares de grados centígrados. Pero, a medida que se penetra en su interior, esa temperatura va haciéndose cada vez más alta, hasta alcanzar, en el centro, decenas de millones de grados, lo cual pone a los átomos en un estado de «agitación» tan violenta, que los lleva a chocar entre sí, perdiendo electrones y formando iones (átomos que han perdido, por lo menos, uno de sus electrones). El gas de los iones y electrones se ve sometido a presiones tan altas, que en ocasiones alcanza una densidad miles de veces superior a la del agua.

¿Qué es lo que comprime el gas en el interior de las estrellas? El peso de los estratos superiores. Todo el mundo ha oído hablar de las elevadas presiones existentes en el fondo del mar o en el centro de la Tierra (éstas, particularmente, alcanzan cifras asombrosas). Pero, en el centro de una estrella, a una profundidad cien veces mayor, las presiones son tan enormes, que bastan para comprimir toda la materia estelar en un reducidísimo espacio. Los átomos, chocando entre sí, perdiendo y, a veces, adquiriendo electrones, emiten una gran cantidad de luz, comparada con la cual la superficie del Sol parecería oscura.

Llegados a este punto, conviene explicar que la luz ejerce presión sobre los cuerpos que ilumina: poca presión, cuando su intensidad es débil, y mucha, cuando es fuerte. Esta propiedad de la luz se encuentra, naturalmente, fuera de los límites de nuestra experiencia, ya que la Tierra, por fortuna, nunca se ve expuesta a radiaciones luminosas de tanta intensidad. Pero éstas son lo suficientemente intensas, en el interior de las estrellas, como para ejercer, sobre los estratos superficiales, presiones que llegan al millón de toneladas por centímetro cuadrado. Es decir: equilibran, en parte, la presión hacia el interior de estos estratos y evitan que la estrella se convierta en un pequeño y densísimo núcleo.

A las temperaturas descritas, los átomos chocan en forma tan violenta que, cuando los núcleos de hidrógeno entran en colisión entre si, o con núcleos de otros elementos (carbono y nitrógeno), se funden y originan núcleos de helio. Este proceso de fusión de núcleos se llama «-reacción termonuclear», lo que significa «reacción nuclear provocada por la temperatura». Cada vez que se forma un nuevo gramo de helio, se libera una energía equivalente a la que se obtendría quemando media tonelada de carbón. ¡Y se forman millones de toneladas de helio por segundo!

La fusión del hidrógeno es, pues, la reacción que mantiene el calor de las estrellas. Como la mayor parte de éstas contiene casi exclusivamente hidrógeno, y basta consumir un poco para obtener una gran cantidad de energía, se comprende que las estrellas puedan brillar ininterrumpidamente durante miles de millones de años.

La zona del interior de las estrellas en las que se produce ,La energía termonuclear es pequeña: muy inferior a una décima parte del volumen total de la estrella. Lo cual dificulta notablemente la llegada del calor a la superficie.

Una parte de éste se transmite por radiación (es decir: la energía térmica producida en el núcleo central es enviada, bajo forma de radiaciones electromagnéticas, a los átomos exteriores, que la absorben y la envían, a su vez, hacia átomos más exteriores, hasta que así, de átomo en átomo, la energía llega a la superficie de la estrella, irradiándose en el espacio). Pero la mayor parte de la energía térmica es transportada a la superficie por la circulación de la materia estelar, que se halla en continuo movimiento: sube caliente del centro, se enfría en la superficie, por cesión de calor, y vuelve fría al centro, en busca de más calor. Esta forma de transporte se llama transporte por «convección».

Los movimientos convectivos de la materia estelar provocan importantes fenómenos magnéticos, que repercuten en la superficie, produciendo maravillosas y fantasmagóricas manifestaciones: fuentes de gas incandescente, gigantescas protuberancias de gas luminoso coloreado, y manchas oscuras de materia fría, rodeadas por campos magnéticos, de extensión .e intensidad enormes. De esta naturaleza son las famosas manchas solares descubiertas por Galileo, que siempre han despertado gran interés entre los investigadores, por su influencia sobre la meteorología de nuestro planeta, sobre las transmisiones electromagnéticas, e incluso, al parecer, sobre algunos fenómenos biológicos.

La existencia de una estrella depende, por tanto, del perfecto equilibrio entre los mecanismos que producen la energía en su interior y los encargados de transportarla a la superficie. Cuando este equilibrio es inestable, las estrellas experimentan variaciones (estrellas variables); cuando, en cambio, se altera completamente, puede producirse uno de los más grandiosos fenómenos cósmicos: la explosión de una estrella, de lo cual nos ocuparemos en otro artículo.

Otros Temas Tratados en Este Sitio

Big Bang

Origen de la Vida

Origen del Hombre

Teoría de la Evolución

Muerte de una Estrella Los Pulsares Enana Blanca

Peso de Una Estrella de Neutrones

La Vida del Sol Tiempo de Vida Hidrogeno del Sol

La Luna Muestra Siempre la Misma Cara

Origen del aire que respiramos El Oxigeno

Agujeros Negros Origen, Formación y Características Breve y Fácil

Origen y Características de los Agujeros Negros
Muerte de Estrellas

Desde hace mucho tiempo uno de los temas predilectos de la ciencia-ficción han sido los agujeros negros, y en estrecha relación con ellos, el viaje a través del tiempo.

El concepto de agujero negro fue popularizado por el físico británico Stephen Hawking, de la Universidad de Cambridge, quien describe con ese nombre a una región del Universo de la que no puede salir ningún objeto una vez que entró allí.

Con esto en mente, sería interesante preguntarse qué le sucedería a alguien en el hipotético caso de encontrarse en las cercanías de una de estas regiones, qué sensaciones tendría y si la realidad que lo rodea sería igual a la que nos es familiar.

Hawking Físico astronomo

Para el físico Stephen Hawking y para la mayoría de los científicos un agujero negro es una región del Universo de la que no puede salir ningún objeto una vez que entró allí.

Agujeros negros: Como hemos visto en el nacimiento de las estrellas, una vez que el H y el He, el combustible termonuclear se han consumido en el núcleo de la estrella, sobreviene un colapso gravitatorio.

La evolución estelar culmina con la formación de objetos extremad mente compactos como enanas blancas o estrellas de neutrones cuando masa de la estrella no excede las 3 Mo (masa del Sol).

Si la masa es mayor, la compresión gravitatoria ya no se puede compensar con las fuerzas de repulsión de 1 electrones o neutrones degenerados y continúa tirando materia sobre la estrella: se forman los agujeros negros. En efecto, cuando los neutrones entre en colapso no existe ningún mecanismo conocido que  permita detener contracción.

Esta continúa indefinidamente hasta que la estrella desaparce, su volumen se anula y la densidad de materia se hace infinita. ¿Cómo entender una “estrella” más pequeña que un punto y con semejante densidad de materia en su interior?

Si una estrella se contrae, el campo gravitatorio en su superficie aumenta, aunque su masa permanezca constante, porque la superficie está más cerca del centro. Entonces, para una estrella de neutrones de la misma masa que el Sol la velocidad de escape será de unos 200.000 km/seg. Cuanto mayor es la velocidad de escape de un cuerpo más difícil es que algo pueda escapa de él.

En cierto momento la velocidad de escape llega al limite de 300.000 km/s. Esta es la velocidad de las ondas electromagnéticas en particular de la luz que será entonces lo único que puede escapar de estos objetos. Ya hemos mencionado que no es posible superar esta velocidad y por lo tanto cuando la velocidad de escape de una estrella sobrepasa este limite, nada podrá escapar de ella. Los objetos con esta propiedad se llaman agujero negros.

Desde 1915, con la teoría de la relatividad general de Einstein se sabía que la gravedad generada por un cuerpo masivo deforma el espacio, creando una especie de barrera; cuanto más masivo es el cuerpo, mayor es la deformación que provoca. Los agujeros negros se caracterizan por una barrera  profunda que nada puede escapar de ellos, ni materia ni radiación; así t da la materia que cae dentro de esta barrera desaparece del universo observable.

Las propiedades físicas de estos objetos son tan impresionantes que por mucho tiempo quitaron credibilidad a la teoría.

Esta predice la existencia de agujeros negros de todos los tamaños y masas: los miniagujeros negros tendrían la masa de una montaña concentrada en el tamaño de una partícula; un agujero negro de 1cm. de radio sería tan masivo como la Tierra; los agujeros negros estelares tendrían masas comparables a las de las estrellas dentro de un radio de pocos kilómetros; finalmente, los agujeros negros gigantes tendrían una masa equivalente a varios cientos de millones de estrellas dentro de un radio comparable al del sistema solar.

Una forma de detectar agujeros negros sería a través de ondas gravitatorias. Estas ondas son para la gravedad lo que la luz es para el campo electromagnético. Sin embargo la tecnología actual no permite todavía esta posibilidad. El colapso de una estrella o la caída de un cuerpo masivo sobre un agujero negro originarían la emisión de ondas gravitatorias que podrían ser detectables desde la Tierra con antenas suficientemente sensibles.

 Aunque estas tremendas concentraciones de materia no se han observado todavía directamente hay fuerte evidencia de la existencia de estos objetos. Los astrofísicos comenzaron a interesarse activamente en los agujeros negros en la década del 60, cuando se descubrieron fenómenos sumamente energéticos.

Las galaxias superactivas, como las Seyferts, cuásares y objetos BL Lacertae emiten una cantidad de energía mucho mayor que una galaxia normal, en todas las longitudes de onda. Todos estos violentos fenómenos parecen asociados con cuerpos compactos muy masivos: estrellas de neutrones o agujeros negros estelares en el caso de binarias X, estrellas supermasivas o agujeros negros gigantes en los núcleos galácticos activos.

Las aplicaciones más importantes de los agujeros negros a la astrofísica conciernen a los núcleos activos de galaxias y cuásares. Los efectos de las enormes energías involucradas allí podrían ser sumamente interesantes y podrían permitir explicar fenómenos que todavía no se comprenden.

Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez

GRANDES HITOS EN LA HISTORIA DE LOS AGUJEROS NEGROS
1783 El astrónomo británico John Michell señala que una estrella suficientemente masiva y compacta tendría un campo gravitatorio tan grande que la luz no podría escapar.

1915 Albert Einstein dio a conocer su teoría de la gravitación, conocida como Teoría General de la Relatividad.

1919 Arthur Eddington comprobó la deflexión de la luz de las estrellas al pasar cerca del Sol.

1928 S. Chandrasekhar calculó el tamaño de una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, una vez  consumido todo si combustible nuclear. El resultado fue que una estrella de masa aproximadamente una vez y media la del Sol nc podría soportar su propia gravedad. Se le otorgó el Premio Nobel 1983.

1939 R. Opphenheimer explice qué le sucede a una estrella qué colapsa, de acuerdo con la Teoría de la Relatividad General.

1963 M. Schmidt identifica un quasar desde el observatorio de Monte Palomar.

1965 – 1970 R. Penrose y S, Hawking demuestran que debe haber una singularidad, de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas, dentro de un agujero negro.

agujero negro

En el interior de un agujero negro, el retorcimiento del tiempo y el espacio aumentan hasta el infinito.
A esto los físicos llaman singularidad.

■ Un rayo de luz se curva al pasar cerca de un objeto masivo ya que está curvado el espacio que atraviesa. Si el rayo pasa sucesivamente por varios cuerpos su trayectoria se curvará hasta que el rayo quede girando en círculo, del que no puede escapar. Este es el efecto gravitatorio de los agujeros negros.

■ Un agujero negro es una zona del universo con una gravedad tan enorme que ni el tiempo puede salir de él.

■ Los pulsares y los quasars proporcionan información complementaria sobre la ubicación de los agujeros negros.

■ Detectar un agujero negro no es fácil. Se los descubre por la poderosa emisión de rayos X que los caracteriza.
Si un astronauta penetrara en un agujero negro no tendría forma de vivir. Debido a la intensísima fuerza gravitoria nos estiraríamos como un fideo hasta despedazarnos.

■ En el interior de un agujero negro el espacio y el tiempo aumentan hasta lo, infinito.

■ Se estima que el número de agujeros negros en el Universo es muy superior al número de estrellas visibles y son de mayores dimensiones que el Sol.

■ Existen varios agujeros negros identificados, uno se halla en nuestra Via Láctea: el Cygnus X-1.

AMPLIACIÓN DEL TEMA:
Fuente: Magazine Enciclopedia Popular: Los Agujeros Negros

Hagamos un ejercicio mental e imaginemos por un momento que somos intrépidos astronautas viajando al interior de un agujero negro…

Repasemos algunas ideas importantes. Los físicos saben desde hace mucho que un rayo de luz se curva al pasar cerca de un objeto masivo ya que está curvado el espacio que atraviesa. Pero ¿qué sucede si este rayo pasa sucesivamente cerca de varios cuerpos?.

Cada vez su trayectoria se curvará un poco más hasta que finalmente el rayo estará girando en círculo, del que no podrá escapar. Este efecto gravitatorio se manifiesta en los agujeros negros, donde la atracción es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él una vez que entró.

La gravitación distorsiona además del espacio, el tiempo. Veamos qué sucede en la superficie de un agujero negro, el horizonte de sucesos, que coincide con los caminos de los rayos luminosos que están justo a punto de escapar, pero no lo consiguen.

DONDE EL TIEMPO SE DETUVO
Según la Teoría de la Relatividad, el tiempo para alguien que esté en una estrella será distinto al de otra persona lejana, debido al campo gravitatorio de esa estrella. Supongamos que nosotros, astronautas, estamos situados en la superficie de una estrella que colapsa, y enviamos una señal por segundo a la nave espacial que está orbitando a nuestro alrededor.

Son las 11:00 según nuestro reloj y la estrella empieza a reducirse hasta adquirir untamaño tal que el campo gravitatorio es tan intenso que nada puede escapar y nuestras señales ya no alcanzan la nave.

Desde ella, al acercarse las 11:00, nuestros compañeros astronautas medirían intervalos entre las señales sucesivas cada vez mayores, pero este efecto sería muy pequeño antes de las 10:59:59. Sin embargo, tendrían que esperar eternamente la señal de las 11:00. La distorsión del tiempo es aquí tan tremenda que el intervalo entre la llegada de ondas sucesivas a la nave se hace infinito y por eso la luz de la estrella llegaría cada vez más roja y más débil.

El tiempo, desde nuestro punto de vista como astronautas sobre la superficie de la estrella, se ha detenido. Llegaría un punto en que la estrella sería tan oscura que ya no podría verse desde la nave, quedando sólo un agujero negro en el espacio.

Pero como astronautas, tenemos un problema más angustiante.

La gravedad se hace más débil cuanto más nos alejamos de la estrella, es decir, varía rápidamente con la distancia. Por lo tanto, la fuerza gravitatoria sobre nuestros pies es siempre mayor que sobre nuestra cabeza. Esto significa que debido a la diferencia de fuerzas, nos estiraríamos como un fideo o, peor aún, nos despedazaríamos antes de la formación del horizonte de sucesos (a diferencia de lo que sucede en la Tierra, donde la gravedad para nosotros prácticamente no varía con la altura). Este experimento no es, por ahora, recomendable.

¿Qué ocurre con la materia dentro del agujero negro? Las teorías de Stephen Hawking y Roger Penrose, de la Universidad de Oxford aseguran que en el interior el retorcimiento del espacio y del tiempo aumentan hasta el infinito, lo que los físicos llaman una singularidad. Si una estrella esférica se encogiera hasta alcanzar el radio cero, ya no tendría diámetro, y toda su masa se concentraría en un punto sin extensión. ¿Qué sucede si la materia no puede salir del agujero?.

Sólo caben dos respuestas: o deja de existir o viaja a otra parte. Esta última posibilidad dio pie a la teoría del agujero de gusano: al caer en el agujero podríamos salir en otra región de Universo. Para desgracia de los novelistas de ciencia-ficción, esta posibilidad no posee gran aceptación científica hasta ahora.

¿ALGUIEN HA VISTO UN AGUJERO NEGRO?
Dado que se conoce muy poco acerca de estos huecos en el espacio, su estudio comenzó a desarrollarse mediante modelos matemáticos, aun antes de que hubiese evidencia de su existencia a través de observaciones. Pero, ¿cómo podemos creer en objetos cuya existencia se basa sólo en cálculos?.

La lista de evidencias comienza en 1963, cuando desde el observatorio de Monte Palomar en California, se midió el corrimiento al rojo de un objeto parecido a una estrella en dirección a una fuente de ondas de radio. Este corrimiento era muy grande, por lo que se pensó que se debía a la expansión del Universo y, por lo tanto, el objeto estaba muy lejos. Para ser visible, este objeto debería ser muy brillante y emitir una enorme cantidad de energía. A ellos se los llamó quasars (quasi-strange objects), y podrían proporcionar evidencia acerca de la existencia de los agujeros negros.

Otros candidatos para darnos información sobre los agujeros negros son los pulsares, que emiten ondas de radio en forma de pulso debido a la compleja interacción entre sus campos magnéticos y el material intergaláctico. También las estrellas de neutrones, objetos muy densos, podrían colapsar para convertirse en agujeros negros.

Detectar un agujero negro no es tarea fácil. La forma más utilizada está basada en el hecho de que estos objetos son fuentes emisoras de rayos X. Esto se relaciona con los sistemas binarios, formados por una estrella y un agujero negro. La explicación para este hecho es que de alguna forma se está perdiendo materia de la superficie de la estrella visible.

Como en una pareja de baile en una habitación pintada de negro donde la chica está vestida de blanco y el chico de negro, muchas veces se han observado sistemas en los que sólo hay una estrella visible girando alrededor de algún compañero invisible. Vemos girar a la chica, aunque no podamos distinguir a su pareja. Cuando la materia va cayendo en este compañero comienza a girar como una espiral y adquiere gran temperatura, emitiendo rayos X. Además, el agujero negro debe ser pequeño.

Actualmente se han identificado varios agujeros negros: uno de ellos es el caso de Cygnus X-l en nuestra galaxia, y otros en dos galaxias llamadas Nubes de Magallanes. Sin embargo, el número de agujeros negros se estima que es muy superior, pudiendo ser incluso mayor al de estrellas visibles y de mayores dimensiones que el Sol.

Formacion de una Estrella de Neutrones y Sus Caracteristicas

Formacion de una Estrella de Neutrones y Sus Caracteristicas

Ante todo definimos una estrella, gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior.

Por ejemplo el Sol es una estrella. El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, la mitad en el hemisferio norte celeste y la otra mitad en el sur. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo en cada hemisferio.

En 1934 los teóricos usaron la mecánica cuántica para predecir la existencia de las estrellas de neutrones: cuando la gravedad se hace demasiado fuerte como para que una enana blanca resista el colapso, los electrones son empujados al interior de los núcleos atómicos convirtiendo a los protones en neutrones.

Pero al igual que los electrones, los neutrones obedecen un principio de exclusión, de acuerdo al cual cada neutrón puede ocupar un determinado nivel de energía que no puede compartir con otro.

Cuando todos estos niveles son ocupados, los neutrones están completamente degenerados y ejercen una presión capaz de frenar el colapso gravitatorio.

Así, una estrella de neutrones es en muchos aspectos una versión extrema de una enana blanca: para la misma masa (aproximadamente 1 Mo*) una estrella de neutrones tiene un radio mucho menor (unos 15 km) y una densidad fantástica (un millón de toneladas por cm3).- (*):Mo es igual a la masa del Sol.

La temperatura es de unos 10 millones de grados, pero debido a su tamaño pequeño, estos objetos son en general imposibles de detectar ópticamente.

La masa de una estrella de neutrones no puede exceder 3 Mo: por encima de este valor la gravedad le gana a la presión de los neutrones degenerados y el único estado final posible es un agujero negro.

La rápida rotación y los fuertes campos magnéticos son dos características importantes de estas estrellas ultradensas. Sabemos que todas las estrellas rotan.

Al colapsar, la velocidad de rotación aumenta de manera de conservar el momento angular (así como un patinador baja los brazos para girar más rápidamente) La velocidad de rotación de las estrellas de neutrones es de varias vueltas por segundo.

También todas las estrellas tienen campos magnéticos pero cuando colapsan, éste aumenta.

Los campos magnéticos de las estrellas de neutrones son un billón de veces más intensos que el terrestre. Estas dos propiedades son las que permiten detectar a las estrellas de neutrones en forma de púlsares.

La primera detección de un púlsar se produjo en 1986 en Inglaterra, 34 años después de haber sido predichos teóricamente.

Aparece como un objeto que emite pulsos de radio de intensidad variable, pero espaciados a intervalos de tiempo regulares: el período, increíblemente preciso, es de 1,33730113 segundos.

El fenómeno fue interpretado como una estrella de neutrones cuyas líneas de campo magnético aceleran los electrones a lo largo del eje magnético, causando la emisión de un rayo de ondas de radio que rotan con la estrella y producen un pulso cuando el rayo intercepta la línea de Visión del observador.

Desde entonces se han descubierto otros varios púlsares y se ha encontrado que algunos de ellos no sólo emiten en radio, sino también en frecuencias más altas como rayos x y y.

Se conocen actualmente más de 300 púlsares, situados mayormente en el plano galáctico, a unos pocos kpc del Sol. Los lugares con más posibilidades para encontrar púlsares son los remanentes de supernova.

La famosa Nebulosa del Cangrejo es el remanente de la supernova de 1054 y contiene efectivamente el púlsar del Cangrejo.

Debido a su reciente formación es uno de los que rotan más rápido: da 33 vueltas por segundo. Podemos predecir con facilidad, que la velocidad de rotación de un púlsar disminuirá lentamente con el tiempo, de acuerdo a la velocidad con que disipa energía. Por eso los púlsares más jóvenes rotan más rápido que los viejos.

Sus períodos van de 0,006 a 0,03 segundos hasta 4,3 segundos. Cuando la velocidad de rotación se hace pequeña, el mecanismo del púlsar no sirve: su vida promedio es de unos pocos millones de años.

Hay otro efecto que contribuye a la modificación de la velocidad de rotación pero de manera más abrupta: son los “glitches”, que disminuyen el período de rotación una parte en un millón en pocos días.

Se interpreta como sismos estelares debido a inestabilidades en la corteza o el núcleo de la estrella de neutrones. Estos fenómenos son muy útiles para estudiar la estructura interna de los púlsares, pero sólo aparecen durante unos pocos pulsos.

El púlsar de la supernova de 1987 trajo muchas sorpresas. Apareció antes de lo esperado y su rotación era extremadamente veloz, su período de 0,5 milisegundos era de lejos el más corto que se conocía. Todavía los científicos encuentran entretenimiento en este objeto.

Aunque la detección de púlsares en los remanentes de supernovas se ha hecho difícil y rara, hay un fenómeno más extendido que permite descubrir muchos de estos objetos: las fuentes compactas de rayos x.

En 1971, a partir del lanzamiento del satélite astronómico Uhuru, se descubrieron fuentes galácticas emisoras de un fuerte flujo de rayos x.

La fuente llamada Centauro x-3, por ejemplo, tiene una luminosidad en rayos x 10 veces mayor que la luminosidad total del Sol.

Se eclipsa cada 2,087 días, lo que demuestra que la fuente de rayos X está en movimiento orbital alrededor de un objeto más masivo.

Esta fuente es parte de un sistema binario formado por la estrella de neutrones y una estrella gigante. La primera atrae el viento estelar de la segunda y convierte la energía gravitatoria del gas en rayos x.

Este tipo de púlsares binarios proveen una de las pruebas de la teoría de la relatividad que predice que un cuerpo masivo acelerado radiará energía en forma de ondas gravitatorias.

La disipación de energía de esta forma causa el temblor de la órbita y en consecuencia una lenta disminución del período orbital del púlsar a lo largo del tiempo.

Las predicciones teóricas de Einstein concuerdan muy bien con las observaciones del periodo orbital de PSR 1913+16, que está disminuyendo unos 76 milisegundo por año.

Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez

Muerte de las Estrella Enanas Blancas Gigantes Rojas Vida y Evolucion

Muerte de las Estrella Enanas Blancas Gigantes Rojas

ESTRELLAS MORIBUNDAS: Enanas blancas: Cuando la estrella agota su combustible no tiene con qué luchar contra la contracción gravitatoria, por lo que entra en colapso y se convierte en enana blanca.

Sin embargo, la compresión que puede sufrir la materia tiene un limite dado por el llamado principio de exclusión de Pauli.

Las altas densidades observadas en las enanas blancas son difíciles de encontrar en otros cuerpos celestes o en la Tierra.

En verdad, la posibilidad de existencia de materia más densa que la observada en el sistema solar no fue considerada hasta que se desarrolló la mecánica cuántica. La comprensión de la naturaleza atómica de la materia permitió considerar la existencia de materia degenerada, mucho más concentrada que la materia ordinaria.

El Sol tiene una densidad promedio semejante a la del agua: cerca de 1 gr/cm3 y se comporta como un gas, con sus partículas moviéndose libremente.

El Hidrógeno (H) en su interior, a una temperatura de 15 millones de grados, está en su mayoría ionizado.

Los electrones se han separado de sus núcleos y la alta temperatura reinante les impide acercarse a ellos.

Como consecuencia, 1 cm3 de materia solar ordinaria es esencialmente vacío. Los protones y electrones pueden moverse libremente casi sin chocar entre sí.

En una enana blanca en cambio, una masa como la del Sol puede estar comprimida en un volumen no mayor que el de la Tierra. La densidad asciende a 1.000 kg/cm3. Aun cuando la temperatura ha disminuido por debajo de la temperatura de ionización, los átomos permanecen disociados por la enorme presión de la gravedad.

Las fuerzas gravitatorias actuantes en un cuerpo celeste masivo pueden comprimir su materia hasta un estado de degeneración electrónica y no más, ya que el principio de exclusión impide a dos electrones ocupar el mismo nivel de energía. Este efecto cuántico se llama presión de degeneración electrónica y es el limite que impone la mecánica cuántica a la compresión de un gas de electrones. Esto es lo que ha sucedido en las enanas blancas.

Su interior es “frío” (aunque la  temperatura puede alcanzar hasta un millón de grados) en el sentido de que para mantener a la estrella en equilibrio, las fuerzas autogravítantes no están compensadas por movimientos térmicos como sucede en las estrellas de secuencia principal, sino por la presión ejercida por los electrones degenerados que llegan al limite de compresión. El interior de una enana blanca no está en estado gaseoso sino que es como mi cristal gigante que se enfría lentamente.

Las partículas están superpuestas y ya casi no hay espacios vacíos entre ellas. Por lo tanto, su posición y velocidad están determinadas cuánticamente. El principio de exclusión impide que dos partículas ocupen el mismo estado de energía y mientras en un gas ordinario quedan niveles de energía libre (no ocupados por ninguna partícula), los electrones de un gas degenerado ocupan todas las posiciones cuánticamente admisibles.

Las enanas blancas se descubrieron en 1910, aunque entonces no se entendían. Su temperatura superficial es muy alta y su luminosidad anormalmente baja. Esto sólo podía explicarse si su radio era muy pequeño, comparable al radio de la Tierra (Ley de Stefan).

S. Chandrasekhar (nacido en 1910) fue quien elaboró la teoría de una esfera de gas degenerado y este trabajo le valió el Premio Nobel de Física de 1983. Contrariamente a lo que podría suponerse, cuanto más grande es la masa de una enana blanca, menor es su radio. Esto resulta de la necesidad de una presión del gas suficiente para balancear la presión gravitatoria.

La masa y el tamaño de una enana blanca están fijos por la composición de la estrella. Los cálculos teóricos indican que si está compuesta esencialmente de H tendrá una masa máxima posible de 5,5 M0. Pero si contiene elementos más pesados llegará sólo a 1,4 M0. Estos valores se conocen como limites de Chartdrasekhar. Una estrella más masiva perdería masa o sufriría una catástrofe antes de transformarse en enana blanca.

Actualmente sólo se han identificado algunos cientos de enanas blancas. Como tienen baja luminosidad intrínseca, sólo pueden observarse aquellas cercanas al sistema solar. Los modelos indican que son la fase evolutiva final de las estrellas de poca masa y, en ese caso, el 10% de las estrellas de nuestra galaxia deberían ser enanas blancas.

Aunque la temperatura central de una enana blanca es menor al millón de grados (compárese con los 15 millones de grados del Sol) su atmósfera es, por lo general, más caliente que la de una estrella de secuencia principal. Los electrones degenerados juegan también un rol muy importante en la determinación de la estructura térmica de la estrella. Esta función es semejante a la de los electrones exteriores de los átomos en los metales ordinarios:

SU capacidad para moverse libremente es responsable de la capacidad de los metales para conducir calor eficientemente. De la misma forma, los electrones degenerados son excelentes conductores de calor en las enanas blancas. En consecuencia, estas estrellas tienen casi la misma temperatura en todo su volumen, son casi isotérmicas. Cerca de la superficie la presión es suficientemente baja y los electrones no están degenerados, entonces las propiedades de la materia son más normales. La temperatura superficial es de unos 10.000°K.

Los espectros de las enanas blancas presentan la sorprendente característica de tener líneas correspondientes a un único elemento. Cerca de 80% de las enanas blancas observadas muestran en sus espectros sólo líneas de absorción de hidrógeno; la mayoría de las restantes tiene sólo líneas de He.

El ciclo de contracciones gravitatorias impuestas por su propia evolución, ha purificado las capas exteriores de las enanas blancas más allá de la estratificación observada en las estrellas normales.

De la misma forma en que los espectros de las estrellas ordinarias se clasifican en B, A, E y G de acuerdo a su temperatura superficial, los de las enanas blancas se dividen en DB, DA, DF Y DG (D indica dwarf :en inglés enana), correspondientes a temperaturas de 100.000 a 4.000 0K. Las más calientes consumen energía a velocidades tan grandes y evolucionan tan rápidamente que esto nos da la posibilidad de observar a estas estrellas envejecer en el transcurso de unos pocos años.

La evolución de las enanas blancas se ha estudiado intensamente en los últimos años y el modelo aceptado actualmente postula que cerca de 10 millones de años después de su formación, la luminosidad de una enana blanca se ha debilitado hasta un décimo de la solar y su temperatura superficial ha disminuido hasta los 30.000 °K.

La teoría sugiere que a una enana blanca le lleva cerca de mil millones de años enfriarse hasta transformarse en una tibia esfera de gas degenerado. Los cálculos indican que en esta etapa la estrella sufre un último cambio importante: comienza a cristalizarse. A través de su evolución hasta este punto permaneció en estado gaseoso.

A medida que se enfría cada ion del gas comienza a sentir fuerzas eléctricas con sus vecinos, produciendo una fase líquida en la materia. Mientras estas fuerzas comienzan a dominar a mayores distancias, más y más núcleos se unen y forman un cristal. Dicho proceso se debe a la disminución de la temperatura, pero es ayudado por la alta presión que comprime a los núcleos.

Este cambio de estado tiene un efecto importante en las etapas finales de evolución de la estrella. Primero el cambio de liquido a sólido libera energía, pero una vez que se ha cristalizado una fracción importante de su interior, la enana blanca se enfría rápidamente. Como el tiempo necesario para que una enana blanca llegue a la etapa de cristalización se calcula semejante a la edad de nuestra galaxia, se puede estimar la época inicial de formación de estrellas en la Vía Láctea observando las enanas blancas más frías.

Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez

La Teoria del Flogisto La Quimica Moderna Teoria de Combustión

TEORÍA DEL FLOGISTO

Según las antiguas concepciones griegas, todo lo que puede arder contiene dentro de sí el elemento fuego, que se libera bajo condiciones apropiadas.

Las nociones alquímicas eran semejantes, salvo que se concebían los combustibles como algo que contenía el principio de «azufre» (no necesariamente el azufre real). (imagen: Ernst Sthal)

Una preocupación central de la química en el siglo XVIII era el proceso de combustión. Cuando las sustancias se calentaban hasta el punto de incandescencia, los científicos vieron que emitían algo —vapores o humo—, y lo interpretaron como una pérdida de la sustancia original.

Ese «algo» que supuestamente se perdía en el proceso de combustión se llamó flogisto, una palabra acuñada en 1697 por el químico alemán Ernst Stahl. Pero qué era exactamente ese flogisto seguía siendo materia de debate.

Para algunos, era un elemento en sí mismo; para otros, era una esencia contenida en los materiales combustibles, sin la cual la combustión era imposible.

Georg Ernst Stahl (1660-1734), siguiendo a su maestro Becher (1635-1682), creyó que las sustancias estaban formadas por tres tipos de “tierra”, más el agua y el aire. A una de las tres tierras, aquella que Becher había llamado “combustible”, la rebautizó como flogisto (del griego, que significa “quemado” o “llama”), al que le asignó el noble y supremo propósito de ser el agente y el sostén de la combustión. La combustión, según Stahl, consistía en un intercambio de flogisto, que fluía entre los materiales con la soltura (aunque con más calor) del éter; quemarse era dejar escapar flogisto (que como un humo invisible se mezclaba con el aire), y lo que un químico moderno llamaría reducción consistía en incorporar el flogisto flotante como para tenerlo listo para una nueva combustión.

El concepto del flogisto dio lugar a algunas anomalías. Si fuera un componente de los materiales combustibles, al perderse durante la combustión, los residuos tenían que pesar menos de lo que pesaban las sustancias antes de quemarse, y ése era el caso de algunas, como la madera.

Pero ciertos metales, cuando se calentaban, se convertían en una sustancia blanda llamada calx; en estos casos, el residuo pesaba más que el metal original. Esta anomalía fue ignorada por muchos defensores de la teoría del flogisto.

Otros la racionalizaban sugiriendo que el flogisto tenía un peso negativo, provocando que el residuo pesase más cuando el flogisto se había consumido.

Algunos historiadores afirman que la teoría del flogisto puede considerase como la primera gran teoría de la química moderna. A principios del siglo XVIII, el médico Georg Ernst Stahl (1660-1734) siguiendo las ideas de su maestro J.J.Becher (1635-1682), propuso una explicación conjunta de la calcinación de los metales, la combustión de los cuerpos combustibles y la respiración de los animales, basada en la existencia de un «principio de la combustibilidad» que denominó «flogisto». De acuerdo con sus ideas, los metales estaban formados por flogisto y la cal correspondiente, de modo que, cuando se calcinaban, el flogisto se desprendía y dejaba libre la cal. Del mismo modo, para obtener el metal a partir de la cal, era necesario añadirle flogisto, el cual podía obtenerse a partir de una sustancia rica en este principio, como el carbón.

La gente que creía fehacientemente en la existencia del flogisto —la esencia del calor— era consciente de que una vela colocada en un recipiente sellado se apagaba pronto.

Ellos lo interpretaban como una prueba de que el aire del recipiente se había saturado con el flogisto de la vela era incapaz de recibir más y la combustión ya no era posible. Aplicando este razonamiento, en químico inglés Priestley concluyó que su gas era aire que contenía poco flogisto o ninguno, y por consiguiente se sentía «hambriento» del flogisto de la vela. Por tanto, llamó a su nuevo gas «aire deflogistizado».

Mirando retrospectivamente, cuando la mayoría de las personas educadas hoy día comprende el papel del oxígeno en la combustión y todos los estudiantes de química saben que la combustión es un proceso de cambio químico, cuyo resultado no produce pérdidas o ganancias significativas de masa, es fácil sentirse superior a aquellos tempranos buscadores de la verdad. Pero eran personas capaces, y sus razonamientos tenían sentido bajo la luz del limitado conocimiento que poseían.

Fuente Consultada: Historia de las Ciencias Desiderio Papp

Naufragio del Monte Cervantes Hundimiento buque en Canal Beagle

Naufragio del Monte Cervantes – Hundimiento en el Canal Beagle

Tragedia Buque Presidente RocaRompehielos IrizarTragedia Principessa MafaldaTragedia del Kursk

La mayoría de los 1.500 pasajeros que llevaba el Monte Cervantes en su crucero de turismo por los canales fueguinos, se hallaba sobre cubierta en la tarde del 22 de enero. Nadie quería perderse el maravilloso espectáculo que se ofrecía a medida que la nave avanzaba hacia el Este, proa al faro de Les Eclaireurs.

De improviso, el paquebote, orgullo de la industria naviera alemana, se sacudió, crujió fuertemente y se escoró hacia babor. Había chocado contra una roca. Una fuerte detonación seguida de espesa humareda, al estallar el tanque de combustible de proa, hizo cundir el pánico. Parecía a punto de epilogar trágicamente el alegre viaje iniciado en Buenos Aires, de donde procedía la casi totalidad del  pasaje.

Barco Monte Cervantes Hundido
Con las hélices hacia arriba, se observan los últimos minutos del Monte Cervantes, orgullo
de la industria alemana. También fue tumba del capitán Dreyer.

El capitán Dreyer, ante el naufragio inminente, ordenó una arriesgada maniobra: procurar que el barco calzara en las rocas para dar tiempo al salvamento. La maniobra dio resultado, e inmediatamente los botes insumergibles y las lanchas a motor de que estaba provisto el buque, comenzaron a dirigirse hacia la costa cercana.

Mientras tanto, desde Ushuaia, un vigía observó lo acontecido y pronto el telégrafo vibró llevando la angustia a centenares de hogares. Buenos Aires vivió horas de tremenda incertidumbre, apenas atenuada por el anuncio de que el transporte Vicente Fidel López, llegado al lugar,, estaba recogiendo a los últimos náufragos. Finalmente, la consoladora noticia de: «No hay victimas entre los pasajeros».

En ese mismo momento, el Monte Cervantes, con sus hélices fuera del agua y con grandes rumbos en la quilla, agonizaba lentamente. El suntuoso palacio flotante iba desapareciendo para convertirse en tumba del capitán Dreyer. El bravo marino, ya salvados todos,- cumplió el código de honor de los hombres de su estirpe, prefiriendo perecer con su barco.

Más tarde, la ciudad alborozada recibió a los que habían sido rescatados de una muerte casi segura. Pero aquel sacrificio no fue olvidado. Y hasta la mole gigante llegaron manos piadosas a rendir homenaje al valor que siempre o casi siempre, alcanza resonancia espiritual.

Historia de la Birome o Boligrafo Ladislao Biro Inventos Argentinos

Historia de la Birome – Ladislao Birocuriosidades

Bolígrafo  – Dactilografía  –  Quniela –  Colectivo  –  Tranfusión Dulce de Leche  –  Bastón Ciegos  –  Jeringa Descartable  –  Técnica de ByPass

Ladislao Biro nació en Budapest, Hungría, el 29 de septiembre de 1399. Luego de varias ocupaciones, entre ellas la de auxiliar en una imprenta, ingresó al periodismo húngaro.

En eso estaba cuando advirtió el problema que sufrían todos los periodistas, incluyéndolo, al utilizar en su trabajo la tradicional lapicera estilográfica.

La pluma se enganchaba en el papel al escribir demasiado rápido, nunca faltaban manchones inoportunos y, lo que era peor, a menudo se terminaba la tinta en medio de un apasionante reportaje.

Hombre práctico, buscó la solución, pero todos sus intentos fracasaron hasta que finalmente se resignó y olvidó la cosa, aunque él siguió usando uno de sus inventos fallidos porque le era práctico.

biromeCierto día debió firmar su registro de ingreso a un hotel y sacó dicho invento él cual fue observado por otra persona que se interesó por esa peculiar lapicera que lo entrevistó mas tarde en su cuarto privado y le propuso a Biro llevarlo, con su invento, a su país, la Argentina, para producir y comercializar aquella novedad.

Por un lado, Ladislao Biro ni siquiera sabía en qué lugar del mundo había un país llamado Argentina y, por otra parte, ya había desechado la posibilidad de producir en serie su lapicera.

No se mostró nada entusiasmado aunque agradeció el ofrecimiento y dijo que lo pensarla.

Poco tiempo se inicia la Segunda Guerra Mundial con la invasión de Hitler a  Polonia y dá comienzo a la persecución de los judíos.

Ladislao Biro y su amigo Juan J. Meyne, dueño de un taller de costura y colaborador en el ya olvidado invento de la lapicera, se reunieron a principios de 1940 en casa del primero para hablar de un tema que superaba a cualquier otro: su propia supervivencia.

Ambos eran de origen judío y sabían qué les ocurriría si no escapaban cuanto antes. Pero ¿adónde? Hitler seguía avanzando y pronto toda Europa estaría en su poder.

Biro recuerda la oferta de ese señor argentino y se pone a buscar aquella tarjeta de presentación que recibió en el Hotel Rogacka Clatina de Hungría.

Al poco tiempo, Biro y Meyne no tuvieron inconveniente alguno para ingresar en el país que para ellos significaba la libertad y la propia vida.

Recién en la Argentina y al intentar ubicar a aquel hombre providencial para ellos, supieron de quién se trataba. No era presidente de ninguna empresa.

Hasta febrero de 1938 había sido presidente, sí, pero de la Nación. Se trataba del general e ingeniero Agustín P. Justo.

Los recibió, los ayudé, instalaron una fábrica con su auspicio y lanzaron al mercado las lapiceras a las que llamaron “Birome”, contracción del apellido del inventor (l3iro) y de la primera sílaba del de su colaborador Meyne.

En su primeros intentos fracasaron, la birome perdía tinta y manchaba camisas, sacos, documentos. Llegaron a venderla con un vale para la tintorería.

El público dijo no. Luego de un año de pruebas e intentos,

Agustín IR Justo no pudo ayudarlos más y se abrió del proyecto.

Biro debía cerrar la fábrica, pero era un hombre con demasiado empuje como para quedar en la lona después del primer puñetazo.

Era 1941, cuando reunió a los treinta y dos obreros de su fábrica y les contó, con absoluta franqueza, los problemas que estaban viviendo, les dijo que él quería seguir.

Les advirtió que no podría pagarles hasta que la cosa resultara y preguntó si, a pesar de todo, alguno de ellos lo acompañaría en la aventura.

Todos los acompañaron y en 1941 se le encontró la solución y nació el primer bolígrafo «antimancha», inclusive funcionaban en los aviones, cosas que no ocurría con las lapiceras comunes de aquella época.

El invento se hizo muy popular e inclusive les hicieron un reportaje para la revista Time de EE.UU.

La birome se había ganado un importante lugar en el mundo y casi de  inmediato recibieron diversas ofertas por los derechos de fabricación y pensaban pedirle 300.000 dólares como una suma imposible, pero cuando llegaron a EE.UU. no pudieron abrir la boca porque de entrada les ofrecieron: dos millones de dólares.

birome

Su inventor, que había adoptado la ciudadanía argentina en la década del cuarenta, tuvo muchos ofrecimientos para radicarse en los Estados Unidos, en Francia, en Canadá y muchos otros sitios, pero no quiso dejar jamás el país con el que mantuvo un romance desde que se conocieron y hasta siempre. Fue autor de más de otros treinta inventos.

Dicen que cuando nació pesaba apenas un poquito más de un kilo. En esas épocas eso era casi fatal y el médico se lo hizo saber a su mamá.

Ella, lo ponía debajo de una lámpara de luz común y corriente para que tuviera más calorcito. No lo sabía, pero estaba usando lo básico de lo que mucho después sería una incubadora.

Biro aprendió a pelear desde el instante mismo de su gestación. Sólo fue un periodista al que le molestaba quedarse sin tinta en medio de un reportaje.

En la Argentina, el 29 de septiembre, cuando él nació, es el día del invetor.

Todos conocemos los partes de la pluma tradicional, las mismas que nuestros maestros nos han explicado cuando éramos colegiales de primera enseñanza. Conozcamos ahora la nomenclatura del bolígrafo.

.El cuerpo: puede ser de metal o de material plástico, opaco o transparente. El capuchón: en los modelos que no son retráctiles, sirve para proteger la punto. Está provisto de un «clip».

La parte mecánica: es el dispositivo de resorte que, mediante la presión de un pulsador, permite que vuelva a entrar la punta que escribe dentro del cuerpo de la lapicera (punta retráctil).

El depósito de tinta: puede ser de metal o de material plástico transparente, para que sea visible el nivel de la carga de tinta.

La punta de latón: retiene la esferita de acero que da el nombre a este tipo de lapicera. Hay puntas cuya esfera mide alrededor de 1 mm., para la escritura normal; otras miden algo menos (0,7 mm.), y son para escritura más fina.

birome

Los bordes de la punta se cierran sobre la esfera 12/100 de milímetro más allá de su ecuador.
De esta manera, la esfera no podrá salirse de la punta.

LAS VENTAJAS EN AQUELLA ÉPOCA
Elimina los tinteros El bolígrafo tiene un depósito de tinta que, al descargarse, se cambia por otro, a diferencia de  las estilográficas, cuyo depósito se vuelve cargar. Si la esferográfica es de modelo simple» y económico, se cambia hasta la misma punta.

El bolígrafo tiene, por lo común, una carga cuyo caudal de tinta alcanzaría para el trazado de una línea que se extendiera a lo largo de 2 a 3 Km.
Elimina los secantes por cuanto la tinta que en ellos se utiliza, seca inmediatamente.
Escribe con mayor velocidad porque su punta esférica se desliza sobre el papel con mayor facilidad que las puntas de las plumas comunes o de las estilográficas.
Resiste a las variaciones de la presión atmosférica sin perder tinta; por este motivo es preferible el bolígrafo, sobre todo para las personas que acostumbran viajar en avión.