title: Talibán

text: Los talibanes son un movimiento de seminaristas religiosos (talib) de las áreas pastún del este y sur de Afganistán que fueron educados en escuelas islámicas de Pakistán. También había estudiantes tayikos y uzbecos, distinguiéndose de los grupos más etnocéntricos de los muyahidines "que desempeñaron un papel clave en el rápido crecimiento y éxito de los talibanes".


title: Talibán

text: El grupo fue fundado en septiembre de 1994 por el mulá Mohammad Omar en su ciudad natal de Kandahar con 50 seminaristas. Omar había estado estudiando jurisprudencia islámica desde 1992 en la escuela coránica de Sang-i-Hisar en Maiwand (norte de Provincia de Kandahar). No estaba de acuerdo de que la ley islámica no se aplicara en Afganistán después del derrocamiento del régimen comunista, por lo que se comprometió, junto a su grupo, a librar a Afganistán de los señores de la guerra y criminales.


title: Talibán

text: En pocos meses, se unieron al grupo unos 15.000 estudiantes musulmanes, la mayoría refugiados afganos de Pakistán que habían estudiado en la escuela islámica de Jamiat Ulema-e-Islam (F)


title: Talibán

text: En medio de la guerra fría, en un esfuerzo por ayudar a la insurgencia antisoviética, el gobierno de Estados Unidos proporcionó de forma encubierta libros de texto con enseñanzas islámicas militantes e incluía imágenes de armas y soldados. Los talibanes utilizaron los libros de texto estadounidenses pero tacharon los rostros humanos de acuerdo a la jurisprudencia islámica. La Agencia de los Estados Unidos para el Desarrollo Internacional donó millones de dólares a la Universidad de Nebraska Omaha en la década de 1980 para desarrollar y publicar los libros de texto en los idiomas locales.


title: Talibán

text: Si bien, los primeros talibanes estaban motivados por el sufrimiento del pueblo afgano, el cual creían era el resultado de las luchas de poder entre diferentes grupos afganos que no se adherían al código moral del Islam que se enseñaba en las escuelas religiosas del Islam sunita (principalmente Hanafí).


title: Talibán

text: Las fuentes afirman que ya en octubre de 1994, Pakistán estuvo muy involucrado en la "creación" de los talibanes. La agencia de Inteligencia Inter-Services de Pakistán (ISI), apoyó firmemente a los talibanes en 1994, en espera de una nueva fuerza de poder en Afganistán que fuera favorable al gobierno islamista de Pakistán. A pesar del apoyo financiero ofrecido a los talibanes por Pakistán entre 1995 a 1996, e incluso antes, los lazos con el gobierno pakistaní no eran los suficientemente fuertes lo que creó relación incómoda según el ISI. El ISI y Pakistán pretendían ejercer un control total, pero el liderazgo talibán logró maniobrar de manera que mantuvo su independencia a la vez que mantenía el apoyo pakistaní. Los principales prosélitos pakistaníes eran el general Naseerullah Babar, que pensaba principalmente en términos de geopolítica islámica (controlar las rutas comerciales a Asia Central), y Maulana Fazl-ur-Rehman del Jamiat Ulema-e- Islam (F), ya que los talibanes eran seguidores del Deobandismo, cuyo objetivo era contrarrestar la influencia del Jama'at-e Islami y el Wahabismo saudí en la zona."


title: Talibán

text: La primera acción militar importante de los talibanes fue en 1994, cuando marcharon hacia el norte de Maiwand, conquistando el cruce fronterizo de Spin Baldak y un depósito de municiones del comandante Gulbuddin Hekmatyar el 29 de octubre. El 3 de noviembre de 1994, los talibanes, en un ataque sorpresa, conquistarían la antigua ciudad de Kandahar, una de las más antiguas (fundada como Alexandropolis de Aracosia, por Alejandro Magno) e importantes del país. Tras tres meses de luchas, para el 4 de enero de 1995, esta fuerza hasta ahora desconocida tomó el control de 12 provincias afganas que no estaban dominadas por el gobierno central, logrando el desarme de la población que se encontraba "fuertemente armada". Las milicias que controlaban las diferentes áreas del país a menudo se rindieron sin luchar, por lo que los talibanes perdieron muy pocos combatientes. Unas semanas más tarde se liberó "un convoy que trataba de abrir una ruta comercial desde Pakistán a Asia Central" de otro grupo de comandantes al intentar extorsionar por el permiso para pasar sus puestos de control. El convoy de los propietarios pagaron una cuota grande y prometieron más pagos por este servicio.Los comandantes de Omar estaban compuestos por antiguos comandantes militares de unidades pequeñas y profesores de las madrasas. Las áreas en las que los talibanes surgieron, no estaban bajo el control del gobierno central en Kabul, que no intervenía en los asuntos del sur de Afganistán durante ese tiempo. Los talibanes se veían por primera vez como una nueva fuerza de liberación desde la época de la invasión de la Unión Soviética. En estas etapas, los talibanes eran populares porque acabaron con la corrupción, frenaron la anarquía e hicieron que las carreteras y la zona fueran seguras..


title: Talibán

text: Los talibanes impusieron, a las partes de Afganistán bajo su control, la jurisprudencia islámica de la escuela hanafí. Los Médicos por los Derechos Humanos (PHR, por sus siglas en inglés) analizaron: "Según se sabe en el PHR, ningún otro régimen en el mundo tiene a la mitad de su población, de forma metódica y violentamente forzada, en arresto domiciliario, la prohibición de ellas, bajo pena de castigo físico..." Las mujeres estaban obligadas a llevar el chadof que las cubre totalmente, fueron excluidas de la vida pública, sin acceso a salud ni educación, las ventanas debían ser cubiertas para que no pudieran ser vistas desde el exterior, y no se les permitía reír de una manera en que pudieran ser oídas por los demás.Los talibanes, sin ningún tipo de juicio real, tenían permitido cortar las manos o los brazos de las personas acusadas de robar. Los escuadrones talibán fueron vistos en las calles propinando brutales palizas públicas a las personas.


title: Talibán

text: Con el firme apoyo de Pakistán, Arabia Saudí y Osama Bin Laden, que luego formaría la organización terrorista Al Qaeda, los talibanes marcharon posteriormente a Kabul (Mirar video), donde por primera vez se enfrentaron a las tropas del señor de la guerra Ahmed Shah Massoud, que en ese entonces controlaba partes de la capital y provincias en el norte y el este de Afganistán, formando el "Ejército del Norte". Massoud, desarmado, fue a hablar con algunos líderes talibanes en Maidan Shar para convencerlos de unirse a un proceso político para decidir sobre un futuro gobierno de Afganistán. Pero los talibanes se negaron a sumarse a este proceso político. Cuando Massoud regresó sano y salvo a Kabul, el líder de los talibanes que lo había recibido como su huésped pagó con su vida (fue asesinado por otros altos talibanes) por no ejecutar a Massoud mientras existía tal posibilidad.


title: Talibán

text: Durante las semanas siguientes, Massoud infligió a los talibanes su primera derrota militar importante. Algunos meses más tarde, sin embargo, después de que fuerzas talibanes habían vuelto a rodear la capital, Massoud ordenó la retirada de Kabul el 26 de septiembre de 1996. Massoud y sus tropas se retiraron hacia el noreste de Afganistán.


title: Talibán

text: El objetivo militar de los talibanes durante el período de 1995 a 2001 era volver al orden establecido previamente por Abdur Rahman (conocido como "el Emir de Hierro") mediante el restablecimiento de un emirato con dominio Pashtun en las áreas nortes del país. Sin embargo, el objetivo final de los talibanes era establecer un gobierno islámico a través de la ley y orden junto a la implementación de la "Sharia", siguiendo la escuela de jurisprudencia islámica Hanafí y los edictos religiosos del Mullah Omar, en todo el territorio de Afganistán. Para 1998, el Emirato de los talibanes ya controlaba el 90% de Afganistán.


title: Talibán

text: En diciembre del 2000, el Consejo de Seguridad de las Naciones Unidas en la Resolución 1333, reconociendo las necesidades humanitarias del pueblo afgano, condenando el uso del territorio talibán para el entrenamiento de "islamistas" y el hecho que los talibanes estaban proporcionando refugio seguro a Osama bin Laden, emitió severas sanciones contra Afganistán, la cual estaba bajo el control de los talibanes. En octubre de 2001, Estados Unidos, con aliados como la Alianza del Norte afgana, invadió Afganistán y derrotó al régimen talibán. Los líderes talibanes se refugiaron en Pakistán.


title: Talibán

text: El Estado Islámico de Afganistán era el régimen afgano desde la derrota comunista soviética y afgana. Era un mosaico de zonas feudales bajo el control de los señores de la guerra, pero tenía un gobierno formal de presidente a Burhanuddin Rabbani y de ministro de Defensa a Ahmad Shah Massoud. Desde 1995 actuó como una de estas facciones el movimiento talibán. En septiembre de 1996 los talibanes y sus aliados lograron hacerse con Kabul.


title: Talibán

text: Ahmed Shah Massoud y Abdul Rashid Dostum, uno de sus exarchienemigos, estuvieron obligados a crear una alianza contra los talibanes para la supervivencia de sus territorios restantes, Pakistán (que tenía 28.000 ciudadanos pakistaníes luchando junto a los talibanes) y la coalición de Al Qaeda que estaba a punto de atacar a las áreas de Massoud y de Dostum. Ver video La alianza se llamó Frente Unido, mientras que en los medios de comunicación occidentales y de Pakistán llegó a ser conocida como la "Alianza del Norte".


title: Talibán

text: Los talibanes cometieron masacres especialmente entre los chiitas y la población hazara, que consideraban como "sub-humanos" porque eran "no creyentes", y según ellos no tenían ningún derecho. Es por ello que muchos Hazaras huyeron a la zona de Massoud. El Hezb-i Wahdat, la facción principal de los hazaras, en consecuencia también se unió a la Alianza del Norte. La National Geographic concluyó: "Lo único permanente en el camino de futuras masacres talibanes es Ahmad Shah Massoud."En los años siguientes muchos más fueron a unirse al Frente Unido. Estos fueron los afganos y los comandantes afganos de todas las regiones y grupos étnicos afganos pastunes, incluyendo muchos como comandantes de Abdul Haq, Haji Abdul Qadir y Qari Baba y el futuro presidente afgano Hamid Karzai.


title: Talibán

text: Estrechamente ligados con el partido Pakistaní JUI, los talibanes no sólo recibieron la ayuda de las tropas del ejército pakistaní y la Brigada 055 de Osama Bin Laden, sino también de las madrasas en la región fronteriza de Pakistán. Después de una petición del mulá Omar en 1997, el JUI de Maulana Samiul Haq cerró su madrasa con más de 2500 estudiantes (Darul Uloom Haqqania) y los envió a cientos de kilómetros para luchar con los talibanes. El año siguiente, ayudó a convencer a 12 madrasas en la Frontera del Noroeste de Pakistán para cerrar durante un mes y enviar 8.000 estudiantes para reforzar a los talibanes. Mientras tanto, en Pakistán, los seguidores del mulá Omar también impusieron su interpretación del Islam. En 1998 algunos grupos de Pakistán a lo largo del "cinturón pastún" prohibieron la televisión y los videos, impusieron castigos de la ley sharía "como la lapidación y la amputación en desafío al sistema jurídico, matando a Chiíta de Pakistán y obligando a las personas, especialmente mujeres, a adaptarse al código de vestimenta talibán y esa forma de vida."En diciembre de 1998, el Tehrik-i-Tuleba o Movimiento de los talibanes en la Agencia Orakzai ignoraron los procesos legales de Pakistán y ejecutaron públicamente a un asesino ante 2.000 espectadores. También se comprometieron a aplicar la justicia al estilo talibán y la prohibición de TV, música y videos.En el Quetta, los grupos pro-talibán pastunes "quemaron las casas de cine, las tiendas de video, destrozaron las antenas parabólicas y echaron a las mujeres a la calle". En Cachemira los árabes afganos trataron de imponer un "código de vestimenta de estilo wahabí", con la prohibición de los pantalones vaqueros y chaquetas. "El 15 de febrero de 1999, dispararon e hirieron a tres operadores cachemires de televisión por cable para la transmisión de emisiones vía satélite occidental."


title: Talibán

text: En 1998 las fuerzas de la Abdul Rashid Dostum fueron derrotadas por los talibanes en Mazar-i-Sharif y Dostum y perdieron sus territorios. Cuando los talibanes capturaron Mazar-i-Sharif el 8 de agosto de 1998, mataron a miles de civiles y varios diplomáticos de Irán que respaldaban al "Ejército del Norte". Posteriormente Dostum fue al exilio. Mientras tanto los talibanes en un gran esfuerzo para volver a tomar también las llanuras de Shomali, mataron indiscriminadamente a los jóvenes, causando la expulsión de la población. Kamal Hussein, un reportero especial de la ONU, informó sobre estos y otros crímenes de guerra.


title: Talibán

text: Militantes árabes al mando de Osama Bin Laden también fueron responsables de algunas de las peores masacres en la guerra, matando a cientos de civiles en las zonas controladas por el Frente Unido. El único líder que permaneció en Afganistán y que fue capaz de defender a grandes partes de su zona contra los talibanes fue Ahmed Shah Massoud.


title: Talibán

text: Los talibanes ofrecieron a Massoud en varias ocasiones una posición de poder para obligarlo a abandonar sus resistencias. Massoud se negó. Explicó en una entrevista: Los talibanes dicen: “Ven y acepta el cargo de primer ministro y sé parte de nosotros ", y así mantendría el cargo más alto en el país, la presidencia, pero el precio era la diferencia entre lo que afecta principalmente a nuestra forma de pensar sobre los principios mismos de la sociedad y el Estado. No podemos aceptar las condiciones de su compromiso, o de lo contrario tendría que renunciar a los principios de la democracia moderna. Estamos fundamentalmente en contra del sistema llamado "el Emirato de Afganistán ". Me gustaría volver a la cuestión del emirato en un momento. De hecho, Pakistán es responsable de la profundización de la grieta entre los grupos étnicos de Afganistán. Es de nuevo el viejo método de “divide et impera”. Los pakistaníes desean asegurarse de que este país no tenga ningún poder soberano por mucho tiempo." La periodista estadounidense Sebastian Junger, que con frecuencia viaja a zonas de guerra, declaró en marzo de 2001: "Ellos [los talibanes] reciben una enorme cantidad de apoyo de Pakistán... sin la participación de Pakistán, los talibanes en realidad se verían obligados a negociar..." Massoud declaró a principios de 2001 que sin el apoyo de Pakistán los talibanes no serían capaces de sostener su campaña militar ni por un año.


title: Talibán

text: A principios de 2001 Massoud empleó una nueva estrategia de la presión militar local y mundial y llamamientos políticos. Sus planes eran que sus aliados realicen revueltas pequeñas en torno a Afganistán en las áreas donde los afganos querían levantarse contra los talibanes. El resentimiento era cada vez mayor contra el régimen talibán desde el fondo de la sociedad afgana incluidas las zonas pastunes. En su lugar, ya en 1999, comenzó el entrenamiento de las fuerzas de policía, que se entrenaron específicamente con el fin de mantener el orden y proteger a la población civil en caso de que el Frente Unido lograra el éxito. En el año 2001 un millón de personas habían huido de los talibanes, muchos a los ámbitos de Massoud donde se solicitaba la protección del comandante. Hubo un gran problema humanitario, porque no había suficiente comida para la población existente y los refugiados. A principios de 2001 Massoud y un periodista francés describieron la situación amarga de los refugiados y pidieron ayuda humanitaria en el Parlamento Europeo en Bruselas, Bélgica. see video Es más, Massoud, llegó a advertir que sus agentes de inteligencia habían adquirido un conocimiento limitado acerca de un inminente ataque terrorista de gran escala en territorio de Estados Unidos Massoud, que en ese entonces tenía 48 años, fue el blanco de un ataque suicida por dos extremistas árabes, que se cree que tenían fuertes conexiones con Ayman al-Zawahiri y Osama Bin Laden, en Khwaja Bahauddin, provincia de Takhar en el noreste de Afganistán el 9 de septiembre de 2001.


title: Talibán

text: Durante muchos días la "Alianza del Norte" negó la muerte de "Massoud", por temor a la desesperación entre sus habitantes. Las tropas de Massoud que finalmente derrocaron a los talibanes del poder en "Kabul" en 2001, con el apoyo aéreo estadounidense, después del ataque terrorista de los Atentados del 11 de septiembre de 2001, sobre territorio de los Estados Unidos. había matado a 3.000 personas. La "Alianza del Norte" ganó la guerra al ejército de los talibanes, y también desempeñó un papel crucial en el establecimiento del gobierno provisional, después de los talibanes a finales de 2001.


title: Talibán

text: Después de los ataques del 11 de septiembre en EE. UU., y la investigación PENTTBOM de los mismos, Estados Unidos hizo las siguientes demandas a los talibanes y se negó a hablar de ellos, aunque debe entenderse que por "terroristas" el gobierno estadounidense se refería al ejército afgano: En el transcurso de la investigación, Estados Unidos solicitó a la comunidad internacional respaldar una invasión para controlar Afghanistán. El Consejo de Seguridad y la OTAN la aprobaron declarándola como una campaña en defensa propia contra un ataque armado. El 21 de septiembre, los talibanes respondieron al ultimátum, prometiendo que si Estados Unidos aportaba pruebas de que Bin Laden era culpable, ellos lo entregarían, afirmando que no tenían pruebas que lo vincularan al 11 de septiembre. El 22 de septiembre, los Emiratos Árabes Unidos y después Arabia Saudita retiraron el reconocimiento a los talibanes como gobierno legítimo de Afganistán, dejando al vecino Pakistán como único país con relaciones diplomáticas. El 4 de octubre, los talibanes acordaron llevar a Bin Laden a Pakistán para un juicio en un tribunal internacional que operaba de acuerdo con la ley islámica o sharía, pero Pakistán bloqueó la oferta, ya que no era posible garantizar su seguridad. El 7 de octubre, el embajador talibán en Pakistán se ofreció a detener a Bin Laden y juzgarlo bajo la ley islámica si Estados Unidos hacía una solicitud formal y presentaba a los talibanes las evidencias. Un funcionario de la administración Bush, que habló bajo condición de anonimato, rechazó la oferta de los talibanes y declaró que EE. UU. no negociaba sus demandas. Debido a esta acción se ha puesto en tela de juicio la relación que Bin Laden tuviere en la ejecución de las operaciones del 11-S, llevando a sospechar de las pruebas suministradas por EE. UU.


title: Talibán

text: Sin embargo, el 7 de octubre de 2001, menos de un mes después de que cayeran las torres, Estados Unidos, ayudados por Reino Unido, Canadá y otros países entre ellos varios de la alianza de la OTAN, iniciaron la acción militar, el bombardeo a los talibanes y los campamentos relacionados con Al Qaeda. La intención declarada de las operaciones militares era eliminar a los talibanes del poder y evitar el uso de Afganistán como una base de operaciones terroristas. Una elite de la CIA, las unidades de la División de Actividades Especiales (SAD), fueron las primeras entre las fuerzas de EE. UU. que entraron en Afganistán y se unieron con el Frente Unido en Afganistán (Alianza del Norte) para preparar la posterior llegada de las fuerzas de Operaciones Especiales de EE. UU. El Frente Unido (la Alianza del Norte) con el SAD y las Fuerzas Especiales se combinaron para derrocar a los talibanes con bajas de la coalición mínimas y sin el uso de fuerzas terrestres convencionales internacionales. El Washington Post señaló en una edición de John Lehman en 2006: El 14 de octubre, los talibanes ofrecieron discutir la entrega de Osama bin Laden a un país neutral a cambio de un cese de los bombardeos, pero solo si los talibanes recibían pruebas de la implicación de Bin Laden. EE. UU. rechazó esta oferta y continuó con sus operaciones militares. Mazari Sharif cayó el 9 de noviembre, provocando una caída en cascada de las provincias con mínima resistencia. Muchas fuerzas locales cambiaron su lealtad de los talibanes a la Alianza del Norte. En la noche del 12 de noviembre, los talibanes se retiraron al sur de Kabul. El 15 de noviembre, liberaron a ocho trabajadores de ayuda humanitaria occidentales después de tres meses de cautiverio. El 13 de noviembre, los talibanes se habían retirado de Kabul y Jalalabad. Finalmente, a principios de diciembre, los talibanes dieron Kandahar, su última fortaleza, sin renunciar a la dispersión.


title: Talibán

text: Antes de la ofensiva de comienzos del verano de 2006, hubo disturbios en el mes de mayo, tras un accidente en las calles de la ciudad de Kabul. El continuo apoyo de grupos tribales y otros en Pakistán, el tráfico de drogas y el pequeño número de fuerzas de la OTAN, junto con la larga historia de resistencia y aislamiento, indicaba que las fuerzas talibanes y los dirigentes estaban sobreviviendo. Los ataques suicidas y otros métodos terroristas no utilizados hasta 2001 se hicieron más comunes. Los observadores habían sugerido la erradicación de la amapola; que provocó la destrucción de los medios de vida de los habitantes Afganos de zonas rurales; así como la muerte de civiles causadas por ataques aéreos alentó el resurgimiento. Estos observadores sostienen que las políticas deben centrarse en "los corazones y las mentes" y en la reconstrucción económica, que podría beneficiarse de la desviación de la producción de amapola para la industria médica. En septiembre de 2006, Pakistán reconoció al Emirato Islámico de Waziristán, una asociación de jefes de Waziristán con estrechos vínculos con los talibanes, desde la fuerza de seguridad de facto para Waziristán. Este reconocimiento fue parte del acuerdo para poner fin a la Guerra de Waziristán, que había cobrado un alto tributo en el Ejército de Pakistán, desde principios de 2004. Algunos analistas han visto un cambio en Islamabad desde la beligerancia a la diplomacia como un reconocimiento implícito del creciente poder y resurgimiento de la influencia talibán, en relación con EE. UU, distraído por la amenaza de la inminente crisis en Irak, Líbano e Irán. Otros analistas han visto un cambio de Islamabad de la beligerancia a la diplomacia para apaciguar un descontento cada vez mayor. Debido a la estructura de liderazgo de los talibanes, el asesinato del mulá Dadullah, en mayo de 2007 no tuvo un efecto significativo, aparte de dañar las relaciones incipientes con Pakistán. En 2009, una fuerza insurgente había surgido, A principios de diciembre, los talibanes se ofrecieron a dar a EE. UU. "garantías legales" que no permitirían a Afganistán ser utilizado para atacar a otros países. EE. UU. ignoró la oferta, y prosiguió con su acción militar.


title: Talibán

text: Estados Unidos y Reino Unido han utilizado "asesinatos selectivos", principalmente por las fuerzas SOF, y en ocasiones en un vehículo aéreo no tripulado, para matar a los líderes talibanes. Las fuerzas británicas también usan tácticas similares, así como las fuerzas especiales del servicio aéreo, para eliminar comandantes talibanes, sobre todo en la provincia de Helmand, Afganistán. Entre los más notables de los asesinatos selectivos de los talibanes se encuentran:Al concluir un discurso dado el 26 de septiembre de 2008 en la Biblioteca Central de Seattle, el periodista Robert Fisk se refiere al relato del capitán Mainwaring que figura en el informe oficial británico de ca. 1882 en la batalla de Maiwand, que se libró el 27 de julio de 1880 durante la Segunda guerra anglo-afgana. Mainwaring escribió de manera particular cómo algunos combatientes afganos, que vestían turbantes negros, se dirigían a las líneas de infantería británica y, al llegar a un soldado británico, se procedía a cortar y abrir su garganta; a estos combatientes afganos suicidas se les llamaba “los talibanes". Aunque esta acción se considera bárbara y primitiva en nuestros días, es un ejemplo claro de la ejecución literal con la cual actúan siguiendo los rituales y normativas que rigen su vida. Esto suele interpretarse como homicidio brutal y sanguinario, pero es muy diferente de un ataque a distancia o un bombardeo, ya que en esta acción se sabe exactamente quién es la víctima y el victimario, algo que suele relevarse en las jerarquías militares y políticas occidentales.


title: Talibán

text: La historia más creíble y repetida muchas veces -de cómo el mulá Omar primero movilizó a sus seguidores- es que, en la primavera de 1994 en Singesar, los vecinos le dijeron que un comandante de guerra había secuestrado a dos adolescentes, les afeitó la cabeza y las había llevado a un campamento, donde fueron violadas repetidamente. 30 talibanes (con solo 16 fusiles) liberaron a las niñas y ahorcaron al comandante de un tanque. Más tarde, ese año, dos comandantes de guerra mataron a civiles mientras luchaban por el derecho a sodomizar a un niño. Los talibanes lo liberaron.


title: Talibán

text: El valor más fuerte en la sociedad afgana es el honor y este se protege mediante la aplicación del "Código de conducta Pashtunwali", que consta de tres reglas: la "melamastia", el "nanawatey" y el "badal", las cuales velan por el respeto al honor individual y colectivo.  Se establecen valores referentes a la hospitalidad, el asilo y la protección que la población debía brindar, tanto a los miembros de su familia, como con personas ajenas. También abogan por la defensa del honor mediante la venganza y la justicia. Este código de conducta tiene profundo arraigo y legitimidad en la comunidad afgana.


title: Talibán

text: Las reformas del Talibán, una vez en el poder, cambiaron de modo radical la vida diaria principalmente de las mujeres. Desde Kandahar (sur de Afganistán) el Talibán comenzó en 1994 a dominar otras provincias y pidió a la población que entregara las armas en su poder desde que participó en la yihad contra los soviéticos. La población, además de acatar la orden, se mantuvo dispuesta a obedecer las reformas que estaban por dictar, particularmente en esta región de mayoría pashtun. El Talibán gozó de amplia popularidad, mientras que en el norte del país, para los uzbecos y los hazaras su llegada al poder significó una nueva amenaza a su integridad étnica.


title: Talibán

text: La combinación entre las tradiciones "pastunes" y la interpretación radical del Islam por parte de El Talibán derivó en una serie de reformas restrictivas de la libertad de acción y decisión de las mujeres. Las reformas regulaban principalmente la forma de vestir de las mujeres, su comportamiento en público, la libertad de tránsito y sus responsabilidades con la sociedad. Si bien Afganistán es una sociedad tradicional en donde la masculinidad ha estado siempre arraigada a su cultura, estas reformas delegaron a las mujeres la obligación de hacerse cargo de las tareas domésticas, entre las cuales estaba el cuidado y educación de sus hijos; la utilización diariamente de la "burqa", una prenda de vestir que envuelve todo el cuerpo. Esta es una de las reformas más conocidas y con mayor impacto mediático hacia el exterior, debido a que implica cubrir por completo el cuerpo de la mujer.


title: Talibán

text: Se prohibió trabajar, excepto en el sector sanitario, particularmente en los hospitales de Kabul, pero la mujer que trabajara en el sector médico no debía sentarse en el asiento siguiente al del conductor. Tampoco se les permitía trabajar fuera del hogar. Se controlaban sus desplazamientos y se les prohibió salir sin escolta. Se suspendió la educación femenina, se cerraron las escuelas mixtas puesto que hombres y mujeres no podían estudiar juntos; se pretendió crear un plan de estudios que contemplara estos cambios. Se prohibió que las mujeres convivieran con otros hombres que no fueran sus familiares. Las mujeres estaban obligadas a comportarse con dignidad: debían caminar con calma y abstenerse de golpear sus zapatos en el suelo, para no generar ruido. Ninguna mujer afgana tenía el derecho de ser transportada en el mismo coche que los extranjeros. Debido a que se les prohibió a las mujeres trabajar, la educación para los niños colapsó, puesto que la mayoría de los docentes eran maestras.


title: Talibán

text: Mientras tanto, para los hombres era obligatorio llevar turbante, barba, pelo corto y shalwar-kamiz. Evitar toda ropa de tipo occidental. Rezar cinco veces al día, preferiblemente en la mezquita. En lo artístico-cultural, estaba prohibido para las mujeres practicar algún deporte; bailar, aplaudir, volar cometas, representar seres vivos, la fotografía y la pintura. Se prohibió la música y la interpretación visual de cualquier forma humana o animal. Se separó el transporte público en dos, uno exclusivo para el traslado de hombres y otro para mujeres.


title: Talibán

text: También había reglas para aplicar castigos: por ejemplo el adulterio se castigaba con la lapidación, la amputación de la mano por robo, la flagelación para el bebedor de alcohol y el asesinato o ejecución con arma de fuego a manos de un familiar de la víctima. Aplicaron castigos que no figuran en el Corán, como la muerte al ser sepultados bajo un muro de ladrillos para los homosexuales.


title: Talibán

text: La opresión y restricciones que El Talibán ejerció en contra de las mujeres afganas fueron parte de su proyecto de purificación y reorganización del país, el cual había librado durante más de diez años la ocupación soviética, que además albergaba en su territorio históricos conflictos tribales producto de la diversidad étnica y geográfica, un país desorganizado políticamente que vivía los estragos de la ocupación; por tanto las reformas de El Talibán no encontraron oposición organizada alguna.


title: Talibán

text: Entre 2003 y 2009, los talibanes cerraron todas las escuelas privadas y se prohibió la educación de las niñas en Pakistán. El 9 de octubre de 2012, Malala Yousafzai fue atacada por pretender estudiar y por defender el derecho de las niñas a estudiar, en Mingora. Quedó gravemente herida.En 2014 le entregaron el Premio Nobel de la Paz.


title: Talibán

text: El 21 de marzo de 2014 se produjo un ataque terrorista al Hotel Serena de Kabul con un saldo de nueve muertos y numerosos heridos.


title: Talibán

text: El 16 de diciembre de 2014, milicianos talibanes pakistaníes entraron armados en una escuela de niños en Pakistán y asesinaron a 145 personas, la mayoría niños. El atentado terrorista en Peshawar dejó otros 114 heridos. El atentado fue reivindicado por el Tehrik e Talibán Pakistan.


title: Talibán

text: Durante su tiempo en el poder (1996-2001), en su apogeo, gobernando el 90% de Afganistán, el régimen talibán, o "Emirato islámico de Afganistán", obtuvo el reconocimiento diplomático de solo tres estados: los Emiratos Árabes Unidos, Pakistán y Arabia Saudita, todos los cuales proporcionaron una ayuda sustancial. La mayoría de las demás naciones y organizaciones, incluidas las Naciones Unidas, reconocieron al gobierno del Estado Islámico de Afganistán (1992-2002) (parte del cual formaban parte del Frente Unido, también llamado Alianza del Norte) como el gobierno legítimo de Afganistán. Con respecto a sus relaciones con el resto del mundo, el Emirato de Afganistán de los talibanes mantuvo una política de aislacionismo: "Los talibanes creen en la no injerencia en los asuntos de otros países y, de manera similar, no desean ninguna injerencia externa en los asuntos internos de su país".


title: Límite de Chandrasekhar

text: El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella de tipo enana blanca. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones (la mayoría de veces, en este último astro). Su valor fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, cuando tenía solamente 19 años.


title: Límite de Chandrasekhar

text: En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, un tercer posible resultado de este colapso, que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks, pero estos astros nunca se han observado, así que quedan como una idea interesante, pero infundada.


title: Límite de Chandrasekhar

text: Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. Si ésta superase el límite de Chandrasekhar, se colapsaría para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro. De forma similar, también existe un límite a la masa que las estrellas de neutrones pueden soportar. En este caso, son los neutrones quienes están degenerados y pueden soportar una masa del orden de 2,20 masas solares. Este es el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.


title: Límite de Chandrasekhar

text: El valor del límite de Chandrasekhar es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2, pero, en determinadas condiciones, se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar.


title: Límite de Chandrasekhar

text: El cálculo explícito del límite de Chandrasekhar depende de ciertos detalles relacionados con la composición de los núcleos atómicos que forman una estrella Chandrasekhar proporciona la siguiente expresión, basada en la ecuación de estado de un gas ideal de Fermi:


title: Límite de Chandrasekhar

text: donde:


title: Nirvana

text: Nirvana hace referencia a varios artículos:


title: Materia degenerada

text: Se denomina materia degenerada a aquella en la cual una fracción importante de la presión proviene del principio de exclusión de Pauli, que establece que dos fermiones no pueden tener los mismos números cuánticos.


title: Materia degenerada

text: Dependiendo de las condiciones, la degeneración de diferentes partículas puede contribuir a la presión de un objeto compacto, de modo que una enana blanca está sostenida por la degeneración de electrones, mientras que una estrella de neutrones no colapsa debido al efecto combinado de la presión de neutrones degenerados y la presión debida a la parte repulsiva de la interacción fuerte entre bariones.


title: Materia degenerada

text: Estas restricciones en los estados cuánticos hacen que las partículas adquieran momentos muy elevados ya que no tienen otras posiciones del espacio de fases donde situarse, se puede decir que el gas al no poder ocupar más posiciones se ve obligado a extenderse en el espacio de momentos con la limitación de la velocidad "c". Así pues, al estar tan comprimida la materia los estados energéticamente bajos se ocupan rápidamente por lo que muchas partículas no tienen más remedio que colocarse en estados muy energéticos lo que conlleva una presión adicional de origen cuántico. Si la materia está lo suficientemente degenerada dicha presión dominará, con mucho, sobre todas las demás contribuciones. Esta presión es, además, independiente de la temperatura y únicamente dependiente de la densidad.


title: Materia degenerada

text: Hacen falta grandes densidades para llegar a los estados de degeneración de la materia. Para la degeneración de electrones se requerirá de una densidad en torno a los 10 g/cm³, (1000 kg/cm³) para la de los neutrones hará falta mucha más aún, aproximadamente 10 g/cm³ (100.000.000 Toneladas/cm³).


title: Materia degenerada

text: Para calcular el número de partículas del mundo fermiónico en función de su momento se usará la distribución de Fermi-Dirac (ver estadística de Fermi-Dirac) de la siguiente manera: formula_1


title: Materia degenerada

text: Donde "n(p)" es el número de partículas con momento lineal "p". El coeficiente inicial 2 es la doble degeneración de espín de los fermiones. La primera fracción es el volumen del espacio de fases en un diferencial de momentos partido por el volumen de una celda en dicho espacio. La h³ es la constante de Planck al cubo que, como se ha dicho, significa el volumen de esas celdillas en las que caben hasta dos partículas con espines de positos u opuestos. El último término fraccionario es el denominado factor de llenado. "K" es la constante de Boltzmann, "T" la temperatura, "E" la energía cinética de una partícula con momento "p" y "ψ" el parámetro de degeneración que es dependiente de la densidad y la temperatura. De esta ecuación se pueden deducir las integrales del número de partículas, la presión que ejercen y la energía que tienen. Estas integrales solo es posible resolverlas analíticamente cuando la degeneración es completa.


Materia degenerada


title: Materia degenerada

text: El valor de la energía de las partículas dependerá de la velocidad de las partículas es decir de si se tiene un gas relativista o no. En el primer caso se usarán ya las ecuaciones de Einstein en el segundo valdrá la aproximación clásica. Como se puede ver las relaciones energía presión varían significativamente siendo mayores las presiones obtenidas con la degeneración completa no relativista. Es lógico ya que la materia relativista es más "caliente".Las estrellas típicas con degeneración son las enanas blancas y las enanas marrones sostenidas por electrones y las estrellas de neutrones sostenidas por neutrones degenerados. Se considera que su temperatura tiende a 0 ya que no poseen fuente de calor alguna. Supondremos dichos cuerpos con un parámetro de degeneración tendiente a +infinito.


title: Enana blanca

text: Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor que 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear, y ha expulsado mucho de esta masa en una Nebulosa planetaria. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra "Historia del tiempo", define la enana blanca de la siguiente manera:


title: Enana blanca

text: Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en el seno de la misma disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse (en otras palabras, la densidad aumenta mucho, hasta órdenes de 10 g/cm³, una tonelada por centímetro cúbico y aún más). A estas densidades entran en juego el principio de indeterminación de Heisenberg y el principio de exclusión de Pauli para los electrones, los cuales se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamada "presión de degeneración electrónica", que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que generalmente mantiene a las «estrellas normales». Las densidades mencionadas son tan enormes que una masa similar a la del Sol cabría en un volumen como el de la Tierra (lo que daría una densidad aproximada de 2 t/cm³), y solamente son superadas por las densidades de las estrellas de neutrones y de los agujeros negros. Las enanas blancas emiten solamente energía térmica almacenada, y por ello tienen luminosidades muy débiles.


title: Enana blanca

text: Las estrellas de masa baja con intensidad intermedia (masas menores que 1/8 - 1/10 masas solares), al acabar la fusión del hidrógeno durante su vida en la secuencia principal, se expanden como gigantes rojas, y proceden a fusionar helio en carbono y oxígeno en su núcleo. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para luego fusionar a su vez el carbono y el oxígeno, su núcleo se comprime por la gravedad y su envoltura es expulsada en una serie de pulsos térmicos durante la fase de gigante en la rama asintótica, produciendo así una nebulosa planetaria que envuelve un remanente estelar: la enana blanca.


title: Enana blanca

text: El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa de hidrógeno y helio prensados y parcialmente degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Solo unas pocas están formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio, productos del quemado nuclear (fusión) del carbono.


title: Enana blanca

text: Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente. En teoría, las enanas blancas se enfriarán con el tiempo hasta que ya no emitan radiación detectable, para entonces convertirse en enanas negras. Sin embargo, el proceso de enfriamiento es tan lento que la edad del universo desde el Big Bang es demasiado corta para albergar, en este momento, a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de K. El término "enana blanca" fue acuñado por Willem Luyten en 1922, aunque el nombre más apropiado para objetos de esta naturaleza es el de "estrellas degeneradas".


title: Enana blanca

text: La primera enana blanca se descubrió en el sistema estelar triple 40 Eridani, que está comprendido por la estrella de secuencia principal 40 Eridani A orbitando alrededor del sistema binario formado por la enana blanca 40 Eridani B, y 40 Eridani C, una enana roja de secuencia principal. Dicho sistema binario fue descubierto por William Herschel el 31 de enero de 1783. La misma estrella binaria fue observada posteriormente por Friedrich Georg Wilhelm von Struve y Otto Wilhelm von Struve en 1825 y 1851 respectivamente. En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering, y Williamina Fleming, descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral A, o blanca. El tipo espectral de 40 Eridani B se confirmó oficialmente en 1914 por Walter Adams.


title: Enana blanca

text: Durante el siglo XIX, las técnicas de medir la posición de las estrellas se volvieron lo suficientemente precisas como para poder detectar cambios muy pequeños en la posición de algunas de ellas. Friedrich Bessel, en 1844, utilizando estas técnicas percibió que las estrellas Sirio (α Canis Majoris) y Procyon (α Canis Minoris) estaban variando sus posiciones, por lo que dedujo que estos cambios de posición eran debidos a una estrella invisible hasta entonces. Bessel estimó que el período de dicha estrella sería de, aproximadamente, medio siglo. C.H.F.Peters calculó una órbita para dicha estrella en 1851.


title: Enana blanca

text: La estrella mencionada no es otra que Sirio B, también conocida como "el Cachorro", la segunda enana blanca descubierta. Tiene una temperatura superficial de unos 25000 K, lo que la incluye dentro de las estrellas calientes. El 31 de enero de 1862, Alvan Graham Clark observó una especie de estrella oscura cerca de Sirio que no había sido avistada anteriormente, y que más tarde se identificó como la estrella predicha por Bessel. A pesar de todo, Sirio B resultó ser 10.000 veces menos luminosa que la estrella principal Sirio A. Dado que tenía que tener un alto brillo por unidad de superficie, Sirio B tenía que ser, por fuerza, mucho más pequeña que Sirio A. Los cálculos determinaron un radio aproximadamente igual al de la Tierra. El análisis de la órbita del sistema estelar Sirio mostró que la masa de aquella extraña estrella era aproximadamente la misma que la del Sol. Esto implicaba que Sirio B debía de ser cientos de veces más densa que el plomo, algo que no se podía explicar hidrostáticamente. El misterio quedó sin resolver durante bastante tiempo, considerándose a Sirio B como una rareza imposible de explicar. Walter Adams anunció en 1915 que había descubierto que el espectro de Sirio B era similar al de su compañera. En 1917 Adriaan Van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen, una enana blanca aislada, que se convirtió en la tercera en ser descubierta. Estas primeras tres enanas blancas descubiertas son las llamadas "enanas blancas clásicas". A partir de entonces, se encontraron muchas estrellas blancas que poseían un alto movimiento propio, baja luminosidad y un radio similar al terrestre, por lo que también fueron clasificadas como enanas blancas.


title: Enana blanca

text: El peculiar nombre de "enana blanca" se debe a que sus descubridores observaron que tenían un "espectro blanco", esto es, sus temperaturas superficiales eran cercanas a los 10.000 K. Cuando realmente se conocieron las características de esos objetos, se comprobó que las hay de varias temperaturas (es decir, no son todas blancas) pero que las más comunes eran, en efecto, blancas. En realidad, pueden ir desde colores muy azules (temperaturas superiores a los 20000 K con máximo de intensidad situado en longitudes de onda mucho más cortas que el visible) hasta muy rojos (temperaturas inferiores a .000 K y máximo de intensidad a longitudes de onda largas). Sin embargo, el primero en utilizar dicho término fue Willem Luyten, cuando examinaba en 1922 esta clase de estrellas. El término fue popularizado más tarde por Arthur Eddington.


title: Enana blanca

text: Las primeras enanas blancas descubiertas después de las tres clásicas lo fueron en la década de 1930. En 1939 se descubrieron 18 enanas blancas. Varios científicos, entre ellos Luyten, siguieron buscando enanas blancas en los años 1940. En 1950, ya se conocían alrededor de cien enanas blancas, y en 1999, la cifra ya rondaba las 2000. Desde entonces, el Sloan Digital Sky Survey ha encontrado 9000 nuevas enanas blancas.


title: Enana blanca

text: El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a estrellas de la rama asintótica gigante y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión, el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura los electrones degeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida en su núcleo de entre 100 y 200 millones de grados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.


title: Enana blanca

text: La enana blanca, una vez formada, va enfriándose y apagándose paulatinamente, de un color azul intenso pasará a un color rojizo, y después pasará al infrarrojo, con el tiempo la temperatura se igualará con la radiación de fondo del universo hasta, hipotéticamente, terminar siendo una enana negra, y vagar por el espacio indefinidamente. Para tomar conciencia de la lentitud del enfriamiento de las enanas blancas, cabe tener presente que el universo continúa expandiéndose, y se estima que en cuestión de 10 a 10 años, las galaxias se desvanecerán, ya que las estrellas de las que están formadas se dispersarán por el espacio intergaláctico. Pues bien, se piensa que las enanas blancas sobrevivirán a este hecho, aunque bien es cierto que una colisión fortuita entre enanas blancas podría dar lugar a una estrella capaz de producir reacciones de fusión nuclear (fusionando helio o carbono en vez de hidrógeno), o a una enana blanca muy masiva que diera lugar a una supernova de tipo Ia. Se cree que el tiempo de vida de una enana blanca es similar al tiempo de vida media del protón, que se estima desde los 10 a los 10 años según algunas teorías de la gran unificación. Si estas teorías fueran erróneas, el protón debería decaer mediante complejos procesos nucleares, o formando agujeros negros virtuales mediante procesos de gravedad cuántica, y en este caso la vida media del protón se situaría sobre los 10 años. Si tomamos como cierto que los protones se desintegran, la masa de la enana blanca disminuiría muy lentamente a causa de la desintegración de sus núcleos atómicos, hasta llegar a tal punto en el que se convertiría en un pedazo de materia no degenerada, y finalmente desaparecería por completo.


title: Enana blanca

text: Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella, esta no debe superar el límite de Chandrasekhar, que es de 1,44 masas solares. Se conocen enanas blancas desde 0,17 hasta 1,33 masas solares, aunque la gran mayoría de ellas se encuentra entre 0,5 y 0,7 masas solares. El radio estimado de las enanas blancas observadas se sitúa entre 0,008 y 0,02 veces el radio del Sol, una cifra muy cercana al radio terrestre (aproximadamente 0,009 radios solares). Así pues, en las enanas blancas se comprime una masa similar a la del Sol en un volumen un millón de veces más reducido, por lo que la densidad es aproximadamente un millón de veces mayor que la del Sol (entre 10 y 10 g/cm³). Forman parte de las estrellas compactas, pues son una de las formas de materia más densas conocidas, solamente por detrás de las estrellas de neutrones, los agujeros negros, e, hipotéticamente, las estrellas de quarks.


title: Enana blanca

text: Desde su descubrimiento, ya se conocía la enorme densidad de estas estrellas. Las enanas blancas que se encuentran en un sistema binario, como es el caso de Sirio B o 40 Eridani B, es posible calcular la masa partiendo de las observaciones de sus órbitas. Así se hizo en 1910 con Sirio B, estimándose una masa aproximada de 0,94 masas solares (cálculos más recientes indican que su masa es de 1,00 masas solares).


title: Enana blanca

text: La enorme densidad de estas estrellas confundió a los astrónomos que comenzaron a estudiarlas. Cuando Ernst Öpik calculó en 1916 la densidad de varias estrellas binarias, estimó que la densidad de 40 Eridani B era de 25000 veces la densidad del Sol, lo cual calificó literalmente de "imposible". Como Arthur Eddington escribió en 1927:


title: Enana blanca

text: Como Eddington señaló en 1924, densidades de tal magnitud implicarían que, según la teoría de la relatividad general, la luz proveniente de Sirio B debería poseer desplazamiento gravitacional hacia el rojo. Adams lo confirmó en 1925 cuando logró medir dicho desplazamiento.


title: Enana blanca

text: Estas densidades son posibles debido a que la materia no está compuesta por átomos normales que pueden formar enlaces químicos como estamos acostumbrados, sino que está en estado de plasma, y los núcleos y electrones no están cohesionados. Por tanto, en este estado no hay ningún obstáculo que impida que los átomos se acerquen entre sí, de otro modo sería imposible irrumpir el espacio que normalmente ocupan los orbitales atómicos de los electrones. Eddington se preguntó qué pasaría cuando dicho plasma se enfriara y desapareciera la energía que mantiene ionizados a los átomos. En 1926, R. H. Fowler resolvió esta paradoja mediante la aplicación de la recién instaurada mecánica cuántica. Los electrones se acercan tanto unos a otros que su posición se vuelve muy limitada, queriendo ocupar el mismo estado cuántico, pero para cumplir el principio de exclusión de Pauli y obedecer la estadística de Fermi-Dirac, donde:


title: Enana blanca

text: A esas densidades los iones tienen un recorrido libre medio extremadamente reducido; sin embargo, en el caso de los electrones es todo lo contrario: su recorrido es excepcionalmente grande debido a que, al estar degenerados, existen muy pocos huecos libres en el espacio de momentos y posiciones a los que un electrón pueda ir. La opacidad conductiva es, por ello, muy inferior a la radiativa. Esto hace que el transporte por conducción sea extremadamente eficiente en el interior de estos objetos lo que hace que sean casi isotérmicas. Pero esto ocurre solamente en su interior ya que en la atmósfera los electrones ya no están degenerados, por lo que el gradiente se acentúa considerablemente.


title: Enana blanca

text: A medida que aumenta la compresión de una enana blanca, también lo hace el número de electrones en un determinado volumen de la misma. Aplicando tanto el principio de exclusión de Pauli como el principio de indeterminación, deducimos que aumenta la energía cinética de los electrones, lo que causa presión. Dicha presión de degeneración de los electrones, que permite a la enana blanca resistir el colapso gravitatorio, depende solamente de la densidad, sin importar la temperatura. La densidad es tanto mayor cuanto más pesada sea la enana blanca, por lo tanto, la masa es inversamente proporcional al radio: a mayor masa, menor radio.


title: Enana blanca

text: El hecho de que la masa de una enana blanca no pueda superar cierto límite es otra consecuencia de la presión de degeneración de los electrones. Estos límites fueron publicados primero en 1929 por Wilhelm Anderson y después en 1930 por Edmund C. Stoner. El valor actual del límite se publicó por primera vez en 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar. Como las enanas blancas de oxígeno-carbono están compuestas principalmente por carbono-12 y oxígeno-16, los cuales tienen un número atómico igual a la mitad de su masa molecular, la μ debe de ser igual a 2, lo que conduce a la cifra de 1,44 masas solares. Junto con William Alfred Fowler, Chandrasekhar recibió el Premio Nobel de Física en 1983 por este trabajo, entre otros. El límite recibe en la actualidad el nombre de límite de Chandrasekhar.


title: Enana blanca

text: Esto no impide que estrellas de masas iniciales mayores puedan finalizar su ciclo como enanas blancas, ya que los intensos vientos estelares de las estrellas más masivas y el desprendimiento final de la cubierta de gas rebajan en mucho la masa inicial de la estrella hasta dejarla dentro de los límites de Chandrasekhar.


title: Enana blanca

text: Si una enana blanca excede el límite de Chandrasekhar, y no hay reacciones nucleares, la presión ejercida por los electrones no puede contrarrestar por sí sola a la fuerza de la gravedad, por lo que colapsará en un objeto todavía más denso como una estrella de neutrones o un agujero negro. Sin embargo, las enanas blancas pueden llegar a acretar masa adicional de estrellas próximas, siendo común en los sistemas binarios. Estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca pueden finalizar en novas y supernovas termonucleares de tipo «Ia», en la que la enana blanca se destruiría, justo antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar.


title: Enana blanca

text: Las enanas blancas poseen una luminosidad muy baja, por lo que ocupan la última franja del diagrama de Hertzsprung-Russell.


title: Enana blanca

text: Obtener la relación entre el radio y la masa de las enanas blancas es un proceso muy simple. La energía total de una enana blanca se obtiene sumando la energía potencial gravitatoria y la energía cinética. La energía potencial gravitatoria por unidad de masa de una enana blanca, "E", viene dada por: donde "G" es la constante de gravitación universal, "M" es la masa de la enana blanca, y "R" es su radio. La energía cinética, "E", se incrementa al aumentar el movimiento de los electrones, y su ecuación es: donde "p" es la cantidad de movimiento media de los electrones, "m" es la masa del electrón, y "N" es el número de electrones por unidad de masa. Debido a que los electrones están degenerados, podemos estimar "p" por estar en función de la cantidad de movimiento, Δ"p", dada por el principio de incertidumbre, que afirma que Δ"p" Δ"x" está en función de la constante reducida de Planck.{=}\ \frac{h}{2\pi} = \,\,\, 1,054\ 571\ 68(18)\times10^{-34}\ \mbox{J}\cdot\mbox{s} \,\,\, = \,\,\, 6,582\ 119\ 15(56) \times10^{-16}\ \mbox{eV}\cdot\mbox{s}|group=nota}} Δ"x" está en función de la distancia media entre electrones, cuyo valor es aproximadamente formula_10, es decir, la inversa de la raíz cúbica de la densidad numérica de los electrones, "n", por unidad de volumen. Dado que en una enana blanca hay "N" "M" electrones y su volumen está en función de "R", "n" vendrá dada por:


title: Enana blanca

text: Sustituyendo sobre la ecuación de la energía cinética, "E", obtenemos:


title: Enana blanca

text: La enana blanca estará en equilibrio cuando su energía total ("E" + "E"), sea mínima. En ese momento, las energías potencial y cinética se pueden comparar, y derivan en una relación entre la masa y el radio al equiparar sus magnitudes:


title: Enana blanca

text: Al despejar el radio, "R", obtenemos:


title: Enana blanca

text: Si eliminamos "N" de la ecuación, la cual depende solamente de la composición de la estrella, y de la constante de gravitación universal, "G", obtenemos una ecuación que relaciona la masa y el radio: Es decir, el radio de una enana blanca es inversamente proporcional a la raíz cúbica de su masa.


title: Enana blanca

text: Este razonamiento incluye la fórmula "p"/2"m" para la energía cinética, que se trata de una fórmula no relativista. Si quisiéramos introducir cálculos relativistas para cuando las velocidades de los electrones se acerquen a la velocidad de la luz, "c", deberíamos sustituir "p"/2"m" por la aproximación relativista "p" "c" para la energía cinética. Aplicando esta sustitución: Igualando esta ecuación a la ecuación de la energía potencial gravitatoria, "E", podemos eliminar "R", y la masa, "M", debe ser:


title: Enana blanca

text: Para interpretar este resultado, vemos que si añadimos masa a una enana blanca, su radio disminuye, y según el principio de incertidumbre, la cantidad de movimiento, y por tanto la velocidad de los electrones, aumenta. A medida que aumenta esta velocidad y se va aproximando a la velocidad de la luz ("c"), los cálculos se vuelven más exactos, lo que significa que la masa de la enana blanca "M" se va aproximando a "M". Por lo tanto, se demuestra así que ninguna enana blanca puede ser más pesada que el límite de masa.


title: Enana blanca

text: Para un cálculo más exacto de la relación radio-masa y la masa límite de una determinada enana blanca, se debe calcular la ecuación de estado que describe la relación entre la densidad y la presión del material de la enana. Si tomamos como ejemplo los cálculos no relativistas, el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la masa. Pero las correcciones en los cálculos relativistas indican que el radio toma el valor de cero en un valor finito de la masa. Dicho límite es el llamado límite de Chandrasekhar, rebasado el cual la enana blanca no puede soportar la fuerza de la gravedad con la presión de degeneración de los electrones. El gráfico del lateral muestra la comparación entre los cálculos relativistas, representados por la curva verde, y los no relativistas, representados por la curva azul, en una enana blanca compuesta por gas de Fermi en equilibrio hidrostático. A la masa molecular media por electrón, "μ", se le ha asignado un valor de 2, el radio se mide en radios solares, y la masa en masas solares.


title: Enana blanca

text: Los cálculos suponen que la enana blanca no posee rotación. Si tuviera rotación, la ecuación del equilibrio hidrostático tendría que modificarse para incluir la fuerza centrífuga tomando un sistema de referencia rotatorio, pues para una enana blanca con rotación uniforme, el límite de masa aumenta muy ligeramente. Sin embargo, si la rotación de la estrella no es uniforme, y no se toma en cuenta la viscosidad, no habría límite de masa para un modelo de enana blanca en equilibrio estático, como señaló Fred Hoyle en 1947. Aunque no todos estos modelos de estrellas en rotación son dinámicamente estables.


title: Enana blanca

text: Las enanas blancas emiten un amplio espectro de radiación visible, que abarca desde un azul intenso correspondiente a estrellas de tipo O de secuencia principal, hasta las enanas rojas de tipo M.


title: Enana blanca

text: La temperatura superficial de las enanas blancas, es decir, su temperatura efectiva, comprende desde los 150.000 K hasta temperaturas inferiores a los 4.000 K.


title: Enana blanca

text: De acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann, mayor luminosidad implica mayor temperatura superficial, por lo que dicho rango de temperaturas en la superficie corresponde con una luminosidad desde 100 veces la del Sol, hasta una diezmilésima parte ella (1/10.000). Las enanas blancas más calientes, cuya temperatura superficial sobrepasa los 30000 K, son fuentes de rayos X blandos (de mayor longitud de onda, más cercanos a la banda ultravioleta), es decir, de menor energía. Esto permite, mediante la observación de rayos ultravioleta y de rayos X, obtener información acerca de la composición y de la estructura de las atmósferas de las enanas blancas, y así poder ser estudiadas en profundidad. La radiación de una enana blanca proviene de la energía térmica almacenada, a no ser que acrete masa de una compañera o de cualquier otra fuente. Al tener una superficie tan reducida, el calor irradia muy lentamente, por lo que se mantienen calientes durante un largo período. A medida que una enana blanca se enfría, la temperatura superficial desciende, el espectro de la radiación se va desplazando hacia un color rojizo, y la luminosidad disminuye, y al no tener otro tipo de sumidero de energía que la radiación, se deduce que con el tiempo se va enfriando más lentamente. Por ejemplo, Bergeron, Ruiz, y Leggett, estimaron que una enana blanca de carbono de 0,59 masas solares con una atmósfera de hidrógeno se había enfriado hasta una temperatura superficial de 7.140 K en, aproximadamente, 1,5 mil millones de años. Sin embargo, calcularon que para que se enfriara aproximadamente 500 kelvin más (hasta 6.590 K), necesitaría 0,3 mil millones de años, pero si repetimos dos veces más el proceso (hasta 6.030 K y 5.550 K), tardaría 0,4 y 1,1 miles de millones de años respectivamente. La mayoría de las enanas blancas observadas poseen una temperatura superficial relativamente elevada, entre 8.000 K y 40.000 K. Como cada vez se enfrían más lentamente, pasan la mayor parte de su vida en temperaturas frías, por lo que, al observar el universo, lo lógico sería que encontráramos más enanas blancas frías que calientes. Esto parece que se cumple, pero esta tendencia se frena al llegar a temperaturas extremadamente frías. Solo han sido observadas unas pocas enanas blancas por debajo de los 4.000 K, y una de las más frías observadas es WD 0346+246, con una temperatura superficial aproximada de 3.900 K. Esto tiene su explicación en que la edad del universo es finita, y no les ha dado tiempo a enfriarse por debajo de dichas temperaturas. Una consecuencia práctica de esto es que la función de luminosidad de las enanas blancas puede ser utilizada para calcular la edad de las estrellas en una determinada región del espacio.


title: Enana blanca

text: Con el tiempo, las enanas blancas se enfriarán hasta tal punto que dejarán de irradiar y se convertirán en enanas negras, aproximándose a la temperatura del entorno e igualándose con la radiación de fondo de microondas. Sin embargo, en la actualidad, y debido a la corta edad del universo, no hay indicios de la existencia de enanas negras.


title: Enana blanca

text: G. P. Kuiper fue, en 1941, el primero en intentar clasificar el espectro de las enanas blancas, y desde entonces se han utilizado varios sistemas de clasificación.


title: Enana blanca

text: Edward M. Sion y varios coautores establecieron en 1983 el sistema utilizado en la actualidad, y desde entonces se ha revisado en diversas ocasiones. Dicho sistema clasifica el espectro con un símbolo, que suele consistir en una D inicial, seguido de una secuencia de letras mostradas en la tabla adyacente, y un índice de temperaturas, que se calcula dividiendo 50.400 K por la temperatura efectiva, ya que la temperatura superficial está íntimamente relacionada con el espectro. Por ejemplo:


title: Enana blanca

text: Si la clasificación no está del todo clara, se pueden utilizar ciertos símbolos, como "?" o ":".


title: Enana blanca

text: Aunque la mayoría de las enanas blancas están compuestas por oxígeno y carbono, la espectroscopia de la luz emitida revela que su atmósfera está compuesta casi en su totalidad o bien de hidrógeno, o bien de helio, y este elemento dominante es unas 1000 veces más abundante en la atmósfera que los demás. La explicación de este hecho la proporcionó Évry Schatzman en la década de 1940, quien expuso que la alta gravedad superficial separaba los elementos, atrayendo más fuertemente los elementos pesados hacia su centro, quedando los más ligeros en la superficie.


title: Enana blanca

text: La atmósfera, la única parte de las enanas blancas que podemos observar, es la parte superior de un residuo de la fase de la rama asintótica gigante, y puede contener material obtenido del medio interestelar. Se ha calculado que una atmósfera rica en helio posee una masa aproximada del 1% de la masa total de la estrella, y una atmósfera compuesta de hidrógeno, el 0,01% del total.


title: Enana blanca

text: A pesar de la fracción que representa, esta capa externa determina la evolución térmica de la enana blanca; los electrones degenerados conducen bien el calor, por lo que la masa de la enana blanca es casi isotérmica: una temperatura superficial entre 8.000 K y 16.000 K corresponde con una temperatura del núcleo entre 5.000.000 K y 20.000.000 K. La opacidad a la radiación de las capas externas es una medida de las enanas blancas que permite que se enfríen con mayor lentitud.


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text: Las enanas blancas del tipo DA, que se caracterizan por tener atmósferas ricas en hidrógeno, conforman el 80% de las enanas blancas analizadas espectroscópicamente. La gran mayoría de los restantes tipos (DB, DC, DO, DZ) poseen atmósferas ricas en helio. Solo una pequeña fracción de las enanas blancas, aproximadamente el 0,1%, tienen atmósferas en las que el elemento principal es el carbono (tipo DQ). Suponiendo que no hubiera carbono ni metales, el tipo espectral depende exclusivamente de la temperatura efectiva. Aproximadamente entre 45000 K y 100000 K el espectro más abundante sería el DO, caracterizado por helio ionizado. Entre 12000 K y 30000 K, destacarían las líneas de helio, y se clasificaría como DB. Por debajo de los 12000 K, el espectro es continuo y se clasifica como DC. No está claro el motivo por el cual escasean las enanas blancas DB, con temperaturas efectivas entre 30000 K y 45000 K. Una hipótesis sugiere que se debe a procesos de evolución atmosféricos, como la separación gravitacional y la mezcla convectiva.


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text: En 1947, P. M. S. Blackett predijo que las enanas blancas deberían poseer campos magnéticos de una fuerza en su superficie de aproximadamente 1 millón de gauss (100 teslas), como consecuencia de una ley física que él mismo propuso, que afirmaba que un cuerpo en rotación y sin carga debería generar un campo magnético proporcional a su momento angular. Esta teoría recibe el nombre de magnetismo gravitacional, conocida también como el efecto Blackett, el cual nunca ha sido observado ni aceptado generalmente por la comunidad científica. Pocos años más tarde, en la década de 1950, el efecto Blackett fue refutado.


title: Enana blanca

text: En la década de 1960, se propuso otra teoría que afirmaba que las enanas blancas poseen tales campos magnéticos porque el flujo magnético de la superficie debía conservarse durante la evolución de una estrella no degenerativa a una enana blanca. Un campo magnético en la superficie de la estrella progenitora de 100 gauss (0,01 tesla) se convertiría así en un campo de 100·100 = 1 millón de gauss (100 T) si el radio reduce en 100 veces su tamaño.


title: Enana blanca

text: La primera enana blanca de cuyo campo magnético se tiene constancia es GJ 742, en 1970 se detectó que la estrella poseía un campo magnético procedente de la emisión de luz polarizada circularmente. Se calcula que la fuerza del campo magnético en su superficie es de 300 millones de gauss (30 kT). Desde entonces, se han descubierto campos magnéticos en más de 100 enanas blancas, el valor más bajo es de 2×10 gauss (0,2 T), y el más alto 10 (100 kT). Solamente se ha calculado el campo magnético de un reducido número de enanas blancas, y se estima que, al menos, un 10% de las enanas blancas tienen campos mayores de 1 millón de gauss (100 T).


title: Enana blanca

text: La presión de degeneración es un fenómeno cuántico independiente de la temperatura, por lo que las enanas blancas seguirán enfriándose toda su vida hasta igualar su temperatura con el entorno, es decir, hasta llegar casi al cero absoluto.


title: Enana blanca

text: El material que compone las enanas blancas es inicialmente plasma, pero en la década de 1960 se predijo teóricamente que en una fase avanzada del enfriamiento, la enana blanca debería cristalizar, comenzando por el centro de la estrella.


title: Enana blanca

text: Si se enfrían lo suficiente las interacciones entre iones se tornan relevantes y estos dejan de comportarse como un gas ideal pasando a ser un líquido de Coulomb. Pero por debajo de una cierta temperatura umbral (~ 1,7x10 K) los iones se disponen en forma de red cristalina de tipo bcc, por lo que se dice que la enana blanca ha cristalizado. Al cristalizar se libera calor latente ya que es un proceso de cambio de fase y eso afecta a la función de luminosidad. Esta transición de fase libera esa energía latente ralentizando un poco el enfriamiento.


title: Enana blanca

text: La temperatura umbral se calcula mediante el parámetro que se indica a continuación el cual no es más que una relación entre las interacciones coulombianas y la agitación térmica. Mientras la energía coulombiana sea inferior a la térmica el comportamiento de los iones será de gas. Cuando sus valores sean comparables se comportará como un líquido y cuando la energía coulombiana sea claramente dominante la estrella tendrá un comportamiento sólido, un sólido de una dureza inimaginable a escala humana. El umbral de cristalización se considera normalmente que es: Γ ~170


title: Enana blanca

text: Parámetro de cristalización: formula_18


title: Enana blanca

text: En esa ecuación "Z" es el número atómico que para una enana blanca de carbono ("Z"=6) y oxígeno ("Z"=8) será 7 suponiendo que haya un 50% de cada elemento; "K" es la constante de Boltzmann; "T" la temperatura; y "d" es la distancia entre iones que está relacionada con la densidad de la estrella por la ecuación "(4/3)πd³~1/n=(μm)/ρ", donde "ρ" es la densidad, "m" la masa del hidrógeno y "μ" el número másico medio que viene a ser "14" para las enanas de carbono y oxígeno (12+16)/2.


title: Enana blanca

text: Ocurre que el oxígeno cristaliza antes que el carbono por lo que en la enana blanca empezará a diferenciarse un núcleo de oxígeno cristalizado rodeado por un fluido de carbono cada vez más empobrecido en oxígeno. La emisión de radiación latente contribuirá a frenar el enfriamiento y alargar la vida de las enanas blancas unas decenas de millones de años.


title: Enana blanca

text: Otra consecuencia de este curioso fenómeno es que en las enanas blancas cristalizadas el potencial a romper para que se dé la fusión completa del carbono es mayor por lo que son potencialmente más explosivas en caso de tener una compañera cercana.


title: Enana blanca

text: En el año 2004, Travis Matcalfe y un equipo de investigadores del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics estimaron, sobre la base de sus observaciones, que aproximadamente un 90% de la masa de la enana blanca BPM 37093 había cristalizado.


title: Enana blanca

text: Trabajos independientes estiman que la masa cristalizada se sitúa entre el 32% y el 82% del total.


title: Enana blanca

text: Las enanas blancas pulsantes tienen la peculiaridad de que su luminosidad es variable debido a las pulsaciones no radiales de las ondas de gravedad de la propia estrella. La observación de estas pequeñas variaciones en la emisión de luz, aproximadamente del 1% al 30%, permite analizar datos del interior de las enanas blancas mediante la astrosismología.


title: Enana blanca

text: Existen tres grandes grupos en los que se dividen las enanas blancas pulsantes: el primer grupo posee atmósferas ricas en hidrógeno y son del tipo espectral DA, son las llamadas estrellas "DAV" o "ZZ Ceti". El segundo grupo posee atmósferas con helio abundante, tienen el tipo espectral DB, y son conocidas como "DBV" o "V777 Her". En el último grupo la atmósfera está compuesta en su mayoría por helio, carbono y oxígeno, son del tipo espectral PG 1159, y se denominan estrellas "GW Virginis". A veces, este último grupo se puede subdividir en los grupos de estrellas "DOV" y "PNNV". Aunque a este grupo no se les puede considerar enanas blancas propiamente dichas, ya que no han alcanzado la zona de las enanas blancas en el diagrama de Hertzsprung-Russell, y por ello se las considera pre-enanas blancas.


title: Enana blanca

text: Los primeros cálculos apuntaban que las enanas blancas variarían en periodos de 10 segundos, sin embargo, en la década de 1960 estas suposiciones se rechazaron al no coincidir con las observaciones.


title: Enana blanca

text: La primera ZZ Ceti encontrada fue HL Tau 76 en el año 1968, descubierta por el astrónomo norteamericano Arlo U. Landolt. Landolt observó que las pulsaciones de la estrella variaban en un período de aproximadamente 12,5 minutos. En 1970 se descubrió Ross 548, otra ZZ Ceti con el mismo tipo de variabilidad que HL Tau 76. En 1972, la estrella obtuvo oficialmente la designación de ZZ Ceti.


title: Enana blanca

text: Las enanas blancas pulsan de forma inestable al atravesar el rango de temperaturas efectivas entre 10.700 y 12.500 K, y es por ello que todas las ZZ Ceti se encuentran entre este rango. Este tipo de estrellas presentan cambios de brillo con un período entre 30 segundos y 25 minutos, y una amplitud de 0,001 a 0,2 magnitudes. A veces se observan fluctuaciones de hasta casi 1 mag, pero ello se debe a la acción de compañeras UV Ceti cercanas. La medición de la variación del período de las pulsaciones en estrellas ZZ Ceti permite calcular el progreso del enfriamiento en enanas blancas de tipo DA, e incluso se pueden conseguir aproximaciones de la edad del disco galáctico en el que se encuentran.


title: Enana blanca

text: En 1982, D. E. Winget y sus compañeros de trabajo sugirieron que las estrellas DB (enanas blancas con atmósferas compuestas fundamentalmente de helio) con temperaturas superficiales próximas a los 19.000 K, deberían emitir pulsos. Winget buscó estrellas con estas características, y encontró la estrella variable GD 358, una DBV, como él mismo predijo que sería. Esta fue la primera predicción de una clase de estrella variable antes de su observación. En 1985, este tipo de estrellas fueron denominadas "V777 Her". Estas estrellas poseen temperaturas efectivas próximas a los 25000 K.


title: Enana blanca

text: Las estrellas "GW Virginis" son el tercer grupo de enanas blancas variables pulsantes, a veces se subdividen en los grupos "DOV" y "PNNV". PG 1159-035 es la estrella prototipo. Las variaciones de esta estrella, que también es la estrella prototipo de la clase PG 1159, fueron observadas por primera vez en 1979, y se le designó con el nombre de "GW Vir" en 1985, dando su nombre a esta clase de estrellas. Estas estrellas no llegan a ser enanas blancas literalmente, porque en el diagrama de Hertzsprung-Russell ocupan una posición intermedia entre la región de las enanas blancas y la zona de la rama asintótica gigante, y es por ello que se les denomina "pre-enanas blancas".


title: Enana blanca

text: Estas estrellas están muy calientes, su temperatura efectiva se sitúa entre 75.000 K y 200.000 K, poseen atmósferas ricas en helio, carbono, y oxígeno, y la gravedad en su superficie es relativamente baja (log "g" ≤ 6.5). Es posible que estas estrellas se enfríen para dar lugar a enanas blancas de tipo espectral DO.


title: Enana blanca

text: Los períodos del modo normal de las estrellas de clase GW Vir comprenden desde los 300 hasta los 5.000 segundos.


title: Enana blanca

text: La excitación de las pulsaciones de las estrellas GW Vir fue estudiada, por primera vez, en la década de 1980, pero continúa siendo todo un enigma veinte años después. Desde el principio, se pensó que el mecanismo de excitación era causado por el llamado mecanismo κ, asociado con el carbono y el oxígeno ionizados por debajo de la superficie de la fotosfera, pero se pensó que este mecanismo no funcionaría si hubiera helio en la superficie. Sin embargo, parece que puede existir inestabilidad incluso en presencia de helio.


title: Enana blanca

text: Las enanas blancas constituyen el final de la evolución estelar en estrellas de la secuencia principal comprendidas entre 0,07 y 10 masas solares. La composición de la enana blanca difiere según la masa inicial de la estrella.


title: Enana blanca

text: Las estrellas de baja masa (<0,5 M) no pasan por ninguna fase posterior a la de combustión del hidrógeno. Agotado este, los electrones de su núcleo degeneran mucho antes de alcanzar las temperaturas de ignición del helio por lo que, al final de sus días, estas estrellas se acaban convirtiendo en enanas blancas de helio. Solamente las estrellas de menos de media masa solar pueden dar lugar a este tipo de estrellas, y una estrella de esta masa viviría unos 80.000 millones de años. Si tenemos en cuenta que la edad del universo es de 13000 millones de años, parece lógico pensar que estas estrellas no se hayan podido formar aún. Sin embargo, se han encontrado algunos objetos que se corresponden con las características de las enanas blancas de helio. La formación de estas estrellas se puede explicar por la interacción de dos estrellas en sistemas binarios, una estrella arrebata la capa externa de hidrógeno a una estrella roja en crecimiento hasta dejar solamente la capa de helio, dejando el objeto compacto desnudo. El fenómeno también puede ser explicado por la pérdida de masa debido a un gran planeta cercano.


title: Enana blanca

text: Si la masa de la estrella se sitúa entre 0,5 y 8M, al agotar todo el hidrógeno, su núcleo posee una temperatura tal que permite la fusión de helio en carbono y oxígeno mediante el proceso triple-alfa. Primero es consumido el helio del núcleo, y, una vez agotado, comienza a consumirse el helio disponible en una capa situada a su alrededor. Esto provoca que la estrella se expanda por última vez: comienza la fase de la rama asintótica gigante. A medida que aumenta la cantidad de carbono resultante de las reacciones triple alfa aumentan también las posibilidades de formar oxígeno, pero se desconoce la proporción de carbono y oxígeno ya que sus secciones eficaces no están bien definidas. Llegados a los momentos finales de la estrella, esta intensificará cada vez más sus vientos estelares, expulsando progresivamente su cubierta de hidrógeno hasta dejar un núcleo desnudo y degenerado de carbono y oxígeno. Una estrella como el Sol expulsará en sus espasmos finales el 40% de su masa antes de finalizar sus días como una enana blanca. La nebulosa resultante de la expulsión de las capas exteriores recibe el nombre de nebulosa planetaria.


title: Enana blanca

text: Los remanentes de las estrellas de masa comprendida entre 1,5 y 9 masas solares podrían llegar a superar con mucho la masa de Chandrasekhar. Si todas ellas evolucionaran para explotar como supernovas, como sería de suponer, se deberían observar muchas más en el cielo. Además, la composición en metales del gas interestelar debería ser más rica en hierro que en oxígeno, cosa que no ocurre. Esto se explica por la gran cantidad de masa que expulsan los fuertes vientos de estas estrellas, llegando hasta pérdidas de 8 masas solares a lo largo de su vida. Estas pérdidas de masa van a ser tanto más acentuadas cuanto mayor sea la estrella, así como mayor sea su metalicidad, la cual incrementa la opacidad. Por lo tanto, las estrellas en este rango de masas también acaban su vida como una enana blanca de carbono y oxígeno. Este tipo de enanas blancas son las más comunes que se observan en el universo.


title: Enana blanca

text: Las estrellas de masa elevada alcanzan en su núcleo la temperatura necesaria para fusionar el carbono en neón, y, seguidamente, el neón en hierro. Su destino final no es una enana blanca, ya que superan la masa máxima permitida y la presión de degeneración de los electrones no puede hacer frente a la gravedad, por lo que el núcleo colapsa y la estrella explota en una supernova de tipo II, dejando como remanente una estrella de neutrones, un agujero negro, o una forma exótica de estrella compacta. Sin embargo, algunas estrellas comprendidas entre 8 y 10 M pueden ser capaces de fusionar carbono para producir neón, pero no ser lo suficientemente masivas para quemar neón. Si esto sucede, el núcleo no colapsa, y la fusión no llega a ser demasiado violenta, daría lugar a una enana blanca compuesta de oxígeno, neón, y magnesio. Estas estrellas proceden de las llamadas "ONeMg" o novas de neón, cuyo espectro muestra elevadas abundancias de neón y magnesio. El problema de determinar el rango de masas que da lugar a estos objetos procede de las elevadas tasas de pérdida de masa al final de la vida de las estrellas, lo que hace difícil de simular numéricamente con precisión qué estrellas se detienen en el carbono, cuáles en el oxígeno-neón y cuales llegan hasta el hierro. Así pues, es posible que el valor exacto dependa de la metalicidad de la estrella.


title: Enana blanca

text: Las supernovas de tipo Ia han sido también propuestas como otra manera de formar (mejor dicho, transformar) enanas blancas. En este escenario, la explosión que se produce en este tipo de supernova no tiene la potencia suficiente como para destruir por completo la enana blanca y se limita a expulsar parte de su materia a grandes velocidades además de, al ser asimétrica, catapultar a la enana blanca a grandes velocidades convirtiéndola en una estrella hiperveloz. La materia que ha sido procesada en la supernova fallida es recapturada por la enana blanca, con los elementos más densos como el hierro cayendo al centro del astro y acumulándose allí.


title: Enana blanca

text: Estas enanas blancas de "núcleo de hierro" serían más pequeñas que sus equivalentes formadas de carbono y oxígeno y cristalizarían y enfriarían más rápido también.


title: Enana blanca

text: El sistema estelar o planetario de una enana blanca puede intervenir en su desarrollo de varias formas. El Telescopio espacial Spitzer de la NASA observó la zona central de la Nebulosa de la Hélice mediante espectroscopia infrarroja, y sugirió que allí se encontraba una nube de polvo, probablemente causada por colisiones entre cometas. Del mismo modo, en 2004 se observa la presencia de una nube de polvo alrededor de la enana blanca G29-38, que posiblemente se formó a causa de la disgregación por fuerzas de marea de un cometa que transitó muy cerca de la enana blanca.


title: Enana blanca

text: Ha habido también autores que han sugerido que las enanas blancas podrían estar acompañadas por los restos de planetas de tipo terrestre, los cuales habrían sobrevivido a la fase de gigante roja pero perdiendo sus capas exteriores y solo quedando su núcleo; posteriores estudios de la abundancia en metales de las atmósferas de las enanas blancas refuerzan esta idea y sugieren que al menos un 15% de estos objetos pueden tener planetas y/o asteroides orbitándolas, o al menos los mencionados restos de tales cuerpos, lo que también implica que al menos un 3,5% de las estrellas de espectro A y F pueden tener sistemas planetarios.


title: Enana blanca

text: Si una enana blanca se encuentra en un sistema binario con una compañera, pueden ocurrir varios fenómenos:


title: Enana blanca

text: La masa de una enana blanca aislada y sin rotación no puede sobrepasar el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares, aunque este límite aumenta ligeramente si la enana blanca rota velozmente sobre su eje. Sin embargo, las enanas blancas que forman parte de los sistemas binarios pueden acretar material de su compañera, normalmente una gigante roja, aumentando así tanto en masa como en densidad. Una vez que la masa ha alcanzado el límite de Chandrasekhar, los electrones ya no son capaces de sostener la estrella, lo cual aumenta la presión, lo que dispara la temperatura hasta iniciar una fusión en el núcleo de la enana que produzca una ignición explosiva, o colapsa formando una estrella de neutrones. Según el modelo más común de formación de las supernovas de tipo Ia, una enana blanca de carbono y oxígeno acreta material de una compañera, aumentando así su masa y compactando su núcleo. El calor del núcleo permite iniciar la reignición del carbono cuando la masa supera el límite de Chandrasekhar. Las enanas blancas, como contrarrestan la gravedad mediante la presión de degeneración en vez de la presión térmica, al añadirles calor aumentan la temperatura pero no la presión, por lo que la enana blanca no se expande. En lugar de eso, la temperatura acelera la velocidad de fusión de la estrella. La llama termonuclear consume gran parte del carbono de la enana blanca en escasos segundos, causando una explosión de supernova de tipo Ia que acaba por destruir la estrella y expulsando su masa a velocidades cercanas a los 10.000 km/s, disipando grandes cantidades de polvo y gas. Pero este no es el único mecanismo válido para la formación de las supernovas de tipo Ia, si dos enanas blancas de carbono y oxígeno que conforman un sistema binario colisionan y se fusionan, formando un cuerpo de masa superior al límite de Chandrasekhar, el carbono puede iniciar su combustión, causando la explosión.


title: Enana blanca

text: Cuando, a pesar de la acreción de material, la masa no alcanza el límite de Chandrasekhar, el hidrógeno acretado que se encuentra en la superficie puede inflamarse dando lugar a una explosión termonuclear. Como el núcleo de la enana blanca no sufre los efectos de dichas explosiones, la enana puede seguir acretando hidrógeno y continuar explosionando. Este fenómeno cataclísmico recibe el nombre de nova. También se han observado novas enanas, las cuales tienen picos de luminosidad más débiles que las novas propiamente dichas. Estos fenómenos no son producidos por fusión nuclear, sino que se deben a la energía potencial gravitatoria que se produce durante la acreción de material. En general, una estrella variable cataclísmica se refiere a cualquier sistema binario en el que una enana blanca acrete materia de una compañera. Aparte de las novas y de las novas enanas, se conoce multitud de clases diferentes de estrellas variables. Se ha demostrado que las estrellas variables cataclísmicas, tanto por acreción como por fusión, son fuentes de rayos X.


title: Enana blanca

text: En 2011 se sugirió que las enanas blancas de temperaturas superficiales inferiores a 10.000 Kelvin podrían tener una zona habitable que se extendería entre 0,005 y 0,02 unidades astronómicas y cuya duración sería de 3000 millones de años, proponiéndose buscar alrededor de enanas blancas planetas de tipo terrestre que pudieran orbitar allí bien tras migrar desde órbitas exteriores, bien formándose allí; debido a que las enanas blancas tienen tamaños similares a los de dichos cuerpos, los tránsitos que pudieran producir tales hipotéticos planetas producirían eclipses importantes; estudios posteriores, sin embargo, proponen que un planeta orbitando una enana blanca a una distancia tan escasa estaría sujeto, entre otros efectos, a fuerzas de marea causadas por su estrella, que podría producir en este un efecto invernadero intenso volviéndole inhabitable y siendo más difícil que fueran habitables. Otro problema con esta teoría es que, dejando aparte que un planeta pudiera formarse en un disco de acreción alrededor de una enana blanca, para llegar a una órbita tan cerrada solamente podría conseguirlo de dos maneras: ser absorbido por su estrella durante la fase de gigante roja y sobrevivir a su caída en espiral hacia el núcleo estelar (muy difícil para cuerpos de baja masa), o siendo enviado a ella tras interacciones gravitatorias con otros cuerpos (en cuyo caso se desprendería tal cantidad de energía orbital en calor que es muy posible que el planeta acabara convertido en un rescoldo inhabitable)


title: Estrella de neutrones

text: Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente. Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares, con un radio correspondiente aproximado de 12 km. En cambio, el radio del Sol es de unas veces esa cifra. Las estrellas de neutrones tienen densidades totales de 3,7×10 a 5,9×10 kg/m³ (de 2,6×10 a 4,1×10 veces la densidad del Sol), comparable con la densidad aproximada de un núcleo atómico de 3×10 kg/m³. La densidad de una estrella de neutrones varía desde menos de 1×10 kg/m³ en la corteza, aumentando con la profundidad a más de 6×10 u 8×10 kg/m³ aún más adentro (más denso que un núcleo atómico). Esta densidad equivale aproximadamente a la masa de un Boeing 747 comprimido en el tamaño de un pequeño grano de arena.


title: Estrella de neutrones

text: En general, las estrellas compactas de menos de 1,44 masas solares —el límite de Chandrasekhar— son enanas blancas, y por encima de 2 a 3 masas solares —el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff— puede crearse una estrella de quarks; no obstante, esto es incierto. El colapso gravitatorio generalmente ocurre en cualquier estrella compacta de entre 10 y 25 masas solares, y producirá un agujero negro. Algunas estrellas de neutrones giran rápidamente y emiten rayos de radiación electromagnética como púlsares.


title: Estrella de neutrones

text: Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial de más de 8 masas solares puede convertirse en una estrella de neutrones. Así, en este tipo de estrellas, al finalizar la fase primaria de fusión de hidrógeno con su consecuente separación de la secuencia principal, se produce un calentamiento del núcleo, lo que posibilita otros tipos de fusiones, debido a las cuales se produce un núcleo rico en hierro. Cuando todo el combustible nuclear ha sido utilizado, el núcleo se vuelve inestable, al tener que soportar la presión de degeneración en solitario. A la vez, se siguen depositando materiales pesados en el núcleo, haciendo que se exceda el límite de Chandrasekhar. La presión degenerada de los electrones aumenta y el núcleo se colapsa más rápidamente, aumentando la temperatura hasta 3 x 10 K. A estas temperaturas, se produce la fotodesintegración (ruptura del núcleo de hierro en partículas alfa debido a rayos gamma de alta energía). De esta forma, las partículas alfa, al tener menos carga, absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos, combinándose con los protones. También el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado, por lo que se generarán ingentes cantidades de protones libres.


title: Estrella de neutrones

text: Esto produce un aumento aún mayor de la temperatura, ocasionando la formación de neutrones de la unión de protones y electrones, mediante un proceso conocido como captura electrónica, emitiendo neutrinos. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4 × 10 g/cm³. Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 10 g/cm³.


title: Estrella de neutrones

text: Fotodesintegración del hierro: formula_1


title: Estrella de neutrones

text: Fotodesintegración del helio: formula_2


title: Estrella de neutrones

text: Este ciclo sigue su efecto hasta llegar a densidades nucleares de 4 x 10 kg/m³;K, cuando la presión degenerada nuclear detiene la contracción. La atmósfera exterior de la estrella se expulsa creando una supernova de tipo II o Ib, mientras que el resto se convierte en una estrella de neutrones, cuya masa será menor de 5 Masas solares (si su masa fuera mayor se acabaría convirtiendo en un agujero negro al ser la presión de degeneración de los neutrones insuficiente para estabilizar el proceso). También pueden producirse estrellas de neutrones a partir de sistemas binarios. Su núcleo quedará formado por hierro hiperdenso, junto con otros metales pesados, y seguirá compactándose, al ser su masa demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso.


title: Estrella de neutrones

text: La fotodesintegración enfría la estrella compacta, ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor interno de la misma. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos, provocando una caída en picado de la presión de degeneración, acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden, dejándolos libres, donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronio.


title: Estrella de neutrones

text: El proceso continúa hasta alcanzar la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente en torno a 10 g/cm³, momento en el que casi toda la masa de la estrella se habrá transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa inferior a unas tres masas solares, denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. En caso de que tenga una masa superior, el colapso de la estrella de neutrones no puede detenerse sino que, se cree, llega a formar un agujero negro. Algunos científicos especulan sobre la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro; se trataría de la estrella de quarks, pero tal objeto no ha sido observado aún. Sin embargo, existen varios candidatos a estrella de quarks, como RJX J185635-375.


title: Estrella de neutrones

text: La principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la presión térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior.


title: Estrella de neutrones

text: Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario, está formado por plasma de quarks-gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.


title: Estrella de neutrones

text: Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (dos años después del descubrimiento del neutrón) como posibles subproductos de una supernova, no recibieron mucha atención por parte de los astrofísicos teóricos, ya que no existían entonces objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones.


title: Estrella de neutrones

text: Sin embargo, en 1967 Jocelyn Bell liderada por Antony Hewish descubrió los púlsares, trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974, los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por Thomas Gold en 1968. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos estimados para las estrellas de neutrones (del orden de 10 G) podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional: esto fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del púlsar de la nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostrikcers y J. Gunns en 1971 con el modelo de frenado por dipolo magnético.


title: Estrella de neutrones

text: . En Google Book


title: Alfred G. Gilman

text: Alfred Goodman Gilman (New Haven, Connecticut; 1 de julio de 1941-Dallas, Texas; 23 de diciembre de 2015) fue un científico estadounidense ganador del Premio Nobel de Medicina en 1994.


title: Alfred G. Gilman

text: Las proteínas G son un intermediario vital entre la activación de receptores en la membrana plasmática y las acciones en la célula. Martin Rodbell había demostrado, en los años sesenta, que el guanosín trifosfato (GTP )estaba involucrado en la señalización de células. Fue Gilman quien realmente descubrió las proteínas que interactuaban con el GTP para iniciar las cascadas de señalización en el interior de la célula.


title: Alfred G. Gilman

text: Su padre, Alfred Gilman, era profesor en la Universidad de Yale, fue uno de los autores del libro de texto clásico de farmacología "" y eligió, como segundo nombre de su hijo, el del coautor de ese libro, el doctor Louis S. Goodman. Recibió, junto con el doctor Rodbell, el en 1994, por sus trabajos sobre la proteína G y el papel de ésta en la comunicación celular.


title: Alfred G. Gilman

text: Gilman se graduó en la Universidad de Yale en 1962. Entró luego a un programa combinado de doctorado en medicina y física en la Universidad Case Western Reserve en Cleveland (Ohio), donde estudió con el premio Nobel Earl Sutherland. Gilman se graduó en la Case Western en 1969, luego realizó sus estudios postdoctorales en los Institutos Nacionales de Salud con el premio Nobel Marshall Nirenberg desde 1969 hasta 1971. En 1971, Gilman se convirtió en profesor en la Universidad de Virginia en Charlottesville (Virginia). En 1981 lo nombraron jefe del Departamento de Farmacología de la Universidad de Texas, en Dallas (Texas). Fue elegido miembro de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos en 1986. Además del Premio Nobel, ganó el Albert Lasker Award for Basic Medical Research en 1989. En 2005 fue elegido decano de la Universidad de Texas. También fue nombrado miembro de la mesa de consejeros de Scientists and Engineers for America, organización que promueve la ciencia dentro del gobierno de los Estados Unidos.


title: Martin Rodbell

text: Martin Rodbell (Baltimore, Maryland; 1 de diciembre de 1925-Chapel Hill, Carolina del Norte; 7 de diciembre de 1998) fue un bioquímico estadounidense.