Los Cometas

Los cometas son cuerpos de formas irregulares, frágiles y pequeños, compuestos por una mezcla de granos no volátiles y gases congelados. Tienen órbitas muy elípticas que los lleva muy cerca del Sol y los devuelve al espacio profundo, frecuentemente más allá de la órbita de Plutón.

Las estructuras de los cometas son diversas y muy dinámicas, pero todos ellos desarrollan una nube de material difuso que los rodea, denominada cabellera, que generalmente crece en tamaño y brillo a medida que el cometa se aproxima al Sol. Generalmente es visible un pequeño núcleo brillante (menos de 10 kilómetros de diámetro) en el centro de la cabellera. La cabellera y el núcleo juntos constituyen la cabeza del cometa.

A medida que los cometas se aproximan al Sol desarrollan colas enormes de material luminoso que se extienden por millones de kilómetros desde la cabeza, alejándose del Sol. Cuando están lejos del Sol, el núcleo está muy frío y su material está congelado. En este estado los cometas reciben a veces el nombre de "iceberg sucio" o "bola de nieve sucia". Cuando un cometa se aproxima al Sol, a pocas UA (unidades astronómicas) del Sol, la superficie del núcleo empieza a calentarse y los volátiles se evaporan. Las moléculas evaporadas se desprenden y arrastran con ellas pequeñas partículas sólidas formando la cabellera del cometa, de gas y polvo.

Cuando el núcleo está congelado, puede ser visto solamente debido a la luz solar reflejada. Sin embargo, cuando se crea la cabellera, el polvo refleja más luz solar y el gas de la cabellera absorbe la radiación ultravioleta y empieza a fluorescer. A unas 5 UA del sol, la fluorescencia generalmente se hace más intensa que la luz reflejada.

A medida que el cometa absorbe la luz ultravioleta, los procesos químicos desprenden hidrógeno, que escapa a la gravedad del cometa y forma una envuelta de hidrógeno. Esta envuelta no puede ser vista desde la Tierra ya que su luz es absorbida por nuestra atmósfera, pero ha sido detectada por las naves espaciales.

La presión de la radiación solar y los vientos solares aceleran los materiales alejándolos de la cabeza del cometa a diferentes velocidades de acuerdo con el tamaño y masa de los materiales. Por esto, las colas de polvo relativamente masivas son aceleradas más despacio y tienden a ser curvadas. La cola iónica es mucho menos masiva, y es acelerada tanto que aparece como una línea casi recta que se extiende desde el cometa en el lado opuesto al sol. La siguiente imagen del Cometa West muestra dos colas diferentes. La cola de plasma azul fino está compuesta por gases y la cola ancha blanca esta compuesta por partículas microscópicas de polvo.

Cometa Kohoutek
Esta fotgrafía en color del cometa Kohoutek fue tomada por los miembros del Laboratorio Fotográfico Planetario y Lunar de la Universidad de Arizona. Ellos fotografiaron el cometa desde el Observatorio de Catalina con una cámara de 35 mm el 11 de Enero de 1974. (Cortesía NASA)

Cometa Hyakutake
Estas imágenes del Cometa Hyakutake desde el Telescopio Espacial Hubble fueron realizadas el 25 de Marzo de 1996 cuando el cometa pasó a una distancia de 15 millones de kilómetros (9.6 millones de millas) de la Tierra. Estas imágenes se centran en una región muy pequeña cercana al corazón del cometa, el congelado núcleo sólido y nos muestran una vista excepcionalmente clara de esta región del cometa.

La imagen de la izquierda tiene un ancho de 2070 millas (3340 km) y muestra que la mayor parte del polvo es producido en el hemisferio del cometa orientado al Sol. También, arriba a la izquierda, hay tres pedazos pequeños que se han separado del cometa y están formando sus propias colas. Las regiones heladas del núcleo se activan a medida que son iluminadas por la luz solar, proyectando grandes cantidades de polvo en forma de chorros como los que tenuemente se ven en esta imagen. La luz del Sol que incide sobre el polvo le da la vuelta y lo "empuja" hacia el hemisferio que mira hacia la cola.

La imagen de abajo a la derecha es una ampliación de la región cercana al núcleo y tiene sólo 470 millas (760 kilómetros) de ancho. El núcleo está cerca del centro de la foto, pero la región más brillante es quizás el extremo del más potente de los chorros de polvo más que el propio núcleo. Presumiblemente, la superficie del núcleo está situada justo debajo de este brillante chorro. La imagen arriba a la derecha muestra porciones del núcleo que aparentemente se han desgajado de él. La imagen muestra al menos tres objetos diferentes que están compuestos probablemente por polvo de grano grueso. Los fragmentos de gran tamaño no son acelerados hacia la cola, que parece ser el caso de la imagen. (Créditos: H. A. Weaver--Applied Research Corp., HST Comet Hyakutake Observing Team, y NASA)

Descubiertos los Primeros Rayos-X Procedentes del Cometa Hyakutake
Esta imagen muestra el descubrimiento de una señal generada por una fuerte radiación de rayos-X procedente del cometa Hyakutake. La imagen fue realizada el 27 de Marzo de 1996 utilizando el satélite alemán ROSAT. El cometa estaba cerca de su máxima aproximación a la Tierra a una distancia inferior a los 10 millones de millas cuando se detectaron desde el ROSAT las primeras radiaciones de rayos-X. La potencia y los rápidos cambios de intensidad de las emisiones de rayos-X procedentes del cometa sorprendieron y desconcertaron a los astrónomos. "No esperábamos ciertamente que un cometa brillara con rayos-X", dijo el Doctor Michael J. Mumma del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA en Greenbelt, MD. Nunca antes se habían detectado rayos-X procedentes de un cometa, y los científicos habían predicho de forma optimista una intensidad que resultó ser unas 100 veces más débil que la radiación detectada por el ROSAT. Los grandes cambios en el brillo de los rayos-X fueron otra sorpresa. Se midieron grandes aumentos y descensos en el brillo de los rayos-X de una observación a otra del ROSAT, que se realizaban con una diferencia de varias horas.

Otro rompecabezas adicional es la naturaleza del proceso físico que da lugar a los rayos-X, aunque las imágenes del ROSAT podrían contener alguna pista sobre este proceso. En la imagen, los rayos-X procedentes del cometa parecen venir de una región en forma de creciente en el lado que mira al Sol del cometa Hyakutake. Una teoría preliminar es que la emisión de rayos-X procedentes del Sol fue absorbida por una nube gaseosa de moléculas de agua que rodeaban el núcleo del cometa, y que luego fueron reemitidas por las moléculas en un proceso que los físicos denominan "fluorescencia". De acuerdo con esta idea, la nube es tan densa que el lado que mira al Sol absorbe casi la totalidad de los rayos-X solares, de tal forma que son pocos los que llegan al resto de la nube. Esto podría explicar por qué las emisiones cometarias de rayos-X tienen la forma de un creciente, más que de una esfera que rodee al núcleo. Una segunda explicación posible es que los rayos-X son el producto de las violentas colisiones entre el material del cometa y el "viento" supersónico de plasma y partículas que forman la corriente que se aleja del Sol.

Esferas Celestes y Sistemas de Coordenadas

ESFERAS CELESTES Y SISTEMAS DE COORDENADAS

La esfera celestes una esfera ideal, sin radio definido, concéntrica con el globo terrestre en la cual aparentemente se mueven los astros. Permite representar las direcciones en que se hallan los objetos celestes. Teóricamente se confunde con el eje de la Tierra: el eje del mundo es el de la rotación de la esferas celeste y es coincidente con el eje de rotación de la Tierra, por lo que se halla prácticamente centrada en el ojo del observador.

La esfera celeste es un concepto, no un objeto, es la superficie virtual sobre la que vemos proyectados a los astros como si todos estuvieran a igual distancia de la Tierra.

Coordenadas celestes: son el conjunto de valores que, de acuerdo con un determinado sistema de referencia, dan la posición de un objeto en la esfera celeste.

Clasificación de los sistemas de coordenadas:

-Según el sistema de coordenadas:

• Sistema basado en coordenadas cartesianas

• Sistema basado en coordenadas celestes.

-Según la posición del observador

• Atendiendo a la posición del observador

Coordenadas topocéntricas: su centro es el propio observador.

Coordenadas Geocéntricas: centradas en el centro de la Tierra.

Coordenadas Heliocéntricas: el centro de regencia es el centro del Sol.

Coordenadas Galácticas: se centran en el centro de nuestra galaxia, que desde nuestra posición es el Sol, se ubica en las constelaciones de Sagitario.

Coordenadas baricéntricas: su origen es el centro de masas del sistema Solar.

• Atendiendo a que sus valores dependan o no de la posición del observador:

Coordenadas Locales: coordenadas horizontales y coordenadas horarias.

Coordenadas no Locales: coordenadas ecuatoriales, coordenadas eclípticas, coordenadas galácticas.

-Según el plano de referencia:

• Considerando el plano de referencia se tiene:

Coordenadas Horizontales: plano de referencia: el horizonte del observador. Origen: topocéntrico. Coordenadas azimut y altura o distancia cenital.

Coordenadas Horarias: Plano de referencia: el ecuador celeste y el meridiano celeste del observador.

Coordenadas Ecuatoriales: Plano de referencia: el ecuador celeste. Origen: Geocéntrico. Coordenadas Ascensión recta y declinación.

Coordenadas eclípticas: Plano de referencia: la eclíptica. Origen: Geocéntrico o Heliocéntrico. Coordenadas: longitud celeste y latitud celeste o longitud y latitud eclípticas.

Coordenadas Galácticas: Plano de referencia: el plano de la vía láctea. Coordenadas: Longitud galáctica y latitud galáctica.

La Eclíptica es la línea curva por donde “transcurre” el Sol alrededor de la Tierra, en su “movimiento aparente” visto desde la Tierra. Está formada por la intersección del plano de la órbita terrestre con la esfera celeste. Es la línea recorrida por el Sol a lo largo de un año respecto del “fondo inmóvil de las estrellas”.

MOVIMIENTO DIURNO

El movimiento diurno es el movimiento de la esfera celeste observado en el transcurso de un día. Es un movimiento retrógrado, de sentido horario mirando hacia el Sur, y de sentido antihorario mirando hacia el Norte.

Tomemos como ejemplo el Sol que sale por el Este y se pone por el Oeste, lo que en el Hemisferio Norte se aprecia como un movimiento en sentido horario, aunque ligeramente más lento que las estrellas lejanas. Éstas se mueven acordes al tiempo sidéreo mientras que el movimiento aparente del Sol es acorde al tiempo solar.

Hasta la revolución copérnica los astrónomos creían que se trataba de un movimiento real de las estrellas. Desde Copérnico sabemos que es la Tierra la que gira alrededor de su eje completando una vuelta en 23 h 56 min 4 s (un día sidéreo). No obstante se sigue con la misma concepción tolemaica, asumiendo que el movimiento de la esfera celeste es aparente, siendo la Tierra la que gira realmente.

Situado en el plano del horizonte y en el transcurso de un día un observador ve a los astros dar una vuelta alrededor del eje del mundo, en dirección este-sur-oeste mirando hacia el sur, o bien en sentido este-norte-oeste mirando hacia el norte.

Aspecto del cielo a distintas latitudes: al pasar de un hemisferio al otro, se nota un cambio en el aspecto del cielo nocturno de la Tierra, grupos de estrellas dejan de verse al transpasar el ecuador terrestre. Así mismo estrellas que describían una pequeña trayectoria, elevándose muy poco sobre el horizonte, ahora aparecen dibujando un camino más largo y a una altura mayor, esto según la ubicación del observador.

Las Estrellas

Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está vacío, es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vacío carezca de interés. Simplemente, las estrellas llaman la atención.

A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energia y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa.

Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenómenos y comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cuásares, púlsares, agujeros negros, ... En este capítulo vamos a dar una visión general sobre las estrellas, sus tipos, sus comportamientos y su evolución.

Clasificación de las estrellas

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

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

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

Novas y Supernovas

Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.

Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.

Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas.

Novas, ¿estrellas nuevas?

Antiguamente, a una estrella que aparecía de golpe donde no había nada, se le llamaba nova, o ‘estrella nueva’. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.

Quizá aparezcan 10 o 12 novas por año en la Vía Láctea, pero algunas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar.

A las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.

Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, después se normaliza.

La estrella que queda es una enana blanca, el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a una continua disminución de materia en favor de la estrella más grande. Este fenómeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares.

Supernovas

La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.

Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.

Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un intenso estudio astronómico.

Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II.

Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compañero.

De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad.

Agujeros Negros

Son cuerpos con un campo gravitatorio extraordinariamente grande.

No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre pero no salga.

Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias.

Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.

Conos luminosos

El científico británico Stephen W. Hawking ha dedicado buena parte de su trabajo al estudio de los agujeros negros.

En su libro "Historia del Tiempo" explica cómo, en una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella.

Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro.

Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana

Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas.

Alguien que observase la formación de un agujero negro desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que, finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta.

Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes físicas y la capacidad de predicción fallan. En consecuencia, ningún observador externo puede ver qué pasa dentro.

Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidades se situarán siempre en el pasado del observador (como el Big Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hipótesis se conoce con el nombre de "censura cósmica".