Al parecer contiene agua, gravedad y atmósfera adecuadas para la vida. Tiene tres veces la masa de la Tierra y es ligeramente más ancho.
El planeta Gliese 581g se ubica a 193 billones de kilómetros de la Tierra. (Web)
jueves, 30 de septiembre de 2010
Los astrónomos dicen que, por primera vez, han detectado un planeta además del nuestro ubicado en una zona apta para albergar vida: ni demasiado caliente ni demasiado fría.
Como el planeta no está ni muy cerca ni muy lejos de su estrella, podría contener agua en estado líquido, y tampoco es demasiado grande ni demasiado pequeño, así que tendría superficie, gravedad y atmósfera apropiadas.
"Este es en realidad el primer planeta 'Ricitos de oro"', dijo uno de sus descubridores, R. Paul Butler, del Instituto Carnegie de Washington. Se refería a que, al igual que la sopa y la cama elegidos por la protagonista del cuento, este cuerpo celeste tiene características moderadas.
Los científicos han proclamado anteriormente que planetas fuera de nuestro sistema solar eran habitables, sólo para descubrir después que no lo eran tanto. Pero este se ubica tan claramente en la zona correcta que cinco astrónomos independientes dijeron a que parece ser verdaderamente útil para establecerse en él.
"Es un candidato de primera" para albergar vida, dijo Jim Kasting, de la Universidad Penn State.
Que haya vida en otros planetas no significa que haya hombrecillos verdes. Una simple bacteria unicelular sacudiría la percepción de que la Tierra es el único lugar con vida en el universo.
El referido planeta tiene tres veces la masa de la Tierra, es ligeramente más ancho y está mucho más cerca de su estrella: 22 millones de kilómetros (14 millones de millas). Nuestro planeta se encuentra a 150 millones de kilómetros (93 millones de millas) del sol.
El planeta descubierto completa su órbita cada 37 días y no rota mucho, así que una de sus caras está casi siempre iluminada y la otra oscura.
La temperatura ronda entre 71 grados Celsius (160 Fahrenheit) y 3,89 grados bajo cero (25 Fahrenheit), pero en la porción del planeta en amanecer constate, habría un "clima en el que usarías ropa común", dijo otro de sus descubridores, Steven Vogt, de la Universidad de California en Santa Cruz.
No se sabe si existe agua en el planeta ni qué tipo de atmósfera tiene. Pero como las condiciones son ideales para encontrarla en estado líquido, y como en la Tierra parece siempre haber vida donde hay agua, Vogt cree "que las probabilidades de vida en este planeta son de 100%".
El hallazgo de los astrónomos fue publicado en la revista Astrophysical Journal y anunciado el miércoles por la Fundación Nacional para la Ciencia.
El planeta gira alrededor de una estrella enana llamada Gliese 581, y como es el sexto en órbita, se le denominó Gliese 581g. Se ubica a 193 billones de kilómetros (120 billones de millas) de la Tierra. Parece una distancia demasiado grande, pero a escala universal, este planeta está "justo en nuestras narices", dijo Vogt en una entrevista.
Vogt y Butler calculan que entre una de cada cinco y una de cada 10 estrellas del universo tienen planetas del tamaño de la Tierra y ubicados en la zona habitable.
Se calcula que hay 200.000 millones de estrellas en el universo. Eso significa que hasta 40.000 millones de planetas tienen el potencial para albergar vida, dijo Vogt. AP
viernes, 3 de diciembre de 2010
Noticias sobre Plutón
REUNIÓN EN PRAGA
Plutón deja ser considerado planeta tras el acuerdo de la comunidad astronómica internacional
MADRID.- Plutón ha dejado de ser considerado un planeta, por lo que el Sistema Solar pasa de nueve a ocho. A esta conclusión han llegado los casi 2.500 científicos participantes en la reunión de la Unión Astronómica Internacional (IAU) convocada en Praga para consensuar una definición de 'planeta'.
Los astrónomos del mundo llevan dos años de intensos debates para acordar una definición, después de que Brown descubriese en 2003 a UBS313, situado a 14.550 millones de kilómetros de la Tierra, lo cual planteó el problema de si debía ser reconocido o no como planeta, dado que es más grande que Plutón.
Plutón, descubierto hace 76 años por el científico estadounidense Clyde Tombaugh (1906-1997), ha sido objeto de disputa desde hace décadas, sobre todo debido a su tamaño, que fue reducido año tras año y que ha sido establecido ahora en 2.300 kilómetros de diámetro.
De esta forma, Plutón es mucho más pequeño que la Tierra (12.750 kilómetros), pero también que la Luna terrestre (3.480 kilómetros) e, incluso, que 2003-UB313 (unos 3.000 kilómetros), que sin embargo se encuentra mucho más lejos del Sol.
Otro argumento en contra de Plutón es la forma poco ortodoxa de su órbita, cuya inclinación no es paralela a la de la Tierra y a los otros siete planetas del Sistema Solar.
Plutón deja ser considerado planeta tras el acuerdo de la comunidad astronómica internacional
MADRID.- Plutón ha dejado de ser considerado un planeta, por lo que el Sistema Solar pasa de nueve a ocho. A esta conclusión han llegado los casi 2.500 científicos participantes en la reunión de la Unión Astronómica Internacional (IAU) convocada en Praga para consensuar una definición de 'planeta'.
Los astrónomos del mundo llevan dos años de intensos debates para acordar una definición, después de que Brown descubriese en 2003 a UBS313, situado a 14.550 millones de kilómetros de la Tierra, lo cual planteó el problema de si debía ser reconocido o no como planeta, dado que es más grande que Plutón.
Plutón, descubierto hace 76 años por el científico estadounidense Clyde Tombaugh (1906-1997), ha sido objeto de disputa desde hace décadas, sobre todo debido a su tamaño, que fue reducido año tras año y que ha sido establecido ahora en 2.300 kilómetros de diámetro.
De esta forma, Plutón es mucho más pequeño que la Tierra (12.750 kilómetros), pero también que la Luna terrestre (3.480 kilómetros) e, incluso, que 2003-UB313 (unos 3.000 kilómetros), que sin embargo se encuentra mucho más lejos del Sol.
Otro argumento en contra de Plutón es la forma poco ortodoxa de su órbita, cuya inclinación no es paralela a la de la Tierra y a los otros siete planetas del Sistema Solar.
La definición de planeta
La definición de planeta aprobada por unanimidad en Praga viene precedida por dos años de debates y 10 días de controvertidas sesiones en la capital checa. Finalmente, los expertos han resuelto que los planetas y sus cuerpos en nuestro Sistema Solar se definen en tres categorías, de la siguiente manera:
-Primera categoría: "Un planeta es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su órbita".
-Segunda categoría: "Un planeta enano es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su órbita y que no es un satélite."
-Tercera categoría: "Todos los demás objetos que orbitan alrededor del Sol son considerados colectivamente como 'cuerpos pequeños del Sistema Solar'".
En consecuencia, de acuerdo con esta definición, los planetas del Sistema Solar son a partir de ahora ocho, en lugar de nueve: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno (ordenados por su cercanía al Sol, de menor a mayor).
Plutón, descubierto en 1930, pierde así su condición de planeta, y continúa integrando el Sistema Solar como 'planeta enano'.
Las dos opciones
Dos eran las opciones que tenían los expertos a la hora de adoptar una posición común. O bien reducirlos de nueve a ocho, al degradar la categoría de Plutón a 'planeta enano'; o bien que el número de planetas crezca hasta 12 al sumar a la lista a Ceres, Caronte y el cuerpo celeste 2003-UBS313.
Con el avance de las sesiones se fue imponiendo la postura de los expertos que optaban por retirar el 'status' de planeta a Plutón, el más alejado y frío del Sistema Solar.
Por otro lado, es muy probable que se aplace hasta la XXVII Asamblea General de la IAU, convocada para 2009 en Río de Janeiro, la elección de un nombre oficial para el cuerpo 2003-UB313.
-Primera categoría: "Un planeta es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su órbita".
-Segunda categoría: "Un planeta enano es un cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada hidrostática, es decir, redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su órbita y que no es un satélite."
-Tercera categoría: "Todos los demás objetos que orbitan alrededor del Sol son considerados colectivamente como 'cuerpos pequeños del Sistema Solar'".
En consecuencia, de acuerdo con esta definición, los planetas del Sistema Solar son a partir de ahora ocho, en lugar de nueve: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno (ordenados por su cercanía al Sol, de menor a mayor).
Plutón, descubierto en 1930, pierde así su condición de planeta, y continúa integrando el Sistema Solar como 'planeta enano'.
Las dos opciones
Dos eran las opciones que tenían los expertos a la hora de adoptar una posición común. O bien reducirlos de nueve a ocho, al degradar la categoría de Plutón a 'planeta enano'; o bien que el número de planetas crezca hasta 12 al sumar a la lista a Ceres, Caronte y el cuerpo celeste 2003-UBS313.
Con el avance de las sesiones se fue imponiendo la postura de los expertos que optaban por retirar el 'status' de planeta a Plutón, el más alejado y frío del Sistema Solar.
Por otro lado, es muy probable que se aplace hasta la XXVII Asamblea General de la IAU, convocada para 2009 en Río de Janeiro, la elección de un nombre oficial para el cuerpo 2003-UB313.
miércoles, 1 de diciembre de 2010
LOs Planetas
Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación.
Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta.
Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta.
Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo.
Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.
Forma y tamaño de los planetas
Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.
Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie.
Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta.
Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda.
Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo.
Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.
Venus
Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.
Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.
Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.
La Tierra
Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de su superficie están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos.
En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.
Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.
El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.
Marte
Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.
El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.
Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas.
Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie.
En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.
Marte tiene dos satélites, Fobos y Deimos. Son pequeños y giran rápido cerca del planeta. Esto dificultó su descubrimiento a través del telescopio.
Fobos tiene poco más de 13 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.
Júpiter
Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.
Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.
Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.
Los anillos de Jupiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.
Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.
Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.
Las lunas de Júpiter
Hace 400 años, Galileo dirigió su telescopio rudimentario hacia Júpiter y vió que lo acompañaban tres puntitos. Continuó mirando y, cuatro días más tarde, descubrió otro. No podian ser estrellas, porque había observado que giraban alrededor del planeta. Eran satélites y, hasta entonces, no se conocía ningún otro planeta que los tuviera (salvo el nuestro, claro).
Después se han descubierto 12 lunas más, todas pequeñas, hasta completar el total de 16. Las naves Voyager estudiaron y fotografiaron el sistema de Júpiter en 1979. Después, en 1996 se puso en marcha un nuevo proyecto que permitiria observar Júpiter y sus lunas una buena temporada. Al proyecto, naturalmente, se le llamó Galileo.
Ganímedes
Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días. Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y rios de lava.
Calisto
Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar. Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo.
Io
Io tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km. de Júpiter en poco más de un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por la proximidad de Europa y Ganímedes. Es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC, pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC.
Europa
Tiene 3.138 Km. de diámetro. Su órbita se sitúa entre Io y Ganímedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Da una vuelta cada tres días y medio. El aspecto de Europa es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la superficie del satélite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto a llenar de agua y se han helado.
Saturno
Saturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación.
La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano. Es el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría.
El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h.
Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la División de Cassini.
En 1850, el astrónomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satélites, y calculó que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podría aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompería.
El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha determinado. Con la materia que contienen se podría formar una esfera de un tamaño parecido al de la Luna.
Los anillos de Saturno
El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podrían haberse formado a partir de satélites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos años después de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.
La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en combinación con la fuerza centrífuga que genera la propia rotación de Saturno.
Las partículas que forman los anillos de Saturno tienen tamaños que van desde la medida microscópica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jóvenes.
Los satélites de Saturno
Saturno tiene, oficialmente, 18 satélites. Es el planeta que tiene más. Las recientes observaciones a través del Telescopio Espacial Hubble (HST) y las fotos enviadas por el Voyager han mostrado cuatro o cinco cuerpos cerca de Saturno que podrían ser nuevas lunas, pero todavía no se ha confirmado.
La densidad de los satélites de Saturno es muy baja y, además, reflejan mucha luz. Esto hace pensar que la meteria más abundante es el agua congelada, casi un 70%, y el resto son rocas.
Titán
Es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km. Tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.
Rea
Tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero. Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.
Japeto
Es uno de los satélites más estraños. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara. La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 días y un tercio.
Dione y Tetis
Dos grandes satélites de Saturno que tienen órbitas cercanas y tamaños similares. Dione, a la izquierda, tiene 1.120 Km. de diámetro, mientras que Tetis a la derecha, tiene 1.048. La primera gira a 377.000 Km. y la segunda a 295.000.
Urano
Es el septimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió grcias al telescopio.
La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.
Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.
Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.
La inclinación sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magnético se inclina 60 º en relación al eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a causa de la rotación del planeta.
En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permitió medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos.
Los anillos de Urano son distintos de los de Júpiter y Saturno. El exterior, Epsilon está formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.
Las lunas de Urano
En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno, el más cercano, parece una estrella pálida (Saturno está tan lejos de Urano como de la Tierra). Pero hay cinco objetos que brillan más que Saturno. Son las cinco lunas grandes. Además, Urano tiene otros 10 satélites con diámetros por debajo de los 170 Km., que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km. de la superficie.
Titania
Es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie. Su órbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta cada 8 días y 17 horas.
Oberón
Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de cráteres, algunos de un tamaño considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Júpiter. Su diámetro es de 1.523 Km. y gira alrededor de Urano a una distancia media de 582.600 Km. en 13 días y 11 horas.
Neptuno
Es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas.
El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra.
Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.
Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difíciles de distingir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partículas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeños.
En la atmósfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260 ºC bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La foto de la derecha muestra los cambios que detectó el Voyager II en un periodo de sólo 18 horas.
La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce años para llegar y, desde allí, sus mensajes tardan más de cuatro horas para volver a la Tierra.
Las lunas de Neptuno
Desde Neptuno, el Sol está muy lejos, 30 veces más que la Tierra, y sólo parece un puntito muy brillante. Todos los demás planetas están entre él y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.
Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo William Lassell descubrió que tenía un satélite, y brillaba más que los dos satélites de Urano conocidos hasta entonces.
Tritón
Tiene un diámetro de 2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de Neptuno en poco menos de 6 días. Dos características lo hacen especial: es el único satélite grande que gira en dirección contraria a la rotación de su planeta y es el objecto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media más fría, 235 ºC bajo cero.
Plutón
Es el planeta más pequeño y el que se aleja más del Sol. Se descubrió en 1930, pero está tan lejos que, de momento, tenemos poca información. Es el único que todavía no ha sido visitado por una nave terrestre.
Generalmente, Plutón es el planeta más lejano. Pero su órbita es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en hacerla, está más cerca del Sol que Neptuno.
La órbita de Plutón también es la más inclinada, 17º. Por eso no hay peligro de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos. En vertical, les separa una distancia enorme.
Hizo la máxima aproximación en septiembre de 1989 y siguió en la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Ahora se aleja y no volverá a cruzar esta órbita hasta septiembre del 2226.
De hecho, la rotación de esta pareja es única en el Sistema Solar. Parece que estuviesen unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en la barra, más cercano a Plutón, que tiene 7 veces más masa que Caronte.
Por su densidad, Plutón parece hecho de rocas y hielo. En cambio, su satélite es mucho más ligero. Esta diferencia hace pensar que se formaron separadamente y, después, se juntaron.
Plutón tiene una fina atmósfera, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y cae sobre la superficie a medida que se aleja del Sol. La NASA prepara la misión Plutón Express para que llegue a Plutón en el 2008, antes que la atmósfera se congele. Serán un par de naves pequeñas y rápidas que pasarán a menos de 15.000 Km. del planeta.
Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta.
Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta.
Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo.
Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.
Forma y tamaño de los planetas
Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.
Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie.
Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta.
Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda.
Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo.
Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.
Formación de los planetas
Los planetas se formaron hace unos 4.500 millones de años, al mismo tiempo que el Sol.
En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron más que los pesados.
En la nube de gas y polvo original, que giraba en espirales, había zonas más densas, proyectos de planetas.
La gravedad y las colisiones llevaron más materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redondeó
Después, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todavía lo hacen.
Los planetas y todo el Sistema Solar continúan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa.
Los planetas se formaron hace unos 4.500 millones de años, al mismo tiempo que el Sol.
En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron más que los pesados.
En la nube de gas y polvo original, que giraba en espirales, había zonas más densas, proyectos de planetas.
La gravedad y las colisiones llevaron más materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redondeó
Después, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todavía lo hacen.
Los planetas y todo el Sistema Solar continúan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa.
¿El décimo planeta del Sistema Solar?
Sedna gira alrededor del Sol a una distancia mucho mayor que otros astros del sistema.
Aunque su tamaño aún es incierto, Sedna es el mayor de los planetas localizados alrededor del Sol desde el descubrimiento de Plutón en 1930. Está a más de 10,000 millones de kilómetros de la Tierra en una región llamada Cinturón de Kuiper, que tiene cientos de objetos conocidos, pequeños mundos de roca y hielo, aunque algunos pueden ser tan o más grandes que Plutón. Sedna es más rojo que cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, excepto Marte, y sigue una órbita muy elíptica, que en su punto más alejado le sitúa a 135,000 millones de kilómetros del Sol. Por ello, Sedna necesita 11,500 años terrestres para completar una órbita.
Mercurio
Es el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más grande que la Luna.
Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.
Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses.
En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.
La superficie de Mercurio es semejante a la de la Luna. El paisaje está lleno de cráteres y grietas, en medio de marcas ocasionadas por los impactos de los meteoritos.
La presencia de campo magnético indica que Mercurio tiene un núcleo metálico, parcialmente líquido. Su alta densidad, la misma que la de la Tierra, indica que este núcleo ocupa casi la mitad del volumen del planeta.
Sedna gira alrededor del Sol a una distancia mucho mayor que otros astros del sistema.
Aunque su tamaño aún es incierto, Sedna es el mayor de los planetas localizados alrededor del Sol desde el descubrimiento de Plutón en 1930. Está a más de 10,000 millones de kilómetros de la Tierra en una región llamada Cinturón de Kuiper, que tiene cientos de objetos conocidos, pequeños mundos de roca y hielo, aunque algunos pueden ser tan o más grandes que Plutón. Sedna es más rojo que cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, excepto Marte, y sigue una órbita muy elíptica, que en su punto más alejado le sitúa a 135,000 millones de kilómetros del Sol. Por ello, Sedna necesita 11,500 años terrestres para completar una órbita.
MercurioEs el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más grande que la Luna.
Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, p
orque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses.
En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.
La superficie de Mercurio es semejante a la de la Luna. El paisaje está lleno de cráteres y grietas, en medio de marcas ocasionadas por los impactos de los meteoritos.
La presencia de campo magnético indica que Mercurio tiene un núcleo metálico, parcialmente líquido. Su alta densidad, la misma que la de la Tierra, indica que este núcleo ocupa casi la mitad del volumen del planeta.
VenusEs el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.
Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.
Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.
La TierraEs nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de su superficie están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos.
En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.
Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.
El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.
MarteEs el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.
El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.
Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas.
Las grandes diferencias de temperatura provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie.
En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.
Marte tiene dos satélites, Fobos y Deimos. Son pequeños y giran rápido cerca del planeta. Esto dificultó su descubrimiento a través del telescopio.
Fobos tiene poco más de 13 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.
JúpiterEs el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.
Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16 satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.
Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.
Los anillos de Jupiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.
Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.
Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.
Las lunas de Júpiter
Hace 400 años, Galileo dirigió su telescopio rudimentario hacia Júpiter y vió que lo acompañaban tres puntitos. Continuó mirando y, cuatro días más tarde, descubrió otro. No podian ser estrellas, porque había observado que giraban alrededor del planeta. Eran satélites y, hasta entonces, no se conocía ningún otro planeta que los tuviera (salvo el nuestro, claro).
Después se han descubierto 12 lunas más, todas pequeñas, hasta completar el total de 16. Las naves Voyager estudiaron y fotografiaron el sistema de Júpiter en 1979. Después, en 1996 se puso en marcha un nuevo proyecto que permitiria observar Júpiter y sus lunas una buena temporada. Al proyecto, naturalmente, se le llamó Galileo.
Ganímedes
Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días. Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y rios de lava.
Calisto
Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar. Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo.
Io
Io tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km. de Júpiter en poco más de un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por la proximidad de Europa y Ganímedes. Es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC, pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC.
Europa
Tiene 3.138 Km. de diámetro. Su órbita se sitúa entre Io y Ganímedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Da una vuelta cada tres días y medio. El aspecto de Europa es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la superficie del satélite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto a llenar de agua y se han helado.
SaturnoSaturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación.
La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano. Es el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría.
El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h.
Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la División de Cassini.
En 1850, el astrónomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satélites, y calculó que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podría aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompería.
El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha determinado. Con la materia que contienen se podría formar una esfera de un tamaño parecido al de la Luna.
Los anillos de Saturno
El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podrían haberse formado a partir de satélites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos años después de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.
La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en combinación con la fuerza centrífuga que genera la propia rotación de Saturno.
Las partículas que forman los anillos de Saturno tienen tamaños que van desde la medida microscópica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jóvenes.
Los satélites de Saturno
Saturno tiene, oficialmente, 18 satélites. Es el planeta que tiene más. Las recientes observaciones a través del Telescopio Espacial Hubble (HST) y las fotos enviadas por el Voyager han mostrado cuatro o cinco cuerpos cerca de Saturno que podrían ser nuevas lunas, pero todavía no se ha confirmado.
La densidad de los satélites de Saturno es muy baja y, además, reflejan mucha luz. Esto hace pensar que la meteria más abundante es el agua congelada, casi un 70%, y el resto son rocas.
Titán
Es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo del Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km. Tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.
Rea
Tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero. Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.
Japeto
Es uno de los satélites más estraños. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara. La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 días y un tercio.
Dione y Tetis
Dos grandes satélites de Saturno que tienen órbitas cercanas y tamaños similares. Dione, a la izquierda, tiene 1.120 Km. de diámetro, mientras que Tetis a la derecha, tiene 1.048. La primera gira a 377.000 Km. y la segunda a 295.000.
UranoEs el septimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió grcias al telescopio.
La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.
Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.
Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.
La inclinación sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magnético se inclina 60 º en relación al eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a causa de la rotación del planeta.
En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permitió medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos.
Los anillos de Urano son distintos de los de Júpiter y Saturno. El exterior, Epsilon está formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.
Las lunas de Urano
En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno, el más cercano, parece una estrella pálida (Saturno está tan lejos de Urano como de la Tierra). Pero hay cinco objetos que brillan más que Saturno. Son las cinco lunas grandes. Además, Urano tiene otros 10 satélites con diámetros por debajo de los 170 Km., que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km. de la superficie.
Titania
Es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie. Su órbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta cada 8 días y 17 horas.
Oberón
Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de cráteres, algunos de un tamaño considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Júpiter. Su diámetro es de 1.523 Km. y gira alrededor de Urano a una distancia media de 582.600 Km. en 13 días y 11 horas.
NeptunoEs el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto gracias a predicciones matemáticas.
El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra.
Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.
Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difíciles de distingir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partículas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeños.
En la atmósfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260 ºC bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La foto de la derecha muestra los cambios que detectó el Voyager II en un periodo de sólo 18 horas.
La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce años para llegar y, desde allí, sus mensajes tardan más de cuatro horas para volver a la Tierra.
Las lunas de Neptuno
Desde Neptuno, el Sol está muy lejos, 30 veces más que la Tierra, y sólo parece un puntito muy brillante. Todos los demás planetas están entre él y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.
Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo William Lassell descubrió que tenía un satélite, y brillaba más que los dos satélites de Urano conocidos hasta entonces.
Tritón
Tiene un diámetro de 2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de Neptuno en poco menos de 6 días. Dos características lo hacen especial: es el único satélite grande que gira en dirección contraria a la rotación de su planeta y es el objecto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media más fría, 235 ºC bajo cero.
PlutónEs el planeta más pequeño y el que se aleja más del Sol. Se descubrió en 1930, pero está tan lejos que, de momento, tenemos poca información. Es el único que todavía no ha sido visitado por una nave terrestre.
Generalmente, Plutón es el planeta más lejano. Pero su órbita es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en hacerla, está más cerca del Sol que Neptuno.
La órbita de Plutón también es la más inclinada, 17º. Por eso no hay peligro de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos. En vertical, les separa una distancia enorme.
Hizo la máxima aproximación en septiembre de 1989 y siguió en la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Ahora se aleja y no volverá a cruzar esta órbita hasta septiembre del 2226.
De hecho, la rotación de esta pareja es única en el Sistema Solar. Parece que estuviesen unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en la barra, más cercano a Plutón, que tiene 7 veces más masa que Caronte.
Por su densidad, Plutón parece hecho de rocas y hielo. En cambio, su satélite es mucho más ligero. Esta diferencia hace pensar que se formaron separadamente y, después, se juntaron.
Plutón tiene una fina atmósfera, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y cae sobre la superficie a medida que se aleja del Sol. La NASA prepara la misión Plutón Express para que llegue a Plutón en el 2008, antes que la atmósfera se congele. Serán un par de naves pequeñas y rápidas que pasarán a menos de 15.000 Km. del planeta.
lunes, 29 de noviembre de 2010
Cosmología
La cosmología es la ciencia que estudia el universo. Trata de colocar juntas todas las piezas del gran rompecabezas que constituye el estudio del universo y concebir un todo coherente y armonioso.
Platon, distinnguiendolo del Caos que sus antecesores habían imaginado, definió el universo como un sistema bello y armonioso tanto en su constitucion como en su funcionamiento.
El discipulo más prominente de Platon, Aristóteles, fue el encargado de instaurar un modelo del cosnmos tan real y coherente que perduró como la imágen oficial que aceptaron filósofosdurante los siguientes dos mil años.
Pero la cosmología es más que esto. Es la historia de la humandad en busca de sus orígenes. es el intento más que milenario de comprender las fuerzas naturales que rigen el cosmos, apartandose de aquellos pensamientos mágicos y fraudulentos que llevan por caminos truncos.
Universo en Expansion
La expansión métrica del espacio es una pieza clave de la ciencia actual para comprender el Universo, a través del cual el propio espacio-tiempo es descrito por una métrica que cambia con el tiempo de tal manera que las dimensiones espaciales parecen crecer o extenderse según el Universo se hace más viejo. Explica cómo se expande el Universo en el modelo del Big Bang, una característica de nuestro Universo soportada por todos los experimentos cosmológicos, cálculos astrofísicos y medidas hasta la fecha. La métrica que describe formalmente la expansión en el modelo estándar de Big Bang se conoce como Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker.
La expansión del espacio es conceptualmente diferente de otros tipos de expansiones y explosiones que son vistas en la Naturaleza. Nuestra comprensión del "tejido del Universo" (el espacio-tiempo) implica que el espacio, el tiempo y la distancia no son absolutos, sino que se obtienen a partir de una métrica que puede cambiar. En la métrica de expansión del espacio, más que objetos en un espacio fijo alejándose hacia el vacío, es el espacio que contiene los objetos el que está cambiando propiamente dicho. Es como si los objetos no se mueven por sí mismos, el espacio está "creciendo" de alguna manera entre ellos.
Debido a que es la métrica que define la distancia que está cambiando más que los objetos moviéndose en el espacio, esta expansión (y el movimiento resultante son objetos alejándose) no está acotado por la velocidad de la luz que resulta de la relatividad especial.
La teoría y las observaciones sugieren que muy al principio de la historia del Universo, hubo una fase "inflacionaria" donde esta métrica cambió muy rápidamente y que la dependencia del tiempo restante de esta métrica es que observamos la así llamada expansión de Hubble, el alejamiento de todos los objetos gravitacionalmente acotados en el Universo. El Universo en expansión es por tanto una característica fundamental del Universo en el que habitamos, un Universo fundamentalmente diferente del Universo estático que Albert Einstein consideró al principio cuando desarrolló su teoría gravitacional.
El modelo de las hormigas en un balón es una analogía bidimensional para la métrica de expansión tridimensional. Una hormiga se imagina que está restringida a moverse en la superficie de un balón que para la comprensión de la hormiga es la extensión total del espacio (ver el artículo en Flatlandia para más consecuencias de una restricción bidimensional). En una de las primeras etapas del Universo-balón, la hormiga mediría distancias entre puntos separados del balón que sirven como un estándar con el que se puede medir el factor de escala. El balón se infla un poco más y entonces la distancia entre los mismos puntos es medida y determinada por un factor proporcional. La superficie del balón sigue pareciendo plana y aún así todos los puntos han retrocedido desde la hormiga, a su vez cada punto en la superficie del balón está proporcionalmente más lejos de la hormiga que antes de que el Universo-balón se inflara. Esto explica cómo un Universo en expansión puede resultar que todos los puntos retrocedan entre sí simultáneamente.
En el límite en que la hormiga es pequeña y el balón es enorme, la hormiga también puede detectar cualquier curvatura asociada con la geometría de la superficie (que es aproximadamente una geometría elíptica para la superficie exterior de un balón curvado). Para la hormiga, el balón parece ser un plano que se extiende hacia afuera en todas direcciones. Esto imita el llamado "problema de la planitud" visto en nuestro propio Universo observable que parece incluso en las escalas más grandes seguir las leyes geométricas asociadas con la geometría plana. Como las hormigas en un enorme balón, mientras que podamos detectar la curvatura, en mayores, escalas observables sería una curvatura residual. La forma del universo que observamos se considera que es plana, cosa que no pasa con las condiciones iniciales que el Universo tuvo en la inflación cósmica que causó que el Universo se empezara a expandir en primer lugar.
En la analogía, las dos dimensiones del balón no se expanden en cualquier cosa ya que la superficie del balón admite infinitos caminos en todas direcciones en todo momento. Hay alguna posibilidad de confusión es esta analogía ya que el balón puede ser visto por un observador externo que vería la tercera dimensión de expansión (en la dirección radial), pero esto no es una característica de la expansión métrica, más que el resultado de la elección arbitraria del balón que ocurre que está en una variedad embebida en una tercera dimensión. Esta tercera dimensión no es matemáticamente necesaria para que ocurra la métrica de expansión bidimensional y la hormiga que está confinada en la superficie del balón no tiene forma de determinar si una tercera dimensión existe o no. Puede ser útil visualizar una tercera dimensión, pero el hecho es que la expansión no requiere teóricamente que tal dimensión exista. Este es el porqué de que la pregunta "¿en qué se está expandiendo el Universo?" está pobremente formulada. La métrica de expansión no tiene que avanzar "hacia" nada. El Universo que habitamos se expande y las distancias se harán mayores, pero eso no significa que hay un mayor espacio en el que se está expandiendo.
Big Bang
Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.[1]
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construye
ndo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.
Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o Gran Colapso. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum.
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.
Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).
Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo que observamos se inició hace un tiempo finito.
Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.
A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.
Base teórica
En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:
1.La universalidad de las leyes de la física, en particular de la teoría de la relatividad general
2.El principio cosmológico
3.El principio de Copérnico
Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de la física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1 por ciento.
La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el tiempo codesplazante.
Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.
Expansión expresada en la ley de Hubble
De la observación de galaxias y quasares lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y comparando, después, el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos que interactúan con la radiación. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una relación lineal, conocida como Ley de Hubble:
donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satélite WMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.
Platon, distinnguiendolo del Caos que sus antecesores habían imaginado, definió el universo como un sistema bello y armonioso tanto en su constitucion como en su funcionamiento.
El discipulo más prominente de Platon, Aristóteles, fue el encargado de instaurar un modelo del cosnmos tan real y coherente que perduró como la imágen oficial que aceptaron filósofosdurante los siguientes dos mil años.
Pero la cosmología es más que esto. Es la historia de la humandad en busca de sus orígenes. es el intento más que milenario de comprender las fuerzas naturales que rigen el cosmos, apartandose de aquellos pensamientos mágicos y fraudulentos que llevan por caminos truncos.
Universo en Expansion
La expansión métrica del espacio es una pieza clave de la ciencia actual para comprender el Universo, a través del cual el propio espacio-tiempo es descrito por una métrica que cambia con el tiempo de tal manera que las dimensiones espaciales parecen crecer o extenderse según el Universo se hace más viejo. Explica cómo se expande el Universo en el modelo del Big Bang, una característica de nuestro Universo soportada por todos los experimentos cosmológicos, cálculos astrofísicos y medidas hasta la fecha. La métrica que describe formalmente la expansión en el modelo estándar de Big Bang se conoce como Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker.
La expansión del espacio es conceptualmente diferente de otros tipos de expansiones y explosiones que son vistas en la Naturaleza. Nuestra comprensión del "tejido del Universo" (el espacio-tiempo) implica que el espacio, el tiempo y la distancia no son absolutos, sino que se obtienen a partir de una métrica que puede cambiar. En la métrica de expansión del espacio, más que objetos en un espacio fijo alejándose hacia el vacío, es el espacio que contiene los objetos el que está cambiando propiamente dicho. Es como si los objetos no se mueven por sí mismos, el espacio está "creciendo" de alguna manera entre ellos.
Debido a que es la métrica que define la distancia que está cambiando más que los objetos moviéndose en el espacio, esta expansión (y el movimiento resultante son objetos alejándose) no está acotado por la velocidad de la luz que resulta de la relatividad especial.
La teoría y las observaciones sugieren que muy al principio de la historia del Universo, hubo una fase "inflacionaria" donde esta métrica cambió muy rápidamente y que la dependencia del tiempo restante de esta métrica es que observamos la así llamada expansión de Hubble, el alejamiento de todos los objetos gravitacionalmente acotados en el Universo. El Universo en expansión es por tanto una característica fundamental del Universo en el que habitamos, un Universo fundamentalmente diferente del Universo estático que Albert Einstein consideró al principio cuando desarrolló su teoría gravitacional.
El modelo de las hormigas en un balón es una analogía bidimensional para la métrica de expansión tridimensional. Una hormiga se imagina que está restringida a moverse en la superficie de un balón que para la comprensión de la hormiga es la extensión total del espacio (ver el artículo en Flatlandia para más consecuencias de una restricción bidimensional). En una de las primeras etapas del Universo-balón, la hormiga mediría distancias entre puntos separados del balón que sirven como un estándar con el que se puede medir el factor de escala. El balón se infla un poco más y entonces la distancia entre los mismos puntos es medida y determinada por un factor proporcional. La superficie del balón sigue pareciendo plana y aún así todos los puntos han retrocedido desde la hormiga, a su vez cada punto en la superficie del balón está proporcionalmente más lejos de la hormiga que antes de que el Universo-balón se inflara. Esto explica cómo un Universo en expansión puede resultar que todos los puntos retrocedan entre sí simultáneamente.
En el límite en que la hormiga es pequeña y el balón es enorme, la hormiga también puede detectar cualquier curvatura asociada con la geometría de la superficie (que es aproximadamente una geometría elíptica para la superficie exterior de un balón curvado). Para la hormiga, el balón parece ser un plano que se extiende hacia afuera en todas direcciones. Esto imita el llamado "problema de la planitud" visto en nuestro propio Universo observable que parece incluso en las escalas más grandes seguir las leyes geométricas asociadas con la geometría plana. Como las hormigas en un enorme balón, mientras que podamos detectar la curvatura, en mayores, escalas observables sería una curvatura residual. La forma del universo que observamos se considera que es plana, cosa que no pasa con las condiciones iniciales que el Universo tuvo en la inflación cósmica que causó que el Universo se empezara a expandir en primer lugar.
En la analogía, las dos dimensiones del balón no se expanden en cualquier cosa ya que la superficie del balón admite infinitos caminos en todas direcciones en todo momento. Hay alguna posibilidad de confusión es esta analogía ya que el balón puede ser visto por un observador externo que vería la tercera dimensión de expansión (en la dirección radial), pero esto no es una característica de la expansión métrica, más que el resultado de la elección arbitraria del balón que ocurre que está en una variedad embebida en una tercera dimensión. Esta tercera dimensión no es matemáticamente necesaria para que ocurra la métrica de expansión bidimensional y la hormiga que está confinada en la superficie del balón no tiene forma de determinar si una tercera dimensión existe o no. Puede ser útil visualizar una tercera dimensión, pero el hecho es que la expansión no requiere teóricamente que tal dimensión exista. Este es el porqué de que la pregunta "¿en qué se está expandiendo el Universo?" está pobremente formulada. La métrica de expansión no tiene que avanzar "hacia" nada. El Universo que habitamos se expande y las distancias se harán mayores, pero eso no significa que hay un mayor espacio en el que se está expandiendo.
Big Bang
Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.[1]
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construye
ndo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o Gran Colapso. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum.
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.
Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).
Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo que observamos se inició hace un tiempo finito.
Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.
A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.
Base teórica
En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:
1.La universalidad de las leyes de la física, en particular de la teoría de la relatividad general
2.El principio cosmológico
3.El principio de Copérnico
Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de la física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1 por ciento.
La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el tiempo codesplazante.
Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.
Expansión expresada en la ley de Hubble
De la observación de galaxias y quasares lejanos se desprende la idea de que estos objetos experimentan un corrimiento hacia el rojo, lo que quiere decir que la luz que emiten se ha desplazado proporcionalmente hacia longitudes de onda más largas. Esto se comprueba tomando el espectro de los objetos y comparando, después, el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o absorción correspondientes a átomos de los elementos que interactúan con la radiación. En este análisis se puede apreciar cierto corrimiento hacia el rojo, lo que se explica por una velocidad recesional correspondiente al efecto Doppler en la radiación. Al representar estas velocidades recesionales frente a las distancias respecto a los objetos, se observa que guardan una relación lineal, conocida como Ley de Hubble:
donde v es la velocidad recesional, D es la distancia al objeto y H0 es la constante de Hubble, que el satélite WMAP estimó en 71 ± 4 km/s/Mpc.
sábado, 25 de septiembre de 2010
INSTRUMENTOS DE LA ASTRONOMIA
Se denomina telescopio (del griego τῆλε "lejos" y σκοπέω "ver") al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.
Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo.
Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál es el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le atribuye a Leonard Digges en su libro Pantometría. El libro póstumo fue completado y publicado por su hijo Thomas Digges en 1571. En 1636, Marin Mersenne, un religioso de la orden de los Mínimos, ideó un telescopio reflector que consistía en un espejo parabólico con un pequeño orificio frente a otro de menor tamaño de modo que la luz se reflejase hacia el ojo a través del orificio. En 1663 James Gregory tomó la idea de Mersenne y perfeccionó el telescopio agregando un pequeño espejo secundario cóncavo y elipsoidal que reflejase la luz procedente del espejo primario al segundo plano focal de la elipse, situado en el centro del agujero de éste, y de ahí al ocular. Sir Isaac Newton perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670. Los telescopios reflectores evitan el problema de la aberración cromática, una degradación notable de las imágenes en los telescopios refractores de la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes acromáticas). El reflector clásico formado por dos espejos y un ocular se conoce como reflector Newtoniano.
El reflector Newtoniano se utiliza comúnmente en el mundo de la astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño algo más complejo con un foco Cassegrain. En el año 2001 existían al menos 49 reflectores con espejos primarios con un diámetro superior a 2 m. Los más grandes consisten de espejos primarios modulares y pueden tener aberturas de hasta 9-10 m. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.
Un telescopio refractor es un telescopio óptico que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.
Este tipo de telescopios son muy comunes en la astronomía para aficionados y en algunos telescopios solares. Sin embargo existen importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios refractores de gran tamaño y de gran apertura ya que resulta difícil elaborar lentes útiles de gran tamaño y suficientemente ligeras para el objetivo. Por otro lado hay problemas de calidad de la imagen debido a pequeñas burbujas de aire atrapadas en el cristal de la lente principal y además el material de la lente resulta opaco a determinadas longitudes de onda por lo que se pierde sensibilidad en algunas partes del espectro lumínico. La mayoría de estos problemas se resuelven utilizando un telescopio reflector.
El problema de la aberraciones cromáticas se corrige parcialmente con lentes apocromáticas, aunque este tipo de telescopio tiene un elevado precio.
Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.
Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.
La distancia focal de una lente depende del índice de refracción de la sustancia que la forma y de la geometría de sus superficies. Puesto que el índice de refracción de todas las sustancias ópticas varía con la longitud de onda, la distancia focal de una lente es distinta para los diferentes colores. En consecuencia, una lente única no forma simplemente una imagen de un objeto, sino una serie de imágenes a distancias distintas de la lente, una para cada color presente en la luz incidente. Además, como el aumento depende de la distancia focal, estas imágenes tienen tamaños diferentes. La variación de la distancia imagen con el índice de refracción se denomina aberración cromática longitudinal y la variación de tamaño de la imagen es la aberración cromática lateral.
La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.
Este efecto es proporcional a la cuarta potencia del diámetro de la lente o espejo e inversamente proporcional al cubo de la longitud focal siendo mucho más pronunciado en sistemas ópticos de corta focal, como en las lentes de un microscopio. En los telescopios ópticos antiguos se utilizaban instrumentos de larga focal para reducir el efecto de la aberración esférica.
Aumentos
Los aumentos o ampliación no son la cantidad de veces mas grande que se observa un objeto, como suele creerse, sino que se refiere a como será observado si nos ubicásemos a una distancia "tantas veces" mas cercana al objeto.
Por ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos (36x, nombrado 36 "por") y sabemos que esta se localiza a unos 384.000 kilómetros de distancia, nos aparecerá tal cual seria observada desde solo 10.666 kilómetros. Esto se calcula fácilmente dividiendo la distancia por la ampliación utilizada.
Para saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la distancia focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular utilizado, dado que son estos últimos los que proveen de la ampliación a cualquier telescopio. A menor distancia focal, mayor será la ampliación utilizada. Para calcular los aumentos implementados debe dividirse la distancia focal del telescopio por la distancia focal del ocular:
A = Ft [mm] / Fo [mm]
Donde A son los aumentos, Ft la focal del telescopio y Fo la focal del ocular. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 910 milímetros de focal, con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 36.4x.
Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible.
El primer radiotelescopio fue la antena de 9 metros construida por Grote Reber en 1937. A principios de los 50's el Interferómetro Cambridge realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio. A finales de los 50 y principios de los 60's el radiotelescopio de una sola antena más grande del mundo era el telescopio de 76 metros en Jodrell Bank, puesto en funcionamiento en 1957. Este fue el último de muchos radiotelescopios construidos a mediados del siglo XX y ha sido superado por telescopios y conjuntos de telescopios más modernos.
Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo.
Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál es el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le atribuye a Leonard Digges en su libro Pantometría. El libro póstumo fue completado y publicado por su hijo Thomas Digges en 1571. En 1636, Marin Mersenne, un religioso de la orden de los Mínimos, ideó un telescopio reflector que consistía en un espejo parabólico con un pequeño orificio frente a otro de menor tamaño de modo que la luz se reflejase hacia el ojo a través del orificio. En 1663 James Gregory tomó la idea de Mersenne y perfeccionó el telescopio agregando un pequeño espejo secundario cóncavo y elipsoidal que reflejase la luz procedente del espejo primario al segundo plano focal de la elipse, situado en el centro del agujero de éste, y de ahí al ocular. Sir Isaac Newton perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670. Los telescopios reflectores evitan el problema de la aberración cromática, una degradación notable de las imágenes en los telescopios refractores de la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes acromáticas). El reflector clásico formado por dos espejos y un ocular se conoce como reflector Newtoniano.
El reflector Newtoniano se utiliza comúnmente en el mundo de la astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño algo más complejo con un foco Cassegrain. En el año 2001 existían al menos 49 reflectores con espejos primarios con un diámetro superior a 2 m. Los más grandes consisten de espejos primarios modulares y pueden tener aberturas de hasta 9-10 m. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.
Un telescopio refractor es un telescopio óptico que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.
Este tipo de telescopios son muy comunes en la astronomía para aficionados y en algunos telescopios solares. Sin embargo existen importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios refractores de gran tamaño y de gran apertura ya que resulta difícil elaborar lentes útiles de gran tamaño y suficientemente ligeras para el objetivo. Por otro lado hay problemas de calidad de la imagen debido a pequeñas burbujas de aire atrapadas en el cristal de la lente principal y además el material de la lente resulta opaco a determinadas longitudes de onda por lo que se pierde sensibilidad en algunas partes del espectro lumínico. La mayoría de estos problemas se resuelven utilizando un telescopio reflector.
El problema de la aberraciones cromáticas se corrige parcialmente con lentes apocromáticas, aunque este tipo de telescopio tiene un elevado precio.
Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.
Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.
La distancia focal de una lente depende del índice de refracción de la sustancia que la forma y de la geometría de sus superficies. Puesto que el índice de refracción de todas las sustancias ópticas varía con la longitud de onda, la distancia focal de una lente es distinta para los diferentes colores. En consecuencia, una lente única no forma simplemente una imagen de un objeto, sino una serie de imágenes a distancias distintas de la lente, una para cada color presente en la luz incidente. Además, como el aumento depende de la distancia focal, estas imágenes tienen tamaños diferentes. La variación de la distancia imagen con el índice de refracción se denomina aberración cromática longitudinal y la variación de tamaño de la imagen es la aberración cromática lateral.
La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.
Este efecto es proporcional a la cuarta potencia del diámetro de la lente o espejo e inversamente proporcional al cubo de la longitud focal siendo mucho más pronunciado en sistemas ópticos de corta focal, como en las lentes de un microscopio. En los telescopios ópticos antiguos se utilizaban instrumentos de larga focal para reducir el efecto de la aberración esférica.
Aumentos
Los aumentos o ampliación no son la cantidad de veces mas grande que se observa un objeto, como suele creerse, sino que se refiere a como será observado si nos ubicásemos a una distancia "tantas veces" mas cercana al objeto.
Por ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos (36x, nombrado 36 "por") y sabemos que esta se localiza a unos 384.000 kilómetros de distancia, nos aparecerá tal cual seria observada desde solo 10.666 kilómetros. Esto se calcula fácilmente dividiendo la distancia por la ampliación utilizada.
Para saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la distancia focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular utilizado, dado que son estos últimos los que proveen de la ampliación a cualquier telescopio. A menor distancia focal, mayor será la ampliación utilizada. Para calcular los aumentos implementados debe dividirse la distancia focal del telescopio por la distancia focal del ocular:
A = Ft [mm] / Fo [mm]
Donde A son los aumentos, Ft la focal del telescopio y Fo la focal del ocular. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 910 milímetros de focal, con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 36.4x.
Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible.
El primer radiotelescopio fue la antena de 9 metros construida por Grote Reber en 1937. A principios de los 50's el Interferómetro Cambridge realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio. A finales de los 50 y principios de los 60's el radiotelescopio de una sola antena más grande del mundo era el telescopio de 76 metros en Jodrell Bank, puesto en funcionamiento en 1957. Este fue el último de muchos radiotelescopios construidos a mediados del siglo XX y ha sido superado por telescopios y conjuntos de telescopios más modernos.
martes, 21 de septiembre de 2010
CALENDARIOS
El calendario (del latín calenda) es una cuenta sistematizada del transcurso del tiempo, utilizado para la organización cronológica de las actividades humanas. Antiguamente, muchos estaban basados en los ciclos lunares, perdurando su uso en el calendario islámico, o en la fecha de varias fiestas religiosas cristianas. En la actualidad, la mayor parte de los calendarios tienen por referencia el ciclo que describe la Tierra alrededor del Sol y se denominan calendarios solares. El calendario sideral se fundamenta en el movimiento terrestre respecto de otros astros diferentes al Sol.
El calendario juliano es el antecesor del calendario gregoriano y se basa en el movimiento del sol para medir el tiempo. Desde su implantación en el 46 a. C., se adoptó gradualmente en los países europeos y sus colonias hasta la implantación de la reforma gregoriana, del Papa Gregorio XIII, en 1582. Sin embargo, en los países de religión ortodoxa se mantuvo hasta principios del siglo XX: en Bulgaria hasta 1917, en Rusia hasta 1918, en Rumanía hasta 1919 y en Grecia hasta 1923. A pesar de que en sus países el calendario gregoriano es el oficial, hoy en día las iglesias ortodoxas (excepto la de Finlandia) siguen utilizando el calendario juliano (o modificaciones de él diferentes al calendario gregoriano) para el cálculo de la fecha de Pascua.
El calendario gregoriano es un calendario originario de Europa, actualmente utilizado de manera oficial en casi todo el mundo. Así denominado por ser su promotor el Papa Gregorio XIII, vino a sustituir en 1582 al calendario juliano, utilizado desde que Julio César lo instaurara en el año 46 a. C.[1] El Papa promulgó el uso de este calendario por medio de la bula Inter Gravissimas.
El término calendario helénico designa los distintos calendarios utilizados durante la era clásica griega, de los cuales el calendario Ático es el más conocido.
La cultura y el deporte nacieron unidos. De hecho, en la Grecia clásica se entregó la corona de laurel indistintamente al campeón olímpico aplaudido en el Pirítoo, o a Sófocles, creador trágico, y entonces, Píndaro cantó victorioso: ¡Feliz aquél a quien envuelven los nobles rumores!.
Las Panateneas son las fiestas de Atenea; el discurso coherente, el logos o personificación de la Razón.
Homero nos narra los primeros juegos olímpicos documentados detalladamente; se trata de los juegos celebrados con motivo de la muerte de Patroclo, amigo de Aquiles, el organizador de estas competencias. Hubo entre otros concursos: carrera de carros tirados por caballos, pugilato, lucha, dardos, esgrima, lanzamiento de bola, tiro de flechas y tiro de lanzas. El detalle lo encontramos en la rapsodia XXIII de la Ilíada. Los premios fueron variados: una yegua, calderas, talentos, vaso con dos asas, trípodes, copa, una crátera labrada, un buey, hachas, o medio talento. Odiseo triunfó en la lucha y en la carrera. Hoy en día, las medallas reflejan los talentos entregados, y las copas se siguen entregando en múltiples competencias deportivas.
Más adelante, la celebración rutinaria de las olimpíadas inició en el año 776 a. C. y esa competencia fue considerada el año uno en la contabilidad ascendente para el calendario helénico.
Como las olimpiadas se realizaban cada cuatro años, al primer año se le llamó “De la primera olimpiada” y el año “De la segunda olimpiada” fue el correspondiente al cinco. Los años intermedios, 2, 3 y 4, se llamaron: “Año 1 de la segunda olimpiada”, “Año dos de la segunda olimpiada” y “Año 3 de la segunda olimpiada” respectivamente.
Las olimpiadas fueron interrumpidas por Justiniano I en el siglo VI, al mismo tiempo que cerraba la Academia (fundada por Platón y considerada la primera Universidad, epíteto en discusión).
A continuación se presenta una relación de los años según el calendario helénico y en forma parelela con el calendario actual (Gregoriano), la numeración va del -776 que representa el año 776 a. C. hasta el 2101, aunque en realidad la cuenta fue interrumpida, como ya se dijo, en el siglo VI.
El calendario egipcio surge a principios del tercer milenio antes de Cristo y es el primer calendario solar conocido de la Historia. Estaba en pleno uso en tiempos de Shepseskaf, el faraón de la dinastía IV. En los Textos de las Pirámides ya se menciona la existencia de los días epagómenos. El papiro Rhind es el primer texto egipcio que menciona los 365 días del año civil egipcio. Estaba dividido en 12 meses de 30 días cada uno, organizados en tres semanas de 10 días. Al final del último mes de cada año se añadían los cinco días sueltos (los epagómenos) que faltaban para completar el año solar, dedicados al panteón de dioses egipcios.
Los egipcios fueron los primeros de todos los hombres que descubrieron el año, y decían que esto lo hallaron a partir de los astros.
Como el calendario civil egipcio no contó con el cuarto de día que tiene en exceso el año solar astronómico, cada cuatro años perdía un día, por lo que se convirtió en un "calendario errante", donde los acontecimientos "periódicos astronómicamente fijos" vagaban por los meses del calendario.
El calendario juliano es el antecesor del calendario gregoriano y se basa en el movimiento del sol para medir el tiempo. Desde su implantación en el 46 a. C., se adoptó gradualmente en los países europeos y sus colonias hasta la implantación de la reforma gregoriana, del Papa Gregorio XIII, en 1582. Sin embargo, en los países de religión ortodoxa se mantuvo hasta principios del siglo XX: en Bulgaria hasta 1917, en Rusia hasta 1918, en Rumanía hasta 1919 y en Grecia hasta 1923. A pesar de que en sus países el calendario gregoriano es el oficial, hoy en día las iglesias ortodoxas (excepto la de Finlandia) siguen utilizando el calendario juliano (o modificaciones de él diferentes al calendario gregoriano) para el cálculo de la fecha de Pascua.
El calendario gregoriano es un calendario originario de Europa, actualmente utilizado de manera oficial en casi todo el mundo. Así denominado por ser su promotor el Papa Gregorio XIII, vino a sustituir en 1582 al calendario juliano, utilizado desde que Julio César lo instaurara en el año 46 a. C.[1] El Papa promulgó el uso de este calendario por medio de la bula Inter Gravissimas.
El término calendario helénico designa los distintos calendarios utilizados durante la era clásica griega, de los cuales el calendario Ático es el más conocido.
La cultura y el deporte nacieron unidos. De hecho, en la Grecia clásica se entregó la corona de laurel indistintamente al campeón olímpico aplaudido en el Pirítoo, o a Sófocles, creador trágico, y entonces, Píndaro cantó victorioso: ¡Feliz aquél a quien envuelven los nobles rumores!.
Las Panateneas son las fiestas de Atenea; el discurso coherente, el logos o personificación de la Razón.
Homero nos narra los primeros juegos olímpicos documentados detalladamente; se trata de los juegos celebrados con motivo de la muerte de Patroclo, amigo de Aquiles, el organizador de estas competencias. Hubo entre otros concursos: carrera de carros tirados por caballos, pugilato, lucha, dardos, esgrima, lanzamiento de bola, tiro de flechas y tiro de lanzas. El detalle lo encontramos en la rapsodia XXIII de la Ilíada. Los premios fueron variados: una yegua, calderas, talentos, vaso con dos asas, trípodes, copa, una crátera labrada, un buey, hachas, o medio talento. Odiseo triunfó en la lucha y en la carrera. Hoy en día, las medallas reflejan los talentos entregados, y las copas se siguen entregando en múltiples competencias deportivas.
Más adelante, la celebración rutinaria de las olimpíadas inició en el año 776 a. C. y esa competencia fue considerada el año uno en la contabilidad ascendente para el calendario helénico.
Como las olimpiadas se realizaban cada cuatro años, al primer año se le llamó “De la primera olimpiada” y el año “De la segunda olimpiada” fue el correspondiente al cinco. Los años intermedios, 2, 3 y 4, se llamaron: “Año 1 de la segunda olimpiada”, “Año dos de la segunda olimpiada” y “Año 3 de la segunda olimpiada” respectivamente.
Las olimpiadas fueron interrumpidas por Justiniano I en el siglo VI, al mismo tiempo que cerraba la Academia (fundada por Platón y considerada la primera Universidad, epíteto en discusión).
A continuación se presenta una relación de los años según el calendario helénico y en forma parelela con el calendario actual (Gregoriano), la numeración va del -776 que representa el año 776 a. C. hasta el 2101, aunque en realidad la cuenta fue interrumpida, como ya se dijo, en el siglo VI.
El calendario egipcio surge a principios del tercer milenio antes de Cristo y es el primer calendario solar conocido de la Historia. Estaba en pleno uso en tiempos de Shepseskaf, el faraón de la dinastía IV. En los Textos de las Pirámides ya se menciona la existencia de los días epagómenos. El papiro Rhind es el primer texto egipcio que menciona los 365 días del año civil egipcio. Estaba dividido en 12 meses de 30 días cada uno, organizados en tres semanas de 10 días. Al final del último mes de cada año se añadían los cinco días sueltos (los epagómenos) que faltaban para completar el año solar, dedicados al panteón de dioses egipcios.
Los egipcios fueron los primeros de todos los hombres que descubrieron el año, y decían que esto lo hallaron a partir de los astros.
Como el calendario civil egipcio no contó con el cuarto de día que tiene en exceso el año solar astronómico, cada cuatro años perdía un día, por lo que se convirtió en un "calendario errante", donde los acontecimientos "periódicos astronómicamente fijos" vagaban por los meses del calendario.
jueves, 16 de septiembre de 2010
ESTRELLAS, MATERIA INTERESTELAR, NEBULOSAS, GALAXIAS, VIA LACTEA, QUASARES, ESTRELLAS DE NEUTRONES, AGUJEROS NEGROS
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.
Un sistema estelar (binario o múltiple puterio) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común,[1] ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un tekorei estelar cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.
Estrellas ligadas
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas[5] y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.[6] Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Estrellas aisladas
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, lo mismo que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Distribución estelar
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.
En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orion) de color azul. En astronomía se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.
Clasificación por centro gravitacional estelar
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias
Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que poseen un centro gravitacional compartido con otras estrellas. Esto quiere decir que orbitan con otras estrellas.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.
Clasificación de estrellas por sistema planetario
Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Clasificación según magnitudes
Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.
Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.
Clasificación por tipos espectrales
Clasificación por clases de luminosidad
En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio de Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.
Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa.
Diagrama de Hertzprung-Russel
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es que la cantidad del eje vertical, la magnitud absoluta, no es observable directamente. La cantidad observada es la magnitud aparente en alguna banda, y para obtener una magnitud absoluta se necesita una distancia. Las distancias en astronomía son notablemente difíciles de obtener. En el caso de estrellas individuales relativamente cercanas el único método disponible es la paralaje. Pero en el caso de estrellas que se encuentren a aproximadamente la misma distancia, como cúmulos globulares o cúmulos abiertos, al poner en el eje vertical la magnitud aparente, se encuentra un diagrama reconocible. De la comparación de ese diagrama con un diagrama teórico, se puede deducir la distancia de un cúmulo y su edad.
¿cómo los científicos pueden calcular la masa que tiene una estrella? Hasta hace muy poco tiempo, salvo el Sol, la masa conocida o estimada era sólo la de estrellas dobles, esto es dos estrellas que giran en torno a su centro de masas y que, a su vez, son bastante numerosas en el universo. Estudiando las órbitas de las estrellas binarias o dobles se puede calcular la masa total del sistema y la masa de cada componente individual, utilizando la tercera ley de Kepler. Ahora, si se trata de binarias espectroscópicas de doble espectro, que son a la vez binarias a eclipse, la estimación sobre su masa se obtiene por el análisis combinado de las curvas de velocidad radial y la luz. A través de esos dos modos se ha determinado o estimado la masa de muchas estrellas. Claro está, que también está el interés de conocer cuál es la masa que puede comportar una solitaria estrella. En los últimos años, se ha venido aplicando un método conocido como microlenticulación, que en principio fue desarrollado para estudiar la materia oscura que existe en el espacio y, que en aplicaciones de mediciones másicas de estrellas solitarias, también ha resultado exitoso. Sobre los métodos de medición, que hemos hecho mención, de la masa de las estrellas, es donde vamos a centrarnos en esta y las siguientes secciones, ya que dada su importancia, estudiar la masa propiamente tal de las estrellas es, en astrofísica, un tema de de altísima relevancia.
Composicion de las estrellas
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
Tiemop de vida de una estrella
Se puede determinar cuánto tiempo brilla una estrella usando este proceso así: sabemos cuanta energía viene de fusionar cada átomo de hidrógeno, la cantidad de hidrógeno caliente en el centro de la estrella, y cuan rápido la estrella está usando su energía.Por consiguiente, se calcula cuánto tiempo va a permanecer brillando antes de que se quede sin combustible. En el caso del Sol, su vida total brillando es de aproximadamente 10 mil millones de años.
Evolución estelar
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.
Estrellas de neutrones
Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo 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. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).
Agujeros negros
Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.
Formacion de agujeros negros
El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de 1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.
Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre si misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.
Estrellas variables
Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Tau Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
Nebulosa panetaria
Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.
Via lacctea
La Vía Láctea es una galaxia espiral en la que se encuentra el sistema solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva).
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 de la era común, el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adondequiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
Galaxias
Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.
Quasares
Los cuásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico es que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quásares y la Tierra. Combinando esto con la Ley de Hubble se sabe que los quásares están muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energía de emisión de los cuásares hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en la galaxia, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como supernovas y GRB. Los quásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.
En un principio se supuso que los objetos casi estelares o quásares eran agujeros blancos aunque el avance del estudio de su formación y características ha descartado tal supuesto.
En telescopios ópticos, la mayoría de los quásares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayoría de los quásares están demasiado lejos para ser visto por telescopios pequeños, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepción. A una distancia de 2.440 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.
Algunos quásares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo más alto conocido de un quásar es de 6,4.
Se cree que los quásares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida. El conocimiento de los quásares ha avanzado muy rápidamente, aunque no hay un consenso claro sobre sus orígenes.
Un sistema estelar (binario o múltiple puterio) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común,[1] ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un tekorei estelar cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.
Estrellas ligadas
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas[5] y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.[6] Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Estrellas aisladas
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, lo mismo que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Distribución estelar
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.
En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orion) de color azul. En astronomía se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.
Clasificación por centro gravitacional estelar
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias
Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que poseen un centro gravitacional compartido con otras estrellas. Esto quiere decir que orbitan con otras estrellas.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.
Clasificación de estrellas por sistema planetario
Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Clasificación según magnitudes
Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.
Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.
Clasificación por tipos espectrales
Clasificación por clases de luminosidad
En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio de Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.
Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa.
Diagrama de Hertzprung-Russel
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es que la cantidad del eje vertical, la magnitud absoluta, no es observable directamente. La cantidad observada es la magnitud aparente en alguna banda, y para obtener una magnitud absoluta se necesita una distancia. Las distancias en astronomía son notablemente difíciles de obtener. En el caso de estrellas individuales relativamente cercanas el único método disponible es la paralaje. Pero en el caso de estrellas que se encuentren a aproximadamente la misma distancia, como cúmulos globulares o cúmulos abiertos, al poner en el eje vertical la magnitud aparente, se encuentra un diagrama reconocible. De la comparación de ese diagrama con un diagrama teórico, se puede deducir la distancia de un cúmulo y su edad.
¿cómo los científicos pueden calcular la masa que tiene una estrella? Hasta hace muy poco tiempo, salvo el Sol, la masa conocida o estimada era sólo la de estrellas dobles, esto es dos estrellas que giran en torno a su centro de masas y que, a su vez, son bastante numerosas en el universo. Estudiando las órbitas de las estrellas binarias o dobles se puede calcular la masa total del sistema y la masa de cada componente individual, utilizando la tercera ley de Kepler. Ahora, si se trata de binarias espectroscópicas de doble espectro, que son a la vez binarias a eclipse, la estimación sobre su masa se obtiene por el análisis combinado de las curvas de velocidad radial y la luz. A través de esos dos modos se ha determinado o estimado la masa de muchas estrellas. Claro está, que también está el interés de conocer cuál es la masa que puede comportar una solitaria estrella. En los últimos años, se ha venido aplicando un método conocido como microlenticulación, que en principio fue desarrollado para estudiar la materia oscura que existe en el espacio y, que en aplicaciones de mediciones másicas de estrellas solitarias, también ha resultado exitoso. Sobre los métodos de medición, que hemos hecho mención, de la masa de las estrellas, es donde vamos a centrarnos en esta y las siguientes secciones, ya que dada su importancia, estudiar la masa propiamente tal de las estrellas es, en astrofísica, un tema de de altísima relevancia.
Composicion de las estrellas
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
Tiemop de vida de una estrella
Se puede determinar cuánto tiempo brilla una estrella usando este proceso así: sabemos cuanta energía viene de fusionar cada átomo de hidrógeno, la cantidad de hidrógeno caliente en el centro de la estrella, y cuan rápido la estrella está usando su energía.Por consiguiente, se calcula cuánto tiempo va a permanecer brillando antes de que se quede sin combustible. En el caso del Sol, su vida total brillando es de aproximadamente 10 mil millones de años.
Evolución estelar
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.
Estrellas de neutrones
Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo 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. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).
Agujeros negros
Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.
Formacion de agujeros negros
El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de 1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.
Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre si misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.
Estrellas variables
Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Tau Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
Nebulosa panetaria
Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.
Via lacctea
La Vía Láctea es una galaxia espiral en la que se encuentra el sistema solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva).
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 de la era común, el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adondequiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
Galaxias
Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.
Quasares
Los cuásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico es que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quásares y la Tierra. Combinando esto con la Ley de Hubble se sabe que los quásares están muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energía de emisión de los cuásares hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en la galaxia, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como supernovas y GRB. Los quásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.
En un principio se supuso que los objetos casi estelares o quásares eran agujeros blancos aunque el avance del estudio de su formación y características ha descartado tal supuesto.
En telescopios ópticos, la mayoría de los quásares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayoría de los quásares están demasiado lejos para ser visto por telescopios pequeños, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepción. A una distancia de 2.440 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.
Algunos quásares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo más alto conocido de un quásar es de 6,4.
Se cree que los quásares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida. El conocimiento de los quásares ha avanzado muy rápidamente, aunque no hay un consenso claro sobre sus orígenes.
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