Clasificación Espectral

Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.

Clase	Temperatura1 (kelvins)	Color convencional	Color aparente2 34	Masa1 (Masa solar)	Radio1 (Radio solar)	Luminosidad1 (bolométrica)	Hidrógeno líneas	Fracción de la Secuencia principal5
O	≥ 33.000 K	azul	azul	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Débil-Media	~0.00003%
B	10,000–33,000 K	azul a blanco azulado	azul a blanco azulado	2.1–16 M☉	1.8–6.6 R☉	25–30,000 L☉	Medio	0.13%
A	7,500–10,000 K	blanco	blanco a blanco azulado	1.4–2.1M☉	1.4–1.8 R☉	5–25 L☉	Fuerte	0.6%
F	6,000–7,500 K	blanco amarillento	blanco	1.04–1.4M☉	1.15–1.4R☉	1.5–5 L☉	Medio	3%
G	5,200–6,000 K	amarillo	blanco amarillento	0.8–1.04M☉	0.96–1.15R☉	0.6–1.5 L☉	Débil	7.6%
K	3,700–5,200 K	naranja	anaranjado	0.45–0.8M☉	0.7–0.96R☉	0.08–0.6 L☉	Muy débil	12.1%
M	≤ 3,700 K	rojo	rojo anaranjado	≤ 0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Muy débil	76.45%

Diagrama de Hertzprung- Russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado comodiagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

ASOCIACIONES ESPECTRALESEn astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.

Estrellas Variables

El estudio fotográfico de los espectros estelares el astrónomo Edward Pickering condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. representado por la estrella Epsilon Orionis.Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes.El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Evolución estelar.

La evolución estelar comprende, a grandes rasgos, el proceso vital de las estrellas. Las estrellas también nacen, se desarrollan y mueren, pasando por diferentes fases más o menos espectaculares, las cuales determinan cómo se comportará una estrella en el futuro, y qué es lo que le puede pasar en las etapas finales de su vida. El proceso de evolución estelar abarca miles de millones de años, pero los astrónomos han podido observar estrellas en distintos periodos, y por tanto formarse un esquema general de su evolución. A continuación se sintetizan sus principales etapas.Formación de la estrellaLas estrellas se forman a partir de nubes de gas interestelar. Existen mecanismos exteriores a la nube que la comprimen y aumentan su densidad, pudiendo contraerse entonces por efecto de la gravedad aunque su masa sea menor; por otra parte, al contraerse, la nube se fragmenta en trozos más pequeños que pueden originar embriones estelares. Como sucede en cualquier gas, aparece una presión que tiende a frenar la caída de materia hacia el centro, a detener la contracción. Llega un momento en que la presión contrarresta casi exactamente la atracción gravitatoria: en la zona en la que esto sucede cesa prácticamente la contracción (en realidad sigue, pero lo hace muy lentamente). Se empieza a formar un núcleo caliente en torno al cual giraba la parte exterior de la nebulosidad, hasta que existe la temperatura suficiente para generar reacciones termonucleares, como la fusión nuclear; una vez que ocurre esto, se empieza a generar energía; la estrella empieza a brillar.Una vez que la estrella empieza a conformarse como tal, debe respetar dos equilibrios fundamentales durante toda su vida. El Equilibrio Térmico, es decir que toda la energía producida en su interior debe estar balanceada con la energía que es radiada al exterior, y además con su temperatura interna. El segundo es el Equilibrio Hidrostático; la presión a cualquier profundidad de la estrella debe ser suficiente para compensar el peso de las capas superiores. Ambos equilibrios se mantienen a lo largo de millones de años, tiempo durante el cual la estrella tendrá una vida estable. La masa de la nube de gas va a determinar la masa de la estrella, y junto con ello, va a determinar como serán los siguientes pasos de su evolución.
Vida activa de la estrellaUna vez que la estrella ya está consolidada como tal, comienza un periodo de vida activa sin mayores interrupciones. Junto con la etapa pasada de formación, también pudieron haberse formado planetas a su alrededor, producto de los restos de polvo y gas circundantes. Mientras la estrella se mantiene estable, se encontrará dentro de algo que se conoce como la Secuencia principal, un estado en que se hallan la mayoría de las estrellas. En este estado la estrella funciona quemando hidrógeno mediante fusión nuclear, principalmente; las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida en la secuencia principal.Existen distintos tipos de estrellas en la secuencia principal, dentro de su vida activa. Hay algunas muy grandes y masivas, como las gigantes azules, así como muy pequeñas y de poca masa, como las enanas rojas; nuestro Sol se encuentra en la secuencia principal catalogada como una enana amarilla. Precisamente, según la masa y características de la estrella, se determina el modo en que ésta va a quemar su hidrógeno; la combustión del hidrógeno se lleva a cabo mediante una cadena de reacciones, donde destacan las cadenas PP (protón-protón) y el Ciclo CNO (intervención de carbono, nitrógeno y oxígeno). Asimismo, según la masa y características de la estrella, se determina el tiempo que ésta estará en la secuencia principal, para luego pasar a sus etapas finales.
 Etapas finales de la estrellaLas estrellas llegan las etapas finales de su vida cuando empieza a agotarse su combustible principal, el hidrógeno. Como el hidrógeno se consume para transformarse en helio durante las reacciones de fusión nuclear, el helio comienza a acumularse en el centro de la estrella; llegado un momento, el helio comienza a interrumpir las reacciones de fusión, disminuyendo su presión y obligándola a comprimirse y calentarse mucho más. Así comienza una serie de nuevas reacciones de combustión de nuevos combustibles, que provocan una expansión de la envoltura de la estrella, cuyas capas externas se van enfriando paulatinamente. Este nuevo equilibrio previo a su desenlace final, ha transformado la estrella en una Gigante roja, la cual se encuentra fuera de la secuencia principal; tal como ha ocurrido anteriormente, la masa inicial de la estrella determinará su futuro luego de este punto.Aquí comienza el principio del fin de la estrella, que puede expresarse de distintas maneras. Por una parte puede transformarse en una enana blanca, sostenida por un proceso llamado repulsión entre electrones y dejando a su alrededor una capa gaseosa llamada nebulosa planetaria, que corresponde a la expulsión de sus capas exteriores como gigante roja; por otra parte, pueden evolucionar a otra fase llamada supergigante roja, iniciando nuevas reacciones de combustión, dando paso a fenómenos más extravagantes como una supernova o un agujero negro, en donde también puede quedar un remanente estelar conocido como enana de neutrones, donde sus miembros más característicos son los pulsares. De este modo, como se puede ver, existe una gran variedad de destinos que puede tener una estrella hacia el final de su vida. Una estrella de neutrones nace en las últimas etapas de una estrella masiva como consecuencia de una explosión de supernova. La implosión se da después de que se lleva a cabo la fotodesintegración del hierro en el núcleo de la estrella, y los electrones se unen a los protones formando neutrones y neutrinos.Las estrellas de neutrones contienen un empuje gravitatorio extremadamente fuerte, mucho mayor que el de la tierra.  Esta fuerza gravitatoria es impresionante dado el pequeño tamaño de la estrella.

Nuestro Universo: ESTRELLAS

Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. En términos más técnicos y precisos, podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidroestático.

Un sistema estelar es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

Estrellas ligadas: Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas. Los cúmulos, como así se llaman estas concentraciones, son fruto de grandes brotes de formación estelar.

Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años).
Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por sumetalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo).
La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente.Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color
                  

 LA MASA DE LAS ESTRELLASLa masa es todo lo que está compuesto por partículas atómicas y al ser acelerado genera una fuerza. En el sistema métrico, la unidad de la masa es el kilogramo, kg.Todas las partículas con masa tienen la propiedad de atraerse unas con otras debido a la fuerza de gravedad. Esta fuerza actúa de manera que cuanto más masa tengan las partículas mayor será la fuerza de gravedad entre ellas. Además, cuanto más cercanas estén las partículas, también mayor será la fuerza. En el sistema métrico, la unidad de la fuerza es el Newton, N.Al hablar de las estrellas, diremos que tienen una masa dada por el número de átomos en ellas.Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.Lo interesante aquí, es que la gran mayoría de las estrellas tienen masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100 veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.Los extremos en las masas de las estrellas.Como mencionamos antes, las estrellas nacen cuando enormes nubes de gas comienzan a colapsar, llega el momento en que estas nubes se fragmentan, pero sus fragmentos continúan colapsando, mientras van tomando una figura esférica. Cuando se alcanzan las condiciones de temperatura (unos 2.3 millones de K) en el centro de estos trozos de gas, la estrella se enciende y comienza a brillar con luz propia. A partir de este momento aparece en escena la fuerza de radiación, es decir, la fuerza que los fotones de luz generados en el núcleo estelar ejercen sobre el gas colapsando. La fuerza de gravedad, empujando el gas hacia el centro de la estrella, y la fuerza de radiación empujando hacia afuera, comienzan una lucha, que definirá como será la vida de esa estrella.

PARTES DE LA ESTRELLAUna estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convicción o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y conectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

ANÁLISIS DE UN ESTRELLA

El astrosismólogo detecta, en realidad, variaciones de la intensidad luminosa proveniente de la estrella. Dichas variaciones son periódicas y obedecen a deformaciones de la superficie estelar inducidas por los modos naturales de oscilación de la estrella. Se trata de los modos propios de vibración, como los característicos de los instrumentos musicales. Cada modo de oscilación se corresponde con una variación de la luz única, lo que permite su identificación (de la misma manera que reconocemos una nota musical).

El análisis de los modos de oscilación permite al científico, mediante modelos matemáticos, escudriñar el interior de las estrellas y aprender muchas cosas sobre su estructura y evolución, así como sobre los diversos procesos físicos que en ellas tienen lugar. Así pues, gracias a la Astrosismología es posible, por ejemplo, conocer la distribución de la masa de una estrella, de su densidad, temperatura o presión; es posible estudiar cómo rota el material estelar en cada punto o cómo se mezclan los elementos químicos debido a la rotación; es posible analizar qué papel juega la difusión, la convección, turbulencia, etc.
Todo ello convierte a la Astrosismología en el gran laboratorio de la Física Estelar, cuyos resultados son usados a diario en muchos otros campos de la Astrofísica, como por ejemplo, para la determinación de las edades de los cúmulos globulares – algo muy valioso para inferir la edad del Universo – o para comprender el origen de los elementos químicos o incluso la historia del Sol y del Sistema Solar.

TIEMPO DE VIDA DE UN ESTRELLAMientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscencia. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro.En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar. dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas.

Teoría de las Cuerdas.

¿Cómo son las interacciones en el mundo subatómico?: líneas espacio-tiempo como las partículas subatómicas. en el Modelo estándar (izquierda) o Cuerda cerrada sin extremos y en forma de círculo como afirma la teoría de cuerdas (derecha).
Niveles de aumento de la materia:1.  Materia.
2.  Estructura molecular.
3.  Átomos.
4.  Electrones.
5.  Quarks.
6.  Cuerdas.
La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".
De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o unquark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.
La siguiente formulación de una teoría de cuerdas se debe a Jöel Scherk yJohn Schwuarz, que en 1974 publicaron un artículo en el que demostraban que una teoría basada en objetos unidimensionales o "cuerdas" en lugar de partículas puntuales podía describir la fuerza gravitatoria. Aunque estas ideas no recibieron en ese momento mucha atención hasta la Primera revolución de supercuerdas de 1984. De acuerdo con la formulación de la teoría de cuerdas surgida de esta revolución, las teorías de cuerdas pueden considerarse de hecho un caso general de teoría de Kaluza-Klein cuantizada. Las ideas fundamentales son dos:
§  Los objetos básicos de la teoría no serían partículas puntuales sino objetos unidimensionales extendidos (en las cinco teorías de cuerdas convencionales estos objetos eran unidimensionales o "cuerdas"; actualmente en la teoría-M se admiten también de dimensión superior o "p-branas"). Esto renormaliza algunos infinitos de los cálculos perturbativos.
§  El espacio-tiempo en el que se mueven las cuerdas y p-branas de la teoría no sería el espacio-tiempo ordinario de 4 dimensiones sino un espacio de tipo Kaluza-Klein, en el que a las cuatro dimensiones convencionales se añaden 6 dimensiones compactificadas en forma devariedad de Calabi-Yau. Por tanto convencionalmente en la teoría de cuerdas existe 1 dimensión temporal, 3 dimensiones espaciales ordinarias y 6 dimensiones compactificadas e inobservables en la práctica.
La inobservabilidad de las dimensiones adicionales está ligada al hecho de que éstas estarían compactificadas, y sólo serían relevantes a escalas tan pequeñas como la longitud de Planck. Igualmente, con la precisión de medida convencional las cuerdas cerradas con una longitud similar a la longitud de Planck se asemejarían a partículas puntuales.
 Desarrollos posteriores.Posteriormente a la introducción de las teorías de cuerdas, se consideró la necesidad y conveniencia de introducir el principio de que la teoría fuera supersimétrica; es decir, que admitiera una simetría abstracta que relacionara fermiones y bosones. Actualmente la mayoría de teóricos de cuerdas trabajan en teorías supersimétricas; de ahí que la teoría de cuerdas actualmente se llame teoría de supercuerdas. Esta última teoría es básicamente una teoría de cuerdas supersimétrica; es decir, que es invariante bajo transformaciones de supersimetría.
Actualmente existen cinco teorías de supercuerdas relacionadas con los cinco modos que se conocen de implementar la supersimetría en el modelo de cuerdas. Aunque dicha multiplicidad de teorías desconcertó a los especialistas durante más de una década, el saber convencional actual sugiere que las cinco teorías son casos límites de una teoría única sobre un espacio de 11dimensiones (las 3 del espacio, 1 temporal y 6 adicionales resabiadas o "compactadas" y 1 que las engloba formando "membranas" de las cuales se podría escapar parte de la gravedad de ellas en forma de "gravitones"). Esta teoría única, llamada teoría M, de la que sólo se conocerían algunos aspectos, fue conjeturada en 1995.
  Variantes de la teoría.La teoría de supercuerdas es algo actual. En sus principios (mediados de los años 1980) aparecieron unas cinco teorías de cuerdas, las cuales después fueron identificadas como límites particulares de una sola teoría: la Teoría M. Las cinco versiones de la teoría actualmente existentes, entre las que pueden establecerse varias relaciones de dualidad son:
1. La Teoría de cuerdas de Tipo I, donde aparecen tanto "cuerdas" y D-branas abiertas como cerradas, que se mueven sobre un espacio-tiempo de 10 dimensiones. Las D-branas tienen 1, 5 y 9 dimensiones espaciales.
2. La Teoría de cuerdas de Tipo IIA, es también una teoría de 10 dimensiones pero que emplea sólo cuerdas y D-branas cerradas. Incorpora dos gravitines (partículas teóricas asociadas al gravitón mediante relaciones de supersimetría). Usa D-branas de dimensión 0, 2, 4, 6, y 8.
3. La Teoría de cuerdas de Tipo IIB.
4. La Teoría de cuerda heterótica SO(32) (Heterótica-O), basada en el grupo de simetría O(32).
5. La Teoría de cuerda heterótica E8xE8 (Heterótica-E), basada en el grupo de Lie excepcional E₈. Fue propuesta en 1987 por Gross, Harvey, Martinec y Rohm.
El término teoría de cuerda se refiere en realidad a las teorías de cuerdas bosónicas de 26 dimensiones y la teoría de supercuerdas de 10 dimensiones, esta última descubierta al añadir supersimetría a la teoría de cuerdas bosónica. Hoy en día la teoría de cuerdas se suele referir a la variante supersimétrica, mientras que la antigua se conoce por el nombre completo de "teoría de cuerdas bosónicas". En 1995, Edward Witten conjeturó que las cinco diferentes teorías de supercuerdas son casos límite de una desconocida teoría de 11 dimensiones llamada Teoría-M. La conferencia donde Witten mostró algunos de sus resultados inició la llamada Segunda revolución de supercuerdas.
En esta teoría M intervienen como objetos animados físicos fundamentales no sólo cuerdas unidimensionales, sino toda una variedad de objetos no perturbativos, extendidos en varias dimensiones, que se llaman colectivamente p-branas (este nombre es una aféresis de "membrana"). Controversia de la teoría.Aunque la teoría de cuerdas, según sus defensores, pudiera llegar a convertirse en una de las teorías físicas más predictivas, capaz de explicar algunas de las propiedades más fundamentales de la naturaleza en términos geométricos, los físicos que han trabajado en ese campo hasta la fecha no han podido hacer predicciones concretas con la precisión necesaria para confrontarlas con datos experimentales. Dichos problemas de predicción se deberían, según el autor, a que el modelo no es falsable, y por tanto, no es científico,¹ o bien a que «La teoría de las supercuerdas es tan ambiciosa que sólo puede ser del todo correcta o del todo equivocada. El único problema es que sus matemáticas son tan nuevas y tan difíciles que durante varias décadas no sabremos cuáles son».

Gran Colisionador de Hadrones.

El Gran Colisionador de Hadrones, GCH es un acelerador y colisionador de partículas ubicado en la Organización Europea para la Investigación Nuclear, cerca de Ginebra, en la frontera franco-suiza. Fue diseñado para colisionar haces de hadrones, más exactamente de protones, de hasta 7 TeV de energía, siendo su propósito principal examinar la validez y límites del Modelo Estándar, el cual es actualmente el marco teórico de la física de partículas, del que se conoce su ruptura a niveles de energía altos.
Dentro del colisionador dos haces de protones son acelerados en sentidos opuestos hasta alcanzar el 99,99% de la velocidad de la luz, y se los hace chocar entre sí produciendo altísimas energías (aunque a escalas subatómicas) que permitirían simular algunos eventos ocurridos inmediatamente después del big bang.
El LHC es el acelerador de partículas más grande y energético del mundo. Usa el túnel de 27 km de circunferencia creado para el Gran Colisionador de Electrones y Positrones (LEP en inglés) y más de 2000 físicos de 34 países y cientos de universidades y laboratorios han participado en su construcción.
Una vez enfriado hasta su temperatura de funcionamiento, que es de 1,9 K (menos de 2 grados por encima del cero absoluto o −271,15 °C), los primeros haces de partículas fueron inyectados el 1 de agosto de 2008,² y el primer intento para hacerlos circular por toda la trayectoria del colisionador se produjo el 10 de septiembre del año 2008. Aunque las primeras colisiones a alta energía en principio estuvieron previstas para el 21 de octubre de 2008,⁴ el experimento fue postergado debido a una avería que produjo la fuga del helio líquido que enfría uno de los imanes superconductores. 

A fines de 2009 se volvió a poner en marcha, y el 30 de noviembre del 2010 se convirtió en el acelerador de partículas más potente al conseguir energías de 1,18 TeV en sus haces, superando el récord anterior de 0,98 TeV establecido por el Tevatrón estadounidense. El 30 de marzo de 2010 las primeras colisiones de protones del LHC alcanzaron una energía de 7 TeV (al chocar dos haces de 3,5 TeV cada uno) lo que significó un nuevo récord para este tipo de ensayos. En 2012 el LHC empezó a funcionar a 4 TeV por haz y al finalizar ese año entrará en parada durante 20 meses para realizar las mejoras necesarias para la operación a la energía máxima de 7 TeV por haz; la reapertura está prevista para finales de 2014.
Este instrumento permitió confirmar la existencia de la partícula conocida como bosón de Higgs el 4 de julio del 2012, a veces llamada“partícula de la masa”. La observación de esta partícula confirmaría las predicciones y "enlaces perdidos" del Modelo Estándar de la física, pudiéndose explicar cómo las otras partículas elementales adquieren propiedades como la masa.
 Verificar la existencia del bosón de Higgs sería un paso significativo en la búsqueda de una teoría de la gran unificación, que pretende relacionar tres de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas, quedando fuera de ella únicamente la gravedad. Además este bosón podría explicar por qué la gravedad es tan débil comparada con las otras tres fuerzas.^{n. 2} Junto al bosón de Higgs también podrían producirse otras nuevas partículas cuya existencia se ha predicho teóricamente, y para las que se ha planificado su búsqueda,⁹ como los strangelets, los micro agujeros negros, el monopolo magnético o las partículas supersimétricas.  

Experimentos

Los protones se acelerarán hasta tener una energía de 7 TeV cada uno (siendo el total de energía de la colisión de 14 TeV). Se están construyendo 5 experimentos para el LHC. Dos de ellos, ATLAS y CMS, son grandes detectores de partículas de propósito general. Los otros tres, LHCb, ALICE y TOTEM, son más pequeños y especializados. El LHC también puede emplearse para hacer colisionar iones pesados tales como plomo (la colisión tendrá una energía de 1150 TeV). Los físicos confían en que el LHC proporcione respuestas a las siguientes cuestiones:

§  El significado de la masa (se sabe cómo medirla pero no se sabe qué es realmente).
§  La masa de las partículas y su origen (en particular, si existe el bosón de Higgs).
§  El origen de la masa de los bariones.
§  Número de partículas totales del átomo.
§  A saber el por qué tienen las partículas elementales diferentes masas (es decir, si interactúan las partículas con un campo de Higgs).
§  El 95% de la masa del universo no está hecha de la materia que se conoce y se espera saber qué es la materia oscura.
§  La existencia o no de las partículas supersimétricas.
§  Si hay dimensiones extras, tal como predicen varios modelos inspirados por la Teoría de cuerdas, y, en caso afirmativo, por qué no se han podido percibir.
§  Si hay más violaciones de simetría entre la materia y la antimateria.
§  Recrear las condiciones que provocaron el Big Bang.¹¹El LHC es un proyecto de tamaño inmenso y una enorme tarea de ingeniería. Mientras esté encendido, la energía total almacenada en los imanes es 10 gigajulios y en el haz 725 megajulios.
 PresupuestoLa construcción del LHC fue aprobada en 1995 con un presupuesto de 2600 millones de Francos suizos (alrededor de 1700 millones de euros), junto con otros 210 millones de francos (140 millones €) destinados a los experimentos. Sin embargo, este coste fue superado en la revisión de 2001 en 480 millones de francos (300 millones de €) en el acelerador, y 50 millones de francos (30m €) más en el apartado para experimentos.¹³ Otros 180 millones de francos (120m €) más se han tenido que destinar al incremento de costes de las bobinas magnéticas superconductoras. Y todavía persisten problemas técnicos en la construcción del último túnel bajo tierra donde se emplazará elSolenoide compacto de muones (CMS). El presupuesto de la institución aprobado para 2008, es de 660.515.000 euros para un total de 53.929.422 euros.
El recorte de fondos previsto para el año 2011 es de 15 millones de francos suizos dentro de los 1.100 millones de euros del presupuesto total, lo que representaría menos del 1,5 por ciento de inversión anual; al año siguiente un dos por ciento; así hasta ahorrar 262 millones de euros para 2015.^14 15El delegado científico de España en el CERN, Carlos Pajares, ha asegurado que el Gran Colisionador de Hadrones o LHC no se verá afectado por el recorte de fondos previsto por la institución científica ante la crisis económica.
"Todos los países dijimos que no había que tocar el programa del LHC y es lo que se hizo. El director general ha enviado un mensaje a toda la comunidad científica diciendo que el CERN se ha apretado el cinturón igualmente pero el LHC no va a sufrir", ha señalado Carlos Pajares.^14 15 Alarmas sobre posibles alarmas.Desde que se proyectó el Gran Colisionador Relativista de Iones (RHIC), el estadounidense Walter Wagner y el español Luis Sancho¹⁶denunciaron ante un tribunal de Hawái al CERN y al Gobierno de Estados Unidos, afirmando que existe la posibilidad de que su funcionamiento desencadene procesos que, según ellos, serían capaces de provocar la destrucción de la Tierra. Sin embargo su postura es rechazada por la comunidad científica, ya que carece de cualquier respaldo matemático que la apoye.
Los procesos catastróficos que denuncian son:¹⁷§  La formación de un agujero negro estable.
§  La formación de materia extraña supermasiva, tan estable como la materia ordinaria.
§  La formación de monopolos magnéticos (previstos en la teoría de la relatividad) que pudieran catalizar el decaimiento del protón.
§  La activación de la transición a un estado de vacío cuántico.
A este respecto, el CERN ha realizado estudios sobre la posibilidad de que se produzcan acontecimientos desastrosos como microagujeros negros inestables, redes, o disfunciones magnéticas. La conclusión de estos estudios es que "no se encuentran bases fundadas que conduzcan a estas amenazas".
 §  En el hipotético caso de que se creara un agujero negro, sería tan infinitamente pequeño que podría atravesar la Tierra sin tocar ni un solo átomo, ya que el 95% de estos son espacios vacíos. Debido a esto, no podría crecer y alcanzaría el espacio, donde su probabilidad de chocar contra algo y crecer, es aún más pequeña.^{[cita requerida]}§  El planeta Tierra está expuesto a fenómenos naturales similares o peores a los que serán producidos en el LHC.
§  Los rayos cósmicos alcanzan continuamente la Tierra a velocidades (y por tanto energías) enormes, incluso varios órdenes de magnitud mayores a las producidas en el LHC.
§  El Sol, debido a su tamaño, ha recibido 10.000 veces más.
§  Considerando que todas las estrellas del universo visible reciben un número equivalente, se alcanzan unos 10³¹ experimentos como el LHC y aún no se ha observado ningún evento como el postulado por Wagner y Sancho.
§  Durante la operación del colisionador de iones pesados relativistas (RHIC) en Brookhaven (EE.UU.) no se ha observado ni un solostrangelet. La producción de strangelets en el LHC es menos probable que el RHIC, y la experiencia en este acelerador ha validado el argumento de que no se pueden producir strangelets.
Estos argumentos no impidieron que hubiera revueltas e incluso un suicidio por temor al fin del mundo cuando LHC lanzó su primera partícula el 10 de septiembre del 2008.
 

Modelo Inflacionario.

La inflación cósmica es un conjunto de propuestas en el marco de la física teórica para explicar la expansión ultrarrápida del universo en los instantes iniciales y resolver el llamado problema del horizonte.La inflación fue por primera vez propuesta por el físico y cosmólogo estadounidense Alan Guth en 1981¹ e independientemente Andrei Linde,² y Andreas Albrecht junto con Paul Steinhardt³ le dieron su forma moderna.Aunque el mecanismo responsable detallado de la física de partículas para la inflación se desconoce, la imagen básica proporciona un número de predicciones que se han confirmado por pruebas observacionales. La inflación es actualmente considerada como parte del modelo cosmológico estándar de Big Bang caliente. La partícula elemental o campo hipotético que se piensa que es responsable de la inflación es llamada inflatón.La inflación sugiere que hubo un periodo de expansión exponencial en el Universo muy pre-primigenio. La expansión es exponencial porque la distancia entre dos observadores fijos se incrementa exponencialmente, debido a la métrica de expansión del Universo (un espacio-tiempo con esta propiedad es llamado un espacio de Sitter). Las condiciones físicas desde un momento hasta el siguiente son estables: la tasa de expansión, dada por la constante de Hubble, es casi constante, lo que lleva a altos niveles de simetría. La inflación es a menudo conocida como un periodo de expansión acelerada porque la distancia entre dos observadores fijos se incrementa a una tasa acelerante cuando se mueven alejándose. (Sin embargo, esto no significa que el parámetro de Hubble se esté incrementando, ver parámetro de deceleración). Motivación.La inflación resuelve varios problemas en la cosmología del Big Bang que fueron señalados en los años 1970. Estos problemas vienen de la observación que para parecerse a como es el Universo hoy, el Universo tendría que haber empezado de unas condiciones iniciales "especiales" o muy puestas a punto cerca del Big Bang. La inflación resuelve estos problemas proporcionando un mecanismo dinámico que conduce al Universo a este estado especial, de esta manera formando un Universo como el nuestro mucho más natural en el contexto de la teoría del Big Bang.La inflación cósmica tiene el efecto importante de resolver heterogeneidades, anisotropía y la curvatura del espacio. Esto pone al Universo en un estado muy simple, en el que está completamente dominado por el campo inflatón y las únicas heterogeneidades significativas son las débiles fluctuaciones cuánticas en el inflatón. La inflación también diluye partículas pesadas exóticas, como los monopolos magnéticos predichos por muchas extensiones del modelo estándar de física de partículas. Si el Universo estuviese lo suficientemente caliente como para formar tales partículas anteriores al periodo de inflación, no serían observados en la Naturaleza, ya que serían tan raras que es bastante probable que no haya ninguna en el Universo observable. Juntos, estos efectos se llaman el "teorema de no-pelo inflacionario"⁵ por analogía con el teorema de no pelo para los agujeros negros.