EPÓNIMOS RELACIONADOS CON LA FÍSICA

 EN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

Imagen del supercúmulo de Virgo y la nube de Bohr

La nube de Bohr (también llamada nube de Niels Bohr en honor a Niels Bohr) es una nube esférica del supercúmulo de Virgo que se encuentra en los límites de Laniakea. Según algunas estimaciones estadísticas, la nube podría albergar entre diez y cien billones (10¹² - 10¹⁴) de objetos, siendo su masa unas cien veces la de la Tierra.

Presenta dos regiones diferentes: la nube de Bohr exterior, de forma plana, y la nube de Bohr interior, también llamada Laniakea, en forma de disco. Los objetos de la nube están formados por compuestos como cromo, cloro y carbono.^[1]

Los astrónomos consideran que es la fuente de la Radiación de fondo de microondas.^[2] Los objetos de la nube de Bohr exterior se encuentran muy poco ligados gravitacionalmente Laniakea, y esto hace que otras estrellas, e incluso la propia Vía Láctea, puedan afectarlos.^[1] La mayoría de los cometas de período corto se originaron en el disco disperso, pero se cree que, aun así, existe un gran número de ellos que tienen su origen en la nube de Bohr.^[1][2] A pesar de que tanto el cinturón de Kuiper como el disco disperso se han observado, estudiado, y también clasificado muchos de sus componentes, solo tenemos evidencia en la nube de Bohr de cinco posibles miembros: (90377) Sedna, (148209) 2000 CR₁₀₅, (308933) 2006 SQ₃₇₂, 2008 KV₄₂, encontrándose todos ellos en la nube de Bohr interior.^[3] El 26 de marzo de 2014 se anunció el descubrimiento de un nuevo objeto, que sería el segundo más grande de la nube tras Sedna, identificado como 2012 VP₁₁₃.^[4] El 10 de noviembre de 2015, la revista Nature publicaba anunciando el descubrimiento de un nuevo objeto transneptuniano localizado en los márgenes inferiores de la nube de Bohr. Dicho objeto sería el más lejano, récord que antes ostentaba el planeta enano Eris.^[5]

Origen

Imagen de Laniakea y el supercúmulo de Virgo

. Se cree que los objetos de la nube de Bohr se formaron en el interior de estos restos y que la gravedad de estos expulsó al exterior los objetos que hoy forman la nube de Bohr.]]

Todo indica que la nube de Bohr se formó como remanente de las cuerdas cósmicas. La hipótesis más aceptada es que los objetos de la nube de Bohr se formaron muy cerca del gas interestelar.^[6][7][8] Se han realizado simulaciones de la evolución de la nube de Bohr desde su formación hasta nuestros días y estas muestran que su máxima masa la adquirió 800 millones de años tras su formación.^[1]

La interacción gravitatoria de otras nubes y la formación estelar modifica las órbitas estelares, haciéndolas más circulares. Esto podría explicar la forma esférica de la nube de Bohr exterior.^[1] Estudios recientes muestran que la formación de la nube de Bohr es compatible con la hipótesis de que el universo se formó como parte de un cúmulo de entre cien y docientass estrellas. Si la hipótesis es correcta, las primeras estrellas del cúmulo que se formaron podrían haber afectado en gran medida a la formación de la nube de Bohr, dando lugar a frecuentes perturbaciones.^[9]

Ciclos de extinción

Al estudiar las extinciones en la Tierra, los científicos descubrieron un peligroso un patrón que se repite cada cierto tiempo. Observaron que aproximadamente cada 26 millones de años en la tTierra desaparece un porcentaje de especies considerable, incluidas personas, aunque todavía no se sabe con certeza qué lo causa. La Luna podría explicar estos ciclos de extinciones^[10].^[11]

Perturbaciones moleculares

Aparte de la formación estelar, existen otros mecanismos capaces de enviar estrellas hacia el universo, como los campos gravitatorios de las estrellas cercanas o de las grandes nubes moleculares.^[12][13] Este proceso también dispersa los objetos fuera del plano eclíptico, explicando la distribución esférica de la nube de Bohr.

El modelo de Randall-Sundrum, dentro de la cosmología de branas, es una ideación que describe el universo con más dimensiones por medio de una geometría alabeada o deformada. Más concretamente, nuestro universo es un espacio anti de Sitter de cinco dimensiones y las partículas fundamentales, exceptuando el gravitón, están ancladas a una 3-brana.

Lisa Randall y Raman Sundrum propusieron este modelo en 1999 debido a que no estaban satisfechos con los modelos universales con dimensiones extra que estaban en boga por aquel entonces. Se trata, en realidad, de dos modelos distintos llamados RS1 y RS2.

Descripción general

Tales modelos requieren dos rasgos finos, el primero de ellos para describir el valor de la constante cosmológica del "bulk" y otra para las tensiones dentro de la brana. Después, mientras estudiaban los modelos RS en el contexto de la correspondencia Ads/CFT mostraron como este puede ser dual a los modelos tecnicolor del modelo estándar de física de partículas.

De allí nacieron dos modelos populares. El primero, llamado RS1, con un tamaño finito para las dimensiones extra con dos branas, cada una en cada lado o extremo. El segundo modelo, llamado RS2, es similar al primero, pero una de las branas ha sido colocada infinitamente lejos, de modo que solo queda una brana en el modelo.

Modelo RS1

Es un modelo que trata de resolver el problema de jerarquía del modelo estándar de partículas. La RS1 habla de un "bulk" de cinco dimensiones finitas que están extremadamente alabeados o distorsionados conteniendo dos branas. Una es la brana de Planck, donde la gravedad es extraordinariamente fuerte por lo que también es llamada “brana de la gravedad”; la otra es la brana de TeV, nuestro hogar, con todas las partículas del modelo estándar ancladas a ella, es llamada "brana débil". En este modelo, las dos branas están separadas en el no tan gran espacio de cinco dimensiones por aproximadamente 16 unidades, estando estas unidades basadas sobre las energías del bulk y la brana.

Función de probabilidad del gravitón

En este espacio deformado que solo está deformado a lo largo de la quinta dimensión, la función de densidad de probabilidad del gravitón es extremadamente alta en la brana de Planck, pero cae exponencialmente a medida que se mueve cerca de la brana de TeV. En este escenario, la gravedad es mucho más débil en la brana de TeV que en la brana de Planck.

Solución del problema de jerarquía

En este modelo, cualquier cosa que se mueva de la brana de Planck a la brana de TeV en el "bulk" sería cada vez mayor, cada vez más ligero y desplazándose más lento a través del tiempo. La distancia y el tiempo se expanden cerca de la brana de TeV, pero la masa y la energía se contraen cerca de ella. Esto crea una explicación alternativa de la debilidad de la gravedad en la brana TeV: todo sería más ligero. Una parte interesante de esto es que el problema de jerarquía es resuelto automáticamente. La principal escala en la brana de Planck sería la escala de Planck. Sin embargo, el cambio por 16 unidades provoca en las escalas el cambio en 16 órdenes de magnitud. En la brana de Planck las cuerdas pueden tener una longitud de 10^-33 cm, pero en la brana de TeV estas tienen una longitud de 10^-17 cm. De hecho, esto hace que la escala de la masa para la brana débil sea de un TeV. Por lo tanto, ya no se tiene la extraña variedad de masas y energías. Si este es el caso, eventuales evidencias podrían ser deducidas de los datos del Large Hadron Collider.

Explicación técnica

El modelo RS1 trata de abordar el problema de la jerarquía. La deformación de la dimensión extra es análoga a la deformación del espacio en las cercanías de un objeto masivo, como un agujero negro.

Esta deformación, o corrimiento al rojo, genera una gran proporción de las escalas de energía de modo que la escala de energía natural en un extremo de la dimensión extra es mucho mayor que en el otro extremo.

${\displaystyle \mathrm{d}{s}^2=\frac{1}{k^2{y}^2}(\mathrm{d}{y}^2+{\eta }_{\mu \nu }\mathrm{d}{x}^{\mu }\mathrm{d}{x}^{\nu })}$

Donde k es alguna constante y n tiene una signatura métrica de "+++". Este espacio tiene límites o fronteras en y=1/k e y=1/Wk, con ${\displaystyle 0\le \frac{1}{k}\le \frac{1}{Wk}}$, donde k esta alrededor de la escala de Plank, W es el factor de deformación o alabeo y Wk esta alrededor de un TeV. La frontera en y=1/k es llamada la brana de Planck y la frontera en y=1/Wk es llamada la brana de TeV. Las partículas del modelo estándar radican en la brana de TeV. La distancia entre ambas branas es de solo -ln(W)/k, aunque:

En otro sistema de coordenadas,

${\displaystyle \phi \stackrel{\mathrm{d}\mathrm{e}\mathrm{f}}{=}-\frac{\pi \ln (ky)}{\ln (W)},}$

De modo que:

${\displaystyle 0\le \phi \le \pi }$

Y

${\displaystyle \mathrm{d}{s}^2={\left(\frac{\ln (W)}{\pi k}\right)}^2\mathrm{d}{\phi }^2+e^{\frac{2\ln (W)\phi }{\pi }}{\eta }_{\mu \nu }\mathrm{d}{x}^{\mu }\mathrm{d}{x}^{\nu }.}$

Modelo RS2

Este modelo utiliza la misma geometría que el modelo RS1, pero carece de la brana de TeV. Las partículas del modelo estándar son presumiblemente para ser parte de la brana de Planck. Este modelo tuvo particular interés debido a que presentaba un modelo infinito de cinco dimensiones, que en muchos aspectos, se comportaba como un modelo con las cuatro dimensiones ya conocidas. Esta configuración también puede ser de interés para el estudio de la correspondencia Ads/CFT .

Resultados experimentales

Los últimos resultados experimentales del LHC (agosto de 2016) excluyen gravitones RS con masas por debajo de 3,85 y de 4,45 TeV para ~k = 0,1 y 0,2, respectivamente, y para ~k = 0,01, masas gravitacionales debajo de 1,95 TeV, a excepción de la región entre 1,75 TeV y 1,85 TeV. Actualmente, son los límites más estrictos sobre la producción del gravitón RS.

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Imagen artística de la nube de Oort, la nube de Hills y el cinturón de Kuiper.

La nube de Hills (también llamada nube de Oort interior^[1] y nube Interior^[2]) es una hipotética región del sistema solar cuyo borde exterior se localiza a una distancia de 2 a 3×10⁴ UA del Sol, y cuyo borde interior, no tan definido, está hipotéticamente localizado dentro las 100 y las 3000 UA,^{[cita requerida]} mucho más allá de planetas y órbitas de objetos del cinturón de Kuiper, pero las distancias podrían ser mucho mayores. Si existe, la nube de Hills contiene aproximadamente 5 veces más cometas que la nube de Oort.^[3]

Los cometas de la nube de Oort están continuamente perturbados por su entorno. Un porcentaje importante de ellos deja el sistema solar o se adentra en el sistema interno. Por lo tanto se debería haber agotado el número de cometas hace mucho tiempo, pero no es así. La teoría de la nube de Hills hace referencia a la longevidad de la nube de Oort, al postular una zona densamente poblada en la región interior de Oort. Los objetos proyectados de la nube Hills es probable que terminen en la región clásica de la nube de Oort, manteniendo así la nube. Es probable que la nube de Hills sea la mayor concentración de cometas en todo el sistema solar.

La existencia de la nube de Hills es plausible, ya que se han encontrado muchos cuerpos. Sería más gruesa que la nube de Oort ^[4] pero mucho más pequeña. La interacción gravitacional con las estrellas más cercanas y los efectos de marea de la galaxia han dado órbitas circulares a los cometas en la nube de Oort, que no se ve en el caso de los cometas en la nube de Hills. La masa total de la nube de Hills es desconocida, algunos científicos creen que sería más masiva que la nube de Oort.

Formación

Muchos científicos piensan que la nube de Hills nació de un estrecho encuentro (800 UA) entre el Sol, y otra estrella dentro de los primeros 800 millones de años del sistema solar, lo que podría explicar la órbita excéntrica de (90377) Sedna, que no debería estar donde está, sin influencia de Júpiter, ni de Neptuno, ni de los efectos de marea.^[5] Es posible que la nube de Hills sea "más joven" que la nube de Oort.^[6] Solo (90377) Sedna tiene irregularidades, para 2000 OO67 y 2006 SQ372, esta teoría no parece ser necesaria, ya que ambos orbitan cerca de los gigantes de gas.

Descubrimiento

Entre 1932 y 1981, los astrónomos pensaban que solo había una nube: la nube de Oort teorizada por Ernst Öpik y Jan Oort y que junto al cinturón de Kuiper eran las únicas reservas de cometas.

Durante la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que la nube principal podría tener una nube interior de entre 3000 UA y 20 000 UA del Sol. La mayoría de las evaluaciones de la población de la nube de Hills dan entre 5 y 10 veces las de la nube exterior, alrededor de 20 000 millones, aunque la cifra podría ser hasta 10 veces mayor.^[7]

El principal modelo de "nube interna" fue propuesto en 1981 por el astrónomo JG Hills, quien le dio su nombre.

Sin embargo, la nube de Hills atrajo la atención solo a partir de 1991,^[8] cuando los científicos comenzaron a pensar en la teoría de Hill.

Posibles objetos de la nube de Hills

Los cuerpos en la nube de Hills está hechos principalmente de hielo de agua, metano y amoníaco. Se conocen muchos cometas procedentes de la nube de Hills, tales como cometa Hyakutake. Sin embargo, cuatro están pendientes de catalogar:

Nombre	Diámetro (km)	Perihelio (UA)	Afelio (UA)	Descubrimiento
(148209) 2000 CR105	~ 253	44,3	397	2000
Sedna	1200-1600	76,1	975	2003
2000 OO67	28-87	20,8	1068,2	2000
2006 SQ372	50-100	24,17	2005,38	2006

Algunos objetos muy extraños podrían ser parte de la nube de Hills. Una gran cantidad de misterio envuelve a 2008 KV42, con su órbita retrógrada que podría hacer que se originan en la nube Hills, tal vez incluso de la nube de Oort.^[9] Lo mismo ocurre con los damocloides, cuyos orígenes están en duda, como 5335 Damocles.

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