lunes, 22 de enero de 2018

Pulsares (III)

Clasificación de estrellas
Según la configuración del sistema
Otra forma de clasificar las estrellas binarias es mediante las distancias entre las estrellas en comparación al tamaño de cada una de estas:

Binarias separadas son un tipo de estrellas binarias donde sus componentes se encuentran en el lóbulo de Roche, el área donde la fuerza gravitacional de la estrella es mayor que la del otro componente. La estrellas no tienen efecto entre ellas, lo que hace que estas evolucionen separadamente. La mayor parte de las binarias pertenece a esta clase:

Binarias semiseparadas son estrellas donde uno de los componentes está en el lóbulo de Roche mientras que la otra no. El gas de la superficie del componente que llena el lóbulo de Roche (donador) es transferido a la otra estrella creciente. La transferencia de masa domina la evolución del sistema. En ambos casos se forma un disco de acrecimiento que envuelve a la estrella receptora. Ejemplos de este tipo son las binaria de Rayos X y la estrella binaria cataclísmica.

Binarias en contacto son una estrella binaria donde los dos componentes llenan su lóbulo de Roche. La parte más alta de la atmósfera estelar forma una cobertura común que rodea a las dos estrellas. Mientras la fricción de la cobertura rompe el movimiento orbital, las estrellas pueden llegar a fusionarse.

Concepción de un artista de una estrella variable cataclísmica.
EvoluciónFormación: Mientras que no es posible que las estrellas binarias se formen a través de captura por medio de la gravedad entre dos estrellas solitarias, por ser estos tipos de eventos algo muy poco frecuente y no son considerados como el proceso de formación fundamental, algunas hipótesis sostienen que estos tipos de sistemas son creados durante la formación de la estrella. La fragmentación de la nube molecular durante la formación de la protoestrella es una explicación aceptable.

Transferencia de masa y acumulación de masaAl aumentar las estrellas de tamaño durante su evolución, en algún punto pueden exceder el lóbulo de Roche, lo que significa que algo de la materia de la estrella se aventura en la región donde la gravedad de la estrella compañera es mayor que la propia. El resultado es que la materia se va a transferir de una estrella a la otra mediante un proceso conocido como desborde del lóbulo de Roche, siendo absorbida mediante un impacto directo, o mediante un disco de acrecimiento.


Una animación que muestra un sistema binario eclipsante intercambiando masa.
Estas estrellas dobles en interacción causan procesos que de otra manera serían impensables en la evolución natural de una estrella solitaria. Los modelos dinámicos parecen indicar que en sistemas dobles próximos las masas de ambas estrellas serían parecidas ya que éstas se formarían al unísono en una sola región de colapso con un núcleo doble.

Éste es el caso del sistema triple de Alfa Centauro pues en él se encuentran Alfa A y B que están bastante juntas y tienen masas similares mientras que Próxima, mucho menos masiva que las otras dos, se halla a gran distancia de estas ligada a su centro de masas pero sin capacidad de interacción con las dos primeras.

Separación de las estrellasEs también posible, en las estrellas binarias que están separadas por grandes distancias, llegar a perder contacto entre sus gravedades, en algún punto de su ciclo de vida, debido a perturbaciones externas del sistema.


Cuatro estrellas fugitivas surcando zonas del denso gas interestelar, creando ondas de arco brillantes y colas de gas incandescente.
Los componentes luego se van a mover a formar estrellas solitarias. Un encuentro cercano entre dos estrellas también puede dar como resultado la separación de ambas debido a la disputa gravitacional entre los dos objetos, siendo una de las estrellas repulsada a grandes velocidades, dando como resultado una estrella fugitiva. Dos posibles mecanismos pueden dar lugar a una estrella fugitiva:

Un encuentro muy próximo entre dos sistemas binarios, que puede resultar en la destrucción de ambos sistemas y la expulsión de algunas de las estrellas a gran velocidad.
Una explosión de una supernova en un sistema estelar puede ocasionar que los componentes restantes salgan despedidos.

Aunque ambos mecanismos son posibles, los astrónomos suelen ser más partidarios de la hipótesis de la supernova, por ser en la práctica más probable.

Un ejemplo de estrellas fugitivas relacionadas son AE Aurigae, 53 Arietis y μ Columbae, cada una de ellas moviéndose lejos de las demás a velocidades de más de 100 km/s. Buscando el punto de origen, éste se encuentra cerca de la Nebulosa de Orión, en una explosión que pudo producirse hace dos millones de años. La nebulosa de emisión Sh 2-276 (el Lazo de Barnard) se piensa que es el remanente de aquella supernova que expulsó a las mencionadas estrellas.

La nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del cinturón de Orión.
Otro ejemplo es la estrella ζ Ophiuchi, que se aleja a gran velocidad de una estrella de neutrones (PSR J1932+1059), a raíz probablemente de la explosión de la supernova que le dio origen hace un millón de años.

Contaminación superficial con metales pesadosLas estrellas habitualmente sólo tienen en la superficie y en abundancia hidrógeno y helio ya que los elementos pesados bajan hasta el fondo dada su mayor densidad y los que se puedan fabricar en el núcleo nunca llegan a la superficie. Sin embargo, existen algunas estrellas cuyos espectros presentan líneas de absorción abundantes en metales pesados, incluso algunos materiales más pesados que el hierro.

Semejante contaminación sólo puede ser una pista inequívoca de que ha sido enriquecida por el frente de onda de una supernova cercana. Muy posiblemente, esa estrella esté ligada a una estrella de neutrones o a un agujero negro remanentes de la explosión que contaminó la atmósfera de la estrella en cuestión. Gracias a eso se sabe que estrellas que tienen como compañero a un agujero negro, padecieron en su momento, los cambios de una supernova vecina.

Enanas blancas de helioLas enanas blancas de helio, según los modelos de evolución estelar, son objetos posibles dentro del marco teórico pero se creía imposible que existieran en la actualidad (incluso hasta dentro de unos 70 000 millones de años), si tenemos en cuenta la edad del universo. El motivo es que solo las estrellas de menos de media masa solar dan esos objetos al término de sus vidas.

A mayores masas las estrellas, entre las que se cuenta nuestro sol, queman el helio imposibilitando la formación de ese tipo de enanas blancas. Sabemos que la vida de las estrellas es más larga cuanto menos masivas son. Así, si tenemos en cuenta que una estrella de media masa solar vive, aproximadamente, 80 000 millones de años y que la edad del universo es de unos 13 700 millones de años queda claro que dichos objetos no podrían haberse formado aún.


Animación de las perturbaciones en el espacio-tiempo producidas por sistemas binarios compuestos por estrellas de neutrones, enanas blancas o agujeros negros, que orbitan alrededor del centro común de masas.
Sin embargo, se han observado enanas blancas de helio en algunos sistemas binarios. Estas se producen por la interacción entre ambas estrellas. Normalmente ocurre que las estrellas no tienen exactamente la misma masa por lo que la más masiva agota antes el hidrógeno y empieza a expandir su envoltura para formar una gigante roja. El problema ocurre cuando la envoltura de hidrógeno llega a engullir a la estrella vecina.

Su presencia crea una inestabilidad en la envoltura de la gigante desligando gravitatoriamente al gas circundante. Esto hace que la estrella masiva vaya perdiendo masa continuamente y expandiendo más su atmósfera para compensar las pérdidas. Finalmente, la atmósfera de hidrógeno al completo desaparece quedando un núcleo desnudo de helio. Si dicho núcleo no es capaz de mantener la presión suficiente para fusionar el helio, la estrella morirá prematuramente dejando como remanente a una enana blanca de helio.

Supernovas termonucleares (tipo Ia)Un sistema binario entre dos estrellas de masa media baja puede dar lugar, con el tiempo, a uno de los fenómenos naturales más luminosos que existen, las supernovas tipo Ia. Normalmente ambas estrellas tendrán masas similares pero siempre hay una que es un poco más masiva que la otra. Esa pequeña diferencia hace que evolucione bastante antes y se convierta en enana blanca antes que su vecina.

G299 Remanente de una supernova de tipo Ia.
Para cuando se haya convertido en un objeto compacto la otra estrella estará ya en fase de gigante roja. Su cubierta extendida de hidrógeno y helio habrá perdido cohesión gravitatoria y, con suerte, se habrá adentrado en el lóbulo de Roche de la enana blanca. Dicho perímetro marca la zona de influencia del campo gravitatorio de una estrella y es de esperar que el de la enana blanca sea mayor que el de la gigante al ser esta última menos masiva.

El espectro de SN1998aq, una supernova de tipo Ia, un día después de alcanzar su máxima luminosidad en la banda B.
El proceso de acreción se irá acelerando hasta que la masa de la enana supere la masa de Chandrasekhar momento en el cual se producirá la ignición termonuclear completa de toda su masa. La explosión desintegrará a la enana y emitirá un destello lumínico de gran magnitud de orden galáctico. Su compañera si se salva de la explosión dejará de sentir los efectos gravitatorios de la desaparecida enana y saldrá disparada en la dirección en la que se movía en el momento del cataclismo.

NovasEl caso de las novas es algo parecido al de las supernovas termonucleares, solo que en este caso el material superficial se fusiona de forma explosiva antes de que la enana blanca llegue a superar el límite de Chandrasekhar.

Formación de una nova.

Estrella antes y después de una nova.
En ese caso las reacciones son las de fusión del hidrógeno prensado sobre la superficie y la propia explosión expulsa parte de ese material. Su brillo dura unos pocos días y en ningún caso llega a equipararse con el de una supernova.

Fuentes de rayosXLas binarias de rayos X consisten en un sistema binario de una estrella y un agujero negro o estrella de neutrones que la mantiene apresada absorbiéndole parte de su material. Desde la estrella surge una protuberancia en forma de brazo que conduce a un disco de acreción en cuyo centro se halla el agujero negro.

Representación artística de una binaria de rayos X.
Debido a las intensas fuerzas gravitatorias de estos objetos la materia que cae en espiral es estrujada y acelerada. La fricción entre las diferentes zonas del disco que tienen velocidades diferenciales calienta al mismo hasta temperaturas que llevan a esa materia a emitir rayos X. Hay dos tipos de sistemas dobles con agujero negro.

El cúmulo globular M80.
Los más comunes son los de agujero negro con estrella masiva. Los que acompañan a una estrella poco masiva son más raros porque los modelos de formación predicen casi siempre objetos cercanos de masas similares.

Representación artística del sistema binario HDE 226868 Cygnus X-1. (Ilustración ESA/Hubble)
Siempre podría tratarse de una estrella capturada pero dicho fenómeno es aún más raro, solo probable en zonas con alta densidad de estrellas como los centros de los cúmulos globulares. Un caso ejemplar de fuente de rayos X es el primer agujero negro descubierto, Cygnus X-

MicrocuásaresComo su nombre lo indica los microcuásares se comportan como cuásares pero a una escala reducida, parte de las características comunes que tienen son, una fuerte y variable emisión, comúnmente en forma de jets, como a su vez un disco de acrecimiento, que rodea un objeto compacto que puede ser o un agujero negro, o una estrella de neutrones.

El modelo interno de una estrella de neutrones.
En los cuásares el agujero negro es supermasivo (Millones de masas solares), en los microcuasares la masa del objeto compacto es de apenas unas pocas masas solares. Básicamente el sistema contiene dos estrellas que serían el objeto compacto y una estrella común que va perdiendo masa en el tiempo.

Usos en la astrofísicaLas estrellas binarias le proveen a los astrónomos el mejor método para determinar la masa de una estrella distante. La gravedad de las estrellas hace que éstas giren alrededor de centros de masa. Dependiendo de la órbita de las estrellas en la binaria visual, o según la variación del espectro en la Binaria Espectroscópica, la masa de la estrella puede ser determinada. De ésta la temperatura y el radio de la estrella pueden ser encontrados y, luego de encontrar la masa, se puede determinar la masa de otras estrellas No-Binarias.

Ejemplo de una estrella binaria, donde dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un centro de masa en órbitas elípticas.
Dado que existe una gran cantidad de estrellas en sistemas binarios, las estrellas binarias son de gran importancia para nuestro entendimiento acerca de cómo se forman las estrellas. En particular, el periodo y las masas de las binarias nos muestran la cantidad de momento angular en el sistema. Dado que esta cantidad es conservada en la física, las binarias toman una importancia mucho mayor.

Ejemplo de una estrella binaria, en donde dos cuerpos con una pequeña diferencia de masa orbitan alrededor de un centro de masa.
En estos sistemas la estrella de mayor masa usualmente está designada como 'A', y su compañera como 'B'. Éste es el caso de la secuencia principal de Sirius, donde encontramos a Sirius A, junto a una Enana Blanca Sirius B. Aun así, si las estrellas se encuentran separadas por una gran distancia, pueden ser designadas con un superíndice, como por ejemplo Zeta Reticuli (ζ1 Ret and ζ2 Ret).

DescubrimientosSe cree que alrededor del 75 % de todas las estrellas se encuentran en sistemas Binarios, con un alrededor del 10 % de estas estrellas con sistemas de más de dos estrellas. Existe una relación directa entre el periodo de la órbita de una estrella binaria y la excentricidad de su órbita. En sistemas que tienen un menor periodo, a su vez tienen una baja excentricidad.

Las estrellas binarias pueden ser encontradas con casi cualquier tipo concebible de separación, con pares que orbitan lo suficientemente cerca que prácticamente tienen contacto entre ellas, hasta pares que están separados por grandes distancias, por lo que la única forma posible de indicar que son binarias, es mediante el movimiento propio que se da en el espacio.

Se ha descubierto a su vez que los periodos de estos tipos de estrellas tienen una Distribución Log-normal, con una mayoría de los sistemas orbitando con periodos de 100 años. La relación demuestra que este tipo de estrellas tienen una formación muy parecida, que se da en el tiempo de la formación estelar.

Planetas alrededor de estrellas binariasLa ciencia ficción ha usado planetas con sistemas binarios y terniarios en sus escenarios. En realidad algunos rangos de órbitas serían imposibles por razones dinámicas (El planeta sería expelido de la órbita relativamente rápido, siendo expulsado del sistema, o sería transferido a una órbita más interna o externa del sistema), ciertas órbitas presentan riesgos importantes para la biósfera del planeta dado que habría cambios extremos en la superficie durante diferentes lugares de la órbita.

Impresión de un artista acerca de la vista (hipotética) de una luna del planeta HD 188753 Ab (Arriba a la Izquierda), El cual orbita un sistema de tres estrellas. El compañero más brillante se encuentra abajo en el horizonte.
Los planetas que orbitan nada más una estrella del sistema binario se dice que tienen una órbita "Tipo-S", o aquellos que giran alrededor de dos estrellas se dice que tienen órbitas "Tipo-P".

Ejemplos de estrellas múltiplesA gran distancia entre los componentes, como a su vez las diferencias de color hacen de Albireo una de las binarias visuales más fáciles de ver en el espacio. El miembro más brillante, es el tercer miembro más brillante de la constelación de Cygnus.

Representación artística de un planeta y su luna en un sistema con estrella binaria.
Otra binaria famosa es Sirius, la estrella más brillante en el cielo de noche, con una magnitud aparente de -1.46. Está localizada en la constelación de Canis Major. En 1844 Friedrich Bessel dedujo que Sirius era Binario. En 1862 Alvan Graham Clark descubrió el compañero (Sirius B; La estrella visible es Sirius A). En 1915, astrónomos del Observatorio Monte Wilson, determinaron que Sirius B era una enana Blanca, la primera en ser descubierta. En el 2005 usando el telescopio espacial Hubble, los astrónomos determinaron que Sirius B tenía un diámetro de 12000 km, con una masa del 98 % del Sol.

Ubicación de Sirio en la constelación de Canis Maior.
Un ejemplo de una binaria eclipsante es Almaaz, en la constelación Auriga. El componente visible pertenece a la clase espectral F0, el otro componente no es visible. Otra binaria eclipsante es Beta Lyrae, el cual es una estrella binaria en contacto en la constelación de Lyra. Las dos estrellas están tan cerca, que el material de la Fotósfera de cada una es intercambiado entre estas. La forma de estas estrellas se ve afectada gracias al contacto mutuo entre ellas.


Posición de Algol.
Algol es la estrella ternaria más famosa, localizada en la constelación de Perseo. Dos componentes del sistema se eclipsan unos a otros, las variaciones de la intensidad de Algol fueron registradas por primera vez en 1670 por Geminiano Montanari.

Comparación entre el tamaño de Bellatrix, Algol B y el del Sol.
A la estrella se le dio el nombre de algol que significa "estrella del demonio" (del idioma árabe الغول al-ghūl), lo que se pudo haber dado por el comportamiento tan peculiar de esta estrella.

Casuario

Sus plumas parecen pelos
A pesar de su gran tamaño, el casuario es una de las aves más difíciles de observar. Vive en el corazón de las selvas tropicales más impenetrables y se desplaza dentro de ellas con rapidez, lanzándose a través de la maleza, con el cuello extendido hacia adelante y el cuerpo en posición horizontal. 

Existen tres especies diferentes de casuarios. El casuario de casco, o casuario de Australia. Los otros dos viven en Nueva Guinea. 

Es un ave solitaria, que vive tímida y discretamente, sin aparecer jamás en terreno descubierto. Siempre alerta, emprende la carrera al menor peligro. El casuario, sin embargo, no escasea, y ocurre a menudo que se oye su voz, consistente en un gruñido grave y sonoro o en una especie de croar. En el territorio que ocupa, el casuario se mueve en una red de pistas y caminos, que se asemejan a veces a verdaderos túneles abiertos en la jungla. 

Salta muy bien, gracias a sus robustas patas. Puede parecer sorprendente saber que el casuario nada a las mil maravillas y que no duda en atravesar los ríos, que para él no constituyen obstáculo. Incluso se zambulle y le gusta refrescarse agachándose dentro del agua. 

Como ya hemos dicho, es un ave que gusta de la soledad, y que, como mucho, vive por parejas. Han podido verse grupos de seis casuarios juntos, pero probablemente se trataba de una pareja rodeada de su prole. 

El casuario es vegetariano y se alimenta principalmente de frutos y hojas verdes, que recoge por la mañana temprano. Para defenderse, esta ave golpea a su adversario con las patas y lo desgarra con sus terribles garras.
Grupo: Vertebrados
Clase: Aves
Orden: Casuariformes
Familia: Causáridos
Género y especie: Cuasarius casuarius (casuario de Australia)

domingo, 21 de enero de 2018

Ritmos Circadianos (2)

Los ritmos circadianos son ritmos biológicos intrínsecos de carácter periódico que se manifiestan con un intervalo de 24 horas. 

En mamíferos, el ritmo circadiano más importante es el ciclo vigilia-sueño. En los humanos, el marcapasos circadiano central o reloj biológico se encuentra en los núcleos supraquiasmáticos (NSQ) del hipotálamo anterior, que es regulado por señales externas del entorno (zeitgebers, que significa «pista», en alemán), de los cuales el más potente es la exposición a la luz-oscuridad. 

La luz es percibida por la retina, que modula la síntesis de melatonina («hormona de la oscuridad») y ayuda a sincronizar el reloj interno y la alternancia natural día-noche. Además, la luz artificial y el momento de su exposición pueden modificar el patrón de producción de la melatonina y afectar al sueño.

Por otra parte, la melatonina está relacionada con otra variable biológica, la temperatura corporal, de tal forma que el pico de melatonina es simultáneo al valle de la temperatura corporal, momento que coincide con la máxima fatiga y mínima alerta.


Efecto de la melatonina exógena. 
La melatonina exógena en el sueño: el papel de la melatonina como promotor del sueño es bien conocido desde hace décadas. Además, la melatonina tiene una función cronorreguladora, para ajustar la fase de sueño y resincronizar el reloj biológico. Para conseguir uno u otro efecto, es necesario conocer la dosis y el momento en que se administra la melatonina.

Otras funciones: la melatonina influye en la mayoría de los sistemas del organismo.Tiene un efecto antigonadotrófico en humanos e interviene en la aparición de la pubertad, provoca vasoconstricción central y vasodilatación periférica y es antioxidante. 


Trastornos del ritmo circadiano 
En los trastornos del ritmo circadiano (TrC) la cantidad y calidad del sueño es normal pero ocurren en un momento incorrecto de acuerdo a los horarios habituales. En ellos, el marcapasos circadiano está retrasado o adelantado respecto a la hora deseada o puede estar, simplemente, desajustado. 

En pediatría, los Transtornos Circadianos son relativamente frecuentes y se observan en un 10% de estos pacientes. Los niños y adolescentes con un TrC no han entrenado correctamente su reloj biológico a los zeitgebers ambientales y tienen un retraso de fase (síndrome de retraso de fase del sueño, SrF), un adelanto de fase (síndrome de adelanto de fase del sueño, SAF), un Ritmo circadiano de más de 24 horas (curso libre, Free-Running o síndrome hipernictemeral) o un patrón irregular de los episodios de sueño y vigilia. 

De todos ellos, el SrF es el más frecuente en pediatría y relativamente frecuente en adolescentes. Habitualmente existe un componente genético, con antecedentes familiares afectos y, desde el punto de vista clínico, estos trastornos suelen provocar somnolencia diurna por el débito de horas de sueño que ocurre a diario. 

El diagnóstico de los TrC es fundamentalmente clínico. El patrón de vigilia-sueño debe ser evaluado en todos los casos mediante un diario de sueño durante al menos 2 semanas, en el que se reflejen horas de sueño, toma de fármacos, alcohol o tabaco, práctica de deportes y otros factores que pueden influir. Para obtener mayor precisión, existen algunas pruebas complementarias que deben realizarse en una Unidad de Sueño (actigrafía, polisomnografía en algunos casos, determinación de marcadores biológicos…).

viernes, 19 de enero de 2018

Tejidos animales

Son conjuntos de células que presentan características similares y cumplen con igual función. Se habla de tejidos en los animales pluricelulares. Los tejidos animales se clasifican en cuatro tipos:
  • Tejido epitelial: especializado en la protección, revestimiento y producción de sustancias. Las células forman membranas manteniéndose unidas entre si.
  • Tejido conjuntivo: es el tejido de relleno y de sostén, forma cápsulas de almacenamiento de sustancias. Cumple funciones de defensa. Las células se encuentran separadas.
  • Tejido muscular: tiene muy desarrollado el citoesqueleto. Las células se especializan en la contracción generando movimiento.
  • Tejido nervioso: es un tejido muy especializado; las células (llamadas Neuronas) responden a estímulos. Están acompañadas por las Células de la Glía. Las neuronas coordinan a otras células.
Tejido epitelial
Se especializa en la protección (formando membranas gruesas que protegen a los órganos de abajo) y en el revestimiento (cuando sólo hay una capa de células en vez de varias como en el caso anterior). Se origina por cualquiera de las tres capas embrionarias:
  • ectodermo: formará la piel
  • mesodermo: formará la laringe, faringe, esófago, boca y las células que tapizan el corazón
  • endodermo: formará al corazón y a los alveolos pulmonares.
Las funciones del tejido epitelial son: absorción, secreción y sensibilidad.
Está formado por células muy unidas entre sí, por medio de: Uniones Íntimas, Desmosomas, Uniones de Hendina.
En las células del tejido epitelial se manifiesta una polaridad debida a la forma de las células en donde tres de sus caras se mantienen unidas entre sí y la cara superior presenta microvellocidades. Las células descansan sobre una membrana basal (que es una acumulación de material proteico, segregado por el tejido conjuntivo).
El tejido es avascular, no presentan vasos sanguíneos, pero normalmente están asociadas a tejidos conjuntivos que si son vasculares.
El tejido conjuntivo es el que nutre por difusión al tejido epitelial.
Se clasifica según:
  1. Número de capas:
  • una sola capa: epitelio simple
  • dos ó tres capas: epitelio de transición ó pseudoestratificado
  • varias capas: epitelio estratificado
2. Forma de las células:
  • plana ó pavimentosa
  • epitelio cúbico (núcleo central y esférico)
  • epitelio cilíndrico (núcleo basal y elíptico). A su vez, este puede ser simple ó ciliado
3. Función:
  • protección y revestimiento.
  1. Si es simple y plano, formará parte de los alveolos pulmonares, del endotelio y de una vena. Si es cúbico formará parte de la membrana que reviste al ovario, a los testículos y a las tiroides. Si es cilíndrico formará parte del estómago hasta el intestino grueso.
  2. Si es pseudoestratificado formará la vejiga. Si es estratificado y ademas está queratinizado formará el estrato córneo, si no lo está formará parte de la boca y de la faringe.
  • secreción.
  1. Glándulas exócrenas: estructuras que fabrican sustancias que secretan hacia el exterior. Lubrican y protegen a la membrana del órgano.
  2. Glándulas endócrenas: secretan sustancias hacia el interior, por ejemplo la hipófisis y la tiroides.

jueves, 18 de enero de 2018

Modelos atómicos

Modelo atómico de ThomsonAl ser tan pequeña la masa de los electrones, el físico inglés J. J. Thomson propuso en 1904 que la mayor parte de la masa del átomo correspondería a la carga positiva, que ocuparía la mayor parte del volumen atómico. Thomson imaginó el átomo como una especie de esfera positiva continua en la que se encuentran incrustados los electrones, más o menos como las uvas pasas en un pudin.

Este modelo de "pudin de pasas" de Thomson fue bastante valorado ya que era capaz de explicar los siguientes fenómenos:
La electrización: el exceso o defecto de electrones que tenga un cuerpo es el responsable de su carga negativa o positiva.

La formación de iones: un ión es un átomo que ha ganado o perdido uno o más electrones. Los electrones se pierden o se ganan con relativa facilidad, de manera que su número dentro del átomo puede variar, mientras que el número de protoneses fijo siempre para cada átomo. Si un átomo pierde uno o más electrones adquiere carga neta positiva (catión), y si gana uno o más electrones adquiere carga neta negativa (anión).

Insuficiencia del modelo de ThomsonEl átomo no es macizo ni compacto como suponía Thomson, es prácticamente hueco y el núcleo es muy pequeño comparado con el tamaño del átomo, según demostró posteriormente E. Rutherford.

Modelo atómico de RutherfordEl modelo de Rutherford (1911) fue el primer modelo atómico que consideró al átomo formado por dos partes:
El núcleo, muy pequeño, que concentra toda la carga eléctrica positiva y la mayor parte de la masa del átomo, aportada por los protones y neutrones.
La corteza, constituida por todos sus electrones, que giran a gran velocidad alrededor del núcleo.

La carga positiva de los protones es compensada con la carga negativa de los electrones, que se hallan fuera del núcleo. El núcleo contiene, por tanto, protones en un número igual al de electrones de la corteza.

Rutherford no solo dio una idea de cómo estaba organizado un átomo, sino que también calculó cuidadosamente su tamaño (un diámetro del orden de 10-10 m) y el de su núcleo (un diámetro del orden de 10-14m).

El hecho de que el núcleo tenga un diámetro unas 10.000 veces menor que el átomo supone una gran cantidad de espacio vacío en la organización atómica de la materia.
Modelo de BohrEn la primera mitad del siglo XX se realizaron unos descubrimientos que no podían ser explicados con el modelo de Rutherford. El físico N. Bohrpropone un modelo en el que los electrones sólo pueden ocupar ciertas órbitas circulares, a similitud de las órbitas de los planetas. Los electrones se organizan en capas y, en cada capa tendrán una cierta energía, llenando siempre las capas inferiores (de menor energía) y después las superiores.

En 1913 formuló una hipótesis sobre la estructura atómica en la que estableció tres postulados:

1. El electrón no puede girar en cualquier órbita, sino sólo en un cierto número de órbitas estables. En el modelo de Rutherford se aceptaba un número infinito de órbitas.

2. Cuando el electrón gira en estas órbitas no emite energía.

3. Cuando un átomo estable sufre una interacción, como puede ser el impacto de un electrón o el choque con otro átomo, uno de sus electrones puede pasar a otra órbita estable o ser arrancado del átomo.

La distribución de los electrones en las capas se denomina configuración electrónica, y se realiza de la siguiente manera:
La 1ª capa puede contener, como máximo, 2 electrones.
La 2ª capa puede contener, como máximo, 8 electrones. Comienza a llenarse una vez que la 1ª ya está completa.
La 3ª capa puede contener, como máximo, 18 electrones. Comienza a llenarse una vez que la 2ª capa ya está completa.

El número de electrones en cada capa se representa entre paréntesis y separados por comas.

Por ejemplo: un átomo que tenga 11 electrones, los distribuye así:
(2,8,1). Es decir, 2 electrones en la capa 1, 8 electrones en la capa 2 y 1 electrón en la capa 3.

The Cranberries-Promises

The Cranberries es una banda irlandesa de rock, formada en Limerick durante 1989 bajo el nombre de The Cranberry Saw Us, denominación cambiada, más tarde, por la vocalista Dolores O'Riordan. También es asociada con el rock alternativo, el post-punk y el rock celta.

El grupo saltó a la fama internacional en la década de 1990 con su álbum debut, Everybody Else Is Doing It, So Why Can't We?, que se convirtió en un éxito comercial y vendiendo más de cinco millones de copias en los Estados Unidos.

La banda fue uno de los grupos de rock más exitosos de los años 90 y vendió más de 14,5 millones de álbumes solo en los EE.UU., mientras que a nivel mundial la cifra asciende a más de 40 millones de discos.

La banda ha logrado colocar 4 álbumes en el Top 20 del Billboard 200: Everybody Else Is Doing It, So Why Can't We?, No Need to Argue, To the Faithful Departed y Bury the Hatchet.​ y 20 sencillos en el puesto ocho de las lista de canciones alternativas.

Descanse en paz Dolores

lunes, 15 de enero de 2018

Pulsares (II)

Clasificación de las estrellas binarias
(Según su modo de detección)

Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercambiar material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias, algunas de las cuales pueden pertenecer a dos o más de esas clases.

Albireo, considerada inicialmente como una binaria óptica (aparente) se ha demostrado finalmente que sí son una binaria verdadera a pesar de la gran distancia que hay entre ellas.
Las binarias, además, son una estupenda oportunidad para obtener mediciones directas de masas y radios estelares. Ello las convierte en excelentes patrones de calibración para los modelos de clasificación estelar que se sirven de las luminosidades aparentes y espectros de emisión para deducir masas, radios y temperaturas.

Binarias visualesAquellas que se pueden encontrar con los telescopios ordinarios. En este tipo de binarias ambos componentes son visibles en la imagen. Este tipo de binarias suelen estar no muy lejos de nosotros y bastante alejadas entre sí. Estas binarias, a pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar ya que sus períodos orbitales suelen ser del orden de cientos de años. Ni siquiera dos estrellas cercanas tendrían por qué ser binarias.

Podrían ser dos estrellas que cruzaran sus trayectorias para no volverse a encontrar jamás. La prueba clave la dan siempre sus trayectorias respectivas. Para poder apreciar el movimiento mutuo de las binarias visuales hay que comparar las imágenes del cielo en años distintos. A veces su movimiento es tan imperceptible que se requieren placas fotográficas de décadas de diferencia. Este elevado tiempo de análisis hace, aun hoy, que este tipo de binarias sea el más complicado de detectar.

Datos deducibles: Sabiendo su trayectoria y su distancia mutua se puede deducir la masa de ambos cuerpos así como sus períodos orbitales. Además, al obtener la información de ambas estrellas individualmente, se puede obtener sus espectros separados deduciendo sus características como si se tratara de astros individuales. Tipo espectral, clase de luminosidad, radio, temperatura, etc. Combinando los datos espectrales con los orbitales este tipo de estrellas dobles pueden ser útiles para calibrar mejor los sistemas de clasificación estelar.

Binarias eclipsantesSólo se observan cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra de tal manera que, periódicamente, una estrella pasa por delante de la otra. Ello hace que se observen disminuciones regulares en la luminosidad, la llamada por los astrónomos curva de luz. Dado que su luminosidad va cambiando en el tiempo a veces pasan desapercibidas como estrellas variables. Usualmente estas estrellas tienen un período corto ya que la única manera de detectarlas es observar la regularidad en sus variaciones de luminosidad.


Esquema de estrellas binarias eclipsantes mostrando la curva de luz observada.Gossman, D. (octubre de 1989). «Light Curves and Their Secrets». Sky & Telescope: 410.«Eclipsing Binary Simulation». Cornell Astronomy. Archivado desde el original el 23 de junio de 2008.
La órbita de la estrella binaria eclipsante puede ser determinada gracias al estudio de la curva de luz. A su vez, el tamaño relativo de las estrellas individuales puede ser determinado en términos del radio de la órbita al observar qué tan rápido varía el brillo de las estrellas en el tiempo. En las últimas décadas se ha logrado la recolección de varios cálculos acerca de estas estrellas gracias a los avances en los telescopios.

Datos deducibles: Se puede encontrar el período de su órbita y, por tanto, deducir su masa. Se pueden distinguir sus espectros en el momento del tránsito de una sobre otra, aunque no siempre es así ya que muchas veces el tránsito de uno de los astros no oculta completamente al otro. En cualquier caso se puede llegar a medir con bastante fiabilidad el espectro de cada estrella teniendo en cuenta qué líneas espectrales disminuyen en cada paso.

Binarias astrométricasEn este tipo de sistemas dobles sólo es visible un componente de la estrella. Se detectan que son binarias gracias al "tirón" gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya que este tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10 pársecs, a distancias mayores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño, que los cálculos no se pueden realizar.

Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El objeto invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente estelar, una enana roja o una enana marrón.

Si la compañera es lo suficientemente masiva como para causar un cambio de la posición de la estrella, entonces su presencia se puede deducir. Aunque el compañero no es visible se pueden determinar las características del sistema usando las leyes de Kepler.

El método para detectar estrellas binarias de este tipo, es también usado para localizar planetas extrasolares que orbitan una estrella. Aunque para que los cálculos den un resultado confiable es necesario que las medidas tomadas sean muy exactas gracias a la gran diferencia entre las masas y la gran diferencia entre las órbitas de los planetas.

Datos deducibles: Resulta imposible adivinar el espectro del objeto invisible, pero sí se puede deducir su masa.

Ejemplos: Sirio A y B. Sirio A es una estrella blanca de la secuencia principal acompañada por Sirio B, una enana blanca invisible. Dada su proximidad a la Tierra, 8,6 años luz, la oscilación en la trayectoria de Sirio pudo ser detectada con los medios del siglo XIX. Durante bastante tiempo resultó un misterio el porqué una estrella de 1,4 masas solares no lucía nada. Hubo que esperar a la llegada de los modelos de evolución estelar para que su existencia pudiese ser explicada.

Binarias espectroscópicasAl igual que las astrométricas, las espectroscópicas también poseen una estrella invisible. La diferencia radica en el modo en que este tipo se logra detectar mediante el desplazamiento Doppler en el espectro del astro visible. Después de observar la estrella durante el tiempo se nota un cambio periódico en las longitudes de ondas.

La explicación de este cambio de frecuencia es resultado de la órbita, las estrellas algunas veces se mueven hacia la Tierra y luego se alejan de ella. Cuando la estrella se mueve hacia la Tierra se genera un movimiento azul en el espectro. Y cuando se aleja de nosotros el espectro cambia hacia el rojo. Esta técnica de mayor precisión que la del paralaje permite la detección de las estrellas binarias de forma más rápida. A pesar de todo algunas binarias no presentan casi ningún desplazamiento radial debido a la orientación de su órbita por lo que este método resulta inútil para estas.

La órbita de la binaria espectroscópica se determina haciendo una larga serie de observaciones, de la velocidad radial de uno o los dos componentes del sistema. Las observaciones se grafican en relación con el tiempo y de la curva resultante se determina el periodo del sistema. Si la órbita es circular entonces el resultado será una curva de seno. Si la órbita es elíptica, la forma de la curva dependerá de la excentricidad del elipse y de la orientación de los ejes con referencia a la línea visual.

Binarias ópticas (falsas binarias)Gracias a que las dos estrellas aparecen en el cielo muy cerca una de otra porque se encuentran en la misma visual. Sucede que en realidad están a distancias muy diferentes de nosotros.

Se puede distinguir una binaria óptica de una verdadera luego de observarlas por largos períodos, usualmente años. Si el movimiento de la estrella es lineal se puede asumir que las estrellas no son binarias, sino falsas binarias.

Aunque parezca mentira, ha habido errores astronómicos bastante graves por esta simple confusión.

viernes, 12 de enero de 2018

Gengibre

El jengibre, Zinger officinale, se obtiene del rizoma de una planta que pertenece a la familia de las Zingiberáceas. Debido a las propiedades y beneficios del jengibre, éste tiene muchas aplicaciones medicinales (tanto de uso interno como uso externo) dentro de la medicina tradicional de, principalmente, países asiáticos y debido a su particular sabor y aroma no son pocos los usos culinarios que tiene el jengibre en gastronomía, usándose en multitud de platos típicos de países como Tailandia o China.

Al igual que otras plantas medicinales, la planta del jengibre la puedes cultivar en tu huerto o jardín, tanto directamente en el suelo como en macetas.

Propiedades medicinales del jengibre
El jengibre es un excelente remedio natural para el mal aliento. Simplemente con rallar un poco de jengibre (1/3 de una cucharadita) y añadirlo al agua y beber de vez en cuando notaremos que tenemos la boca más fresca.

El jengibre ayuda a combatir los virus debido a sus propiedades antivirales.
Nos ayuda a reducir las náuseas y el estómago revuelto.
Es de utilidad para dolencias del aparato respiratorio, como infecciones, bronquitis, tos, gripes y resfrios.

Estimula la circulación de la sangre.

Mejora la digestión de los alimentos y se usa en infusión para gases y barriga o vientre hinchado.

El jengibre posee propiedades antiinflamatorias y analgésicas.

Beneficios y ventajas del consumo de jengibre
Al mejorar la circulación sanguínea, es jengibre es de utilidad para ayudar a prevenir dolencias cardiacas.

En cuanto a las aplicaciones externas del jengibre, podemos usarlo para aliviar el dolor de dientes y muelas.
Combate la hinchazón y los dolores de la artritis debido a su acción antiinflamatoria y analgésica.
Puede ser efectivo para eliminar piedras o cálculos de riñón.
Mejora las infecciones respiratorias en el tracto respiratorio, bronquitis y tos.
El jengibre nos puede ser un remedio casero para el ardor de estómago o agruras, muy comunes en el embarazo, en personas con sobrepeso, con malas digestiones, hernia de hiato, etc.

Usos medicinales del jengibre
Con el jengibre tenemos la posibilidad de combatir y mitigar dolores de todo tipo de forma natural. En este caso, se puede aplicar de forma externa directamente sobre la zona afectada y también se puede consumir de forma interna.
El jengibre es beneficioso en el caso de la sinusitis.
El consumo del jengibre podría prevenir dolencias cardiacas y la formación de coágulos.
Durante los meses con temperaturas más bajas el jengibre nos puede ayudar a combatir el frío.
Se usa para los casos de halitosis.
El jengibre colabora en la prevención de varices y venas varicosas.
Tiene propiedades antibacterianas, aunque resulta tener cierto efecto prebiótico beneficioso para la flora bacteriana, ya que, elimina microorganismos perjudiciales que producen hinchazón y gases.
Reduce la inflamación crónica característica de enfermedades como artritis reumatoide, alergia al polvo y la inflamación agua, como en el caso de esguinces y torceduras o alergia al polen.
Nos estimula debido a su efecto tónico y vitalizante.
El jengibre ayuda a prevenir y mejorar los casos de gastritis y la úlcera de estómago.
Estimula la expectoración, siendo muy útil para eliminar la mucosidad de las vías respiratorias.

Contraindicaciones y efectos secundarios del jengibre
El jengibre se debe tomar en pequeñas cantidades y, en casos de patologías, se debe consultar antes con el profesional de la salud que corresponda en casa caso particular.

Algunas personas podrían notar irritación sobre la piel cuando se aplica de forma externa.
Está contraindicado el uso continuado del jengibre. Es preferente usarlo dos semanas y descansar por otro periodo de tiempo igual o superior.
No tomar en caso de fiebre, ya que, el jengibre puede subir la temperatura corporal.

Estas son recomendaciones generales, si estás tomando algún medicamento o estás llevando algún tratamiento, consulta con tu médico antes de tomar jengibre.

Serebro-Cahomaha

Serebro (Серебро, «plata», en ruso) es un trío musical pop ruso de Moscú compuesto por Olga Seryabkina, Katya Kischuk y Polina Favorskaya. 

Participaron en el Festival de Eurovision 2007 con la canción "Song #1", quedando en tercer lugar. Este grupo saltó a la fama con la canción "Mama Lover", cuyo video se viralizó en YouTube. A lo largo de su trayectoria han tenido múltiples éxitos musicales, tales como "Skazhi ne Molchi", "Gun", "Malo Tebya", "Mi Mi Mi" y "Ugar", entre muchos otros, considerándose una de las agrupaciones rusas más importantes y exitosas en la historia de este país. El grupo fue formado por el productor Maxim Fadeev.