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.
sábado, 25 de septiembre de 2010
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.
sondas espaciales
Una sonda espacial es un dispositivo que se envía al espacio con el fin de estudiar cuerpos de nuestro Sistema Solar, tales como planetas, satélites, asteroides o cometas.
Las sondas espaciales se suelen denominar también satélites artificiales, si bien, estrictamente hablando, una sonda se diferencia de un satélite en que no establece una órbita alrededor de un objeto (ya sea la Tierra o el Sol), sino que se lanza hacia un objeto concreto, o bien termina con una ruta de escape hacia el exterior del sistema solar.
Todas las sondas se montan sobre una estructura de soporte a la que se deben incorporar al menos estos tres sistemas:
• Sistema energético: habitualmente Baterías y Paneles solares para proveer de electricidad a los sistemas, aunque también pueden incorporar fuentes radiactivas de energía.
• Instrumental de observación, tales como cámaras fotográficas, o analizadores de espectro
• Equipos de comunicación, consistente en diversos tipos de antenas para transmitir la información recolectada de vuelta a la Tierra.
Además, las sondas pueden incorporar: motores para efectuar maniobras, tanques de combustible, protecciones térmicas para evitar el congelamiento de la sonda, o transportar sondas menores independientes. A veces incluso han portado contenedores de información sobre nuestro planeta por si eventualmente fuesen recogidas por una civilización alienígena.
Un vuelo espacial tripulado es una exploración espacial con una tripulación humana y posiblemente pasajeros, en contraste con sondas espaciales robóticas o misiones espaciales no tripuladas controladas remotamente.
En ocasiones, pasajeros de otras especies han estado a bordo de una nave espacial, aunque no todas sobrevivieron el regreso a la Tierra. Los perros, fueron los primeros grandes mamíferos lanzados desde la Tierra. El primer vuelo espacial humano fue el Vostok 1 el 12 de abril de 1961; El cosmonauta soviético Yuri Gagarin hizo una órbita alrededor de la Tierra; después del éxito del vuelo, el ingeniero jefe del programa Vostok sugirió la preparación de mujeres astronautas; Valentina Tereshkova se convirtió en la primera mujer en el espacio a bordo de la Vostok 6 el 16 de junio de 1963. La órbita terrestre más alta lograda por un vehículo pilotado fue la Gemini 11 en 1966, que alcanzó una altura de 1374 km. El programa del Transbordador Espacial en las misiones de lanzar y hacer funcionar el Telescopio espacial Hubble también ha alcanzado un órbita terrestre alta a una altitud alrededor de 600 km.
Una estación espacial es una construcción artificial diseñada para hacer actividades en el espacio exterior, con muy diversos fines. Se distingue de otra nave espacial tripulada por su carencia de un sistema de propulsión principal ( en lugar de eso, otros vehículos son utilizados como transporte desde y hacia la estación), y de medios de aterrizaje. Las estaciones espaciales están destinadas a orbitar la Tierra.
Las estaciones espaciales son usadas para estudiar los efectos del vuelo espacial, sobre el cuerpo humano a largo plazo y también como plataformas para numerosos y prolongados estudios científicos que sean útiles en otros vehículos espaciales.
Antiguas y actuales estaciones espaciales:
• Estaciones Salyut: Salyut 1, Salyut 2, Salyut 3, Salyut 4, Salyut 5, Salyut 6, Salyut 7
• Skylab
• MIR
• Estación Espacial Internacional (ISS -sigla del nombre en inglés-)
Además, Bigelow Aerospace desarrolla comercialmente módulos de hábitat inflables, con la intención de ser usados para la construcción de estaciones espaciales.
Desde el vuelo de la Skylab 2, todos los récords de permanencia en naves tripuladas han sido logrados a bordo de estaciones espaciales. El récord de duración, de 437,7 días, fue logrado a bordo de la Mir en 1994-1995 por Valery Polyakov. Desde 2003, 3 astronautas han completado misiones de más de un año, todas a bordo de la estación espacial Mir.
Se han propuesto algunos diseños de estación espacial que se pretende sean hábitats a largo plazo espaciales para gran número de personas, en esencia "ciudades en el espacio" donde la gente tendría sus hogares. Hasta ahora esos diseños son sólo hipotéticos, y nunca fueron seriamente considerados para emplearlos actualmente.
Un observatorio espacial, también conocido como telescopio espacial, es un satélite artificial o sonda espacial que se utiliza para la observación de planetas, estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes de forma similar a un telescopio en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita desde que Cosmos 215, considerado el primer observatorio espacial,1 2 fuese lanzado el 18 de abril de 1968, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos.
Existe varias razones para que la observación desde el espacio sea deseable, debido a que evita algunos problemas que tienen los observatorios en tierra. Los beneficios de los observatorios espaciales son:
• Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire.
• La atmósfera terrestre añade una distorsión importante en las imágenes, conocida como aberración óptica. La capacidad de resolución de los telescopios en tierra se reduce de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su capacidad siempre rinde cerca del máximo teórico. Este problema para los telescopios en tierra se ha resuelto de forma parcial con el uso de óptica adaptativa, como en el Very Large Telescope, pero son complejos y no solucionan el problema completamente.
• La atmósfera, además, absorbe una porción importante del espectro electromagnético, por lo que algunos observaciones son prácticamente imposibles de realizar desde tierra. La Astronomía de rayos-X no se realiza desde la Tierra, sino desde telescopios espaciales como el Chandra o el XMM-Newton. Otras porciones del espectro electromagnético, como las ondas infrarrojas o las ultravioletas, también son filtradas por la atmósfera.
Los telescopios espaciales, sin embargo, también sufren algunas desventajas que no tienen los observatorios terrestres:
• El coste elevado, principalmente en el lanzamiento. Los costes para utilizar un cohete de tamaño medio pueden alcanzar los 250 millones de dólares, y utilizar el transbordador espacial duplica ese precio.
• La imposibilidad de mantenimiento. Excepto el telescopio espacial Hubble, que ha recibido mantenimiento por parte de misiones del transbordador espacial, si un observatorio espacial no funciona no puede ser reemplazado.
• La vida útil corta. La mayoría de los telescopios espaciales deben ser refrigerados y cuando los líquidos de refrigeración se terminan no se puede llenar el depósito con líquido nuevo. Sin embargo, los telescopios espaciales no necesitan un mantenimiento periódico ya que no está afectado de las condiciones bajo atmósfera.
Los observatorios espaciales se pueden dividir en dos clases generales: aquellos cuya misión es inspeccionar todo el cielo y los telescopios que sólo hacen observaciones de partes escogidas del firmamento. Muchos de los observatorios espaciales ya han completado sus misiones, mientras que otros están en funcionamiento. Los satélites y sondas espaciales para la observación astronómica han sido lanzados por la NASA, la ESA y la JAXA.
La CONAE es el único Organismo del Estado Nacional competente para entender, diseñar, ejecutar, controlar, gestionar y administrar proyectos, actividades y emprendimientos en materia espacial en todo el ámbito de la República.
Su misión, como agencia especializadaes proponer y ejecutar el , considerado Politica de Estado, con el objeto de utilizar y aprovechar la ciencia y la tecnología espacial con fines pacíficos.
En 1994 se redactó el Plan Espacial "Argentina en el Espacio 1995-2006" en el que se enumeraron una variedad de acciones concurrentes a esos objetivos generales, estableciéndose que debe ser actualizado periódicamente, contando en cada oportunidad al menos con una década de horizonte para las actividades espaciales nacionales. En cada revisión del Plan se tienen en cuenta los avances de la tecnología espacial que tuvieron lugar durante el período anterior y la marcha de las demandas sociales en la materia.
Actualmente se encuentra vigente el Plan Espacial Nacional 2004 - 2015.
El Plan Espacial pone especial énfasis en el uso y los alcances del concepto de "Ciclo de Información Espacial", que reúne el conjunto de las etapas que comprenden el sensado, generación, transmisión, procesamiento, almacenamiento, distribución y uso de la información espacial.
Dado el amplio número de Ciclos de Información posibles, se a requerido para su selecciñon que, ademas de su relevancia socioeconómica generen actividades y proyectos que permitan:
Aplicar y desarrollar conceptos tecnológicos avanzados.
Optimizar recursos humanos y económicos.
Efectuar una genuina cooperación internacional de carácter asociativa.
Actuar como arquitecto espacial, privilegiando el manejo del conocimiento
por sobre la ejecución.
Concebir todo el Plan Espacial como un proyecto de Inversión.
La misión SAC-C cubre tanto la Observación de la Tierra como mediciones con fines científicos.
La observación de nuestro planeta, particularmente del territorio argentino, se obtiene a través de imágenes ópticas orientadas al estudio de ecosistemas terrestres y marinos.
En los aspectos científicos obtiene datos de: temperatura y vapor de agua de la atmósfera, campo magnético y onda larga del campo gravitatorio terrestre, y estudia la estructura y la dinámica de la atmósfera y de la ionosfera.
Una imagen satelital o imagen de satélite se puede definir como la representación visual de la información capturada por un sensor montado en un satélite artificial. Estos sensores recogen información reflejada por la superficie de la tierra que luego es enviada a la Tierra y que procesada convenientemente entrega valiosa información sobre las características de la zona representada.
La primera imagen satelital de la tierra fue tomada el 14 de agosto de 1959 por el satélite estadounidense Explorer 6.1 La primera fotografía satelital de la luna fue tomada por el satélite soviético Luna 3 el 6 de octubre de 1959, en una misión para fotografiar el lado oculto de la Luna. La canica azul, fue tomada en el espacio en 1972, esta fotografía se volvió muy popular en los medios de comunicación y entre la gente. También en 1972 los Estados Unidos comenzaron con el programa Landsat, el mayor programa para la captura de imágenes de la tierra desde el espacio. El Landsat 7, el último satélite del programa, fue enviado al espacio en 1999.
En 1977, se obtiene la primera imagen satelital en tiempo real, mediante el satélite KH-11.
Todas las imágenes satelitales obtenidas por la NASA son publicadas por Observatorio de La Tierra de la NASA y están disponibles para el publico.
Un píxel o pixel, plural píxeles (acrónimo del inglés picture element, "elemento de imagen") es la menor unidad homogénea en color que forma parte de una imagen digital, ya sea esta una fotografía, un fotograma de vídeo o un gráfico.
Ampliando lo suficiente una imagen digital (zoom), por ejemplo en la pantalla de un ordenador, pueden observarse los píxeles que componen la imagen. Los píxeles aparecen como pequeños cuadrados o rectángulos en color, en blanco o en negro, o en matices de gris. Las imágenes se forman como una matriz rectangular de píxeles, donde cada píxel forma un área relativamente pequeña respecto a la imagen total.
Las sondas espaciales se suelen denominar también satélites artificiales, si bien, estrictamente hablando, una sonda se diferencia de un satélite en que no establece una órbita alrededor de un objeto (ya sea la Tierra o el Sol), sino que se lanza hacia un objeto concreto, o bien termina con una ruta de escape hacia el exterior del sistema solar.
Todas las sondas se montan sobre una estructura de soporte a la que se deben incorporar al menos estos tres sistemas:
• Sistema energético: habitualmente Baterías y Paneles solares para proveer de electricidad a los sistemas, aunque también pueden incorporar fuentes radiactivas de energía.
• Instrumental de observación, tales como cámaras fotográficas, o analizadores de espectro
• Equipos de comunicación, consistente en diversos tipos de antenas para transmitir la información recolectada de vuelta a la Tierra.
Además, las sondas pueden incorporar: motores para efectuar maniobras, tanques de combustible, protecciones térmicas para evitar el congelamiento de la sonda, o transportar sondas menores independientes. A veces incluso han portado contenedores de información sobre nuestro planeta por si eventualmente fuesen recogidas por una civilización alienígena.
Un vuelo espacial tripulado es una exploración espacial con una tripulación humana y posiblemente pasajeros, en contraste con sondas espaciales robóticas o misiones espaciales no tripuladas controladas remotamente.
En ocasiones, pasajeros de otras especies han estado a bordo de una nave espacial, aunque no todas sobrevivieron el regreso a la Tierra. Los perros, fueron los primeros grandes mamíferos lanzados desde la Tierra. El primer vuelo espacial humano fue el Vostok 1 el 12 de abril de 1961; El cosmonauta soviético Yuri Gagarin hizo una órbita alrededor de la Tierra; después del éxito del vuelo, el ingeniero jefe del programa Vostok sugirió la preparación de mujeres astronautas; Valentina Tereshkova se convirtió en la primera mujer en el espacio a bordo de la Vostok 6 el 16 de junio de 1963. La órbita terrestre más alta lograda por un vehículo pilotado fue la Gemini 11 en 1966, que alcanzó una altura de 1374 km. El programa del Transbordador Espacial en las misiones de lanzar y hacer funcionar el Telescopio espacial Hubble también ha alcanzado un órbita terrestre alta a una altitud alrededor de 600 km.
Una estación espacial es una construcción artificial diseñada para hacer actividades en el espacio exterior, con muy diversos fines. Se distingue de otra nave espacial tripulada por su carencia de un sistema de propulsión principal ( en lugar de eso, otros vehículos son utilizados como transporte desde y hacia la estación), y de medios de aterrizaje. Las estaciones espaciales están destinadas a orbitar la Tierra.
Las estaciones espaciales son usadas para estudiar los efectos del vuelo espacial, sobre el cuerpo humano a largo plazo y también como plataformas para numerosos y prolongados estudios científicos que sean útiles en otros vehículos espaciales.
Antiguas y actuales estaciones espaciales:
• Estaciones Salyut: Salyut 1, Salyut 2, Salyut 3, Salyut 4, Salyut 5, Salyut 6, Salyut 7
• Skylab
• MIR
• Estación Espacial Internacional (ISS -sigla del nombre en inglés-)
Además, Bigelow Aerospace desarrolla comercialmente módulos de hábitat inflables, con la intención de ser usados para la construcción de estaciones espaciales.
Desde el vuelo de la Skylab 2, todos los récords de permanencia en naves tripuladas han sido logrados a bordo de estaciones espaciales. El récord de duración, de 437,7 días, fue logrado a bordo de la Mir en 1994-1995 por Valery Polyakov. Desde 2003, 3 astronautas han completado misiones de más de un año, todas a bordo de la estación espacial Mir.
Se han propuesto algunos diseños de estación espacial que se pretende sean hábitats a largo plazo espaciales para gran número de personas, en esencia "ciudades en el espacio" donde la gente tendría sus hogares. Hasta ahora esos diseños son sólo hipotéticos, y nunca fueron seriamente considerados para emplearlos actualmente.
Un observatorio espacial, también conocido como telescopio espacial, es un satélite artificial o sonda espacial que se utiliza para la observación de planetas, estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes de forma similar a un telescopio en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita desde que Cosmos 215, considerado el primer observatorio espacial,1 2 fuese lanzado el 18 de abril de 1968, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos.
Existe varias razones para que la observación desde el espacio sea deseable, debido a que evita algunos problemas que tienen los observatorios en tierra. Los beneficios de los observatorios espaciales son:
• Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire.
• La atmósfera terrestre añade una distorsión importante en las imágenes, conocida como aberración óptica. La capacidad de resolución de los telescopios en tierra se reduce de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su capacidad siempre rinde cerca del máximo teórico. Este problema para los telescopios en tierra se ha resuelto de forma parcial con el uso de óptica adaptativa, como en el Very Large Telescope, pero son complejos y no solucionan el problema completamente.
• La atmósfera, además, absorbe una porción importante del espectro electromagnético, por lo que algunos observaciones son prácticamente imposibles de realizar desde tierra. La Astronomía de rayos-X no se realiza desde la Tierra, sino desde telescopios espaciales como el Chandra o el XMM-Newton. Otras porciones del espectro electromagnético, como las ondas infrarrojas o las ultravioletas, también son filtradas por la atmósfera.
Los telescopios espaciales, sin embargo, también sufren algunas desventajas que no tienen los observatorios terrestres:
• El coste elevado, principalmente en el lanzamiento. Los costes para utilizar un cohete de tamaño medio pueden alcanzar los 250 millones de dólares, y utilizar el transbordador espacial duplica ese precio.
• La imposibilidad de mantenimiento. Excepto el telescopio espacial Hubble, que ha recibido mantenimiento por parte de misiones del transbordador espacial, si un observatorio espacial no funciona no puede ser reemplazado.
• La vida útil corta. La mayoría de los telescopios espaciales deben ser refrigerados y cuando los líquidos de refrigeración se terminan no se puede llenar el depósito con líquido nuevo. Sin embargo, los telescopios espaciales no necesitan un mantenimiento periódico ya que no está afectado de las condiciones bajo atmósfera.
Los observatorios espaciales se pueden dividir en dos clases generales: aquellos cuya misión es inspeccionar todo el cielo y los telescopios que sólo hacen observaciones de partes escogidas del firmamento. Muchos de los observatorios espaciales ya han completado sus misiones, mientras que otros están en funcionamiento. Los satélites y sondas espaciales para la observación astronómica han sido lanzados por la NASA, la ESA y la JAXA.
La CONAE es el único Organismo del Estado Nacional competente para entender, diseñar, ejecutar, controlar, gestionar y administrar proyectos, actividades y emprendimientos en materia espacial en todo el ámbito de la República.
Su misión, como agencia especializadaes proponer y ejecutar el , considerado Politica de Estado, con el objeto de utilizar y aprovechar la ciencia y la tecnología espacial con fines pacíficos.
En 1994 se redactó el Plan Espacial "Argentina en el Espacio 1995-2006" en el que se enumeraron una variedad de acciones concurrentes a esos objetivos generales, estableciéndose que debe ser actualizado periódicamente, contando en cada oportunidad al menos con una década de horizonte para las actividades espaciales nacionales. En cada revisión del Plan se tienen en cuenta los avances de la tecnología espacial que tuvieron lugar durante el período anterior y la marcha de las demandas sociales en la materia.
Actualmente se encuentra vigente el Plan Espacial Nacional 2004 - 2015.
El Plan Espacial pone especial énfasis en el uso y los alcances del concepto de "Ciclo de Información Espacial", que reúne el conjunto de las etapas que comprenden el sensado, generación, transmisión, procesamiento, almacenamiento, distribución y uso de la información espacial.
Dado el amplio número de Ciclos de Información posibles, se a requerido para su selecciñon que, ademas de su relevancia socioeconómica generen actividades y proyectos que permitan:
Aplicar y desarrollar conceptos tecnológicos avanzados.
Optimizar recursos humanos y económicos.
Efectuar una genuina cooperación internacional de carácter asociativa.
Actuar como arquitecto espacial, privilegiando el manejo del conocimiento
por sobre la ejecución.
Concebir todo el Plan Espacial como un proyecto de Inversión.
La misión SAC-C cubre tanto la Observación de la Tierra como mediciones con fines científicos.
La observación de nuestro planeta, particularmente del territorio argentino, se obtiene a través de imágenes ópticas orientadas al estudio de ecosistemas terrestres y marinos.
En los aspectos científicos obtiene datos de: temperatura y vapor de agua de la atmósfera, campo magnético y onda larga del campo gravitatorio terrestre, y estudia la estructura y la dinámica de la atmósfera y de la ionosfera.
Una imagen satelital o imagen de satélite se puede definir como la representación visual de la información capturada por un sensor montado en un satélite artificial. Estos sensores recogen información reflejada por la superficie de la tierra que luego es enviada a la Tierra y que procesada convenientemente entrega valiosa información sobre las características de la zona representada.
La primera imagen satelital de la tierra fue tomada el 14 de agosto de 1959 por el satélite estadounidense Explorer 6.1 La primera fotografía satelital de la luna fue tomada por el satélite soviético Luna 3 el 6 de octubre de 1959, en una misión para fotografiar el lado oculto de la Luna. La canica azul, fue tomada en el espacio en 1972, esta fotografía se volvió muy popular en los medios de comunicación y entre la gente. También en 1972 los Estados Unidos comenzaron con el programa Landsat, el mayor programa para la captura de imágenes de la tierra desde el espacio. El Landsat 7, el último satélite del programa, fue enviado al espacio en 1999.
En 1977, se obtiene la primera imagen satelital en tiempo real, mediante el satélite KH-11.
Todas las imágenes satelitales obtenidas por la NASA son publicadas por Observatorio de La Tierra de la NASA y están disponibles para el publico.
Un píxel o pixel, plural píxeles (acrónimo del inglés picture element, "elemento de imagen") es la menor unidad homogénea en color que forma parte de una imagen digital, ya sea esta una fotografía, un fotograma de vídeo o un gráfico.
Ampliando lo suficiente una imagen digital (zoom), por ejemplo en la pantalla de un ordenador, pueden observarse los píxeles que componen la imagen. Los píxeles aparecen como pequeños cuadrados o rectángulos en color, en blanco o en negro, o en matices de gris. Las imágenes se forman como una matriz rectangular de píxeles, donde cada píxel forma un área relativamente pequeña respecto a la imagen total.
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