jueves, 2 de diciembre de 2010
El gran Colisionador de Hadrones. La maquina de Dios.
El Gran Colisionador de Hadrones, GCH (en inglés Large Hadron Collider, LHC) es un acelerador y colisionador de partículas ubicado en la Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN, sigla que corresponde su antiguo nombre en francés: Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire), cerca de Ginebra, en la frontera franco-suiza. Fue diseñado para colisionar haces de hadrones, más exactamente de protones, de hasta 7 TeV de energía, siendo su propósito principal examinar la validez y límites del Modelo Estándar, el cual es actualmente el marco teórico de la física de partículas, del que se conoce su ruptura a niveles de energía altos.
Dentro del colisionador dos haces de protones son acelerados en sentidos opuestos hasta alcanzar el 99,99% de la velocidad de la luz, y se los hace chocar entre sí produciendo altísimas energías (aunque a escalas subatómicas) que permitirían simular algunos eventos ocurridos inmediatamente después del big bang.
El LHC es el acelerador de partículas más grande y energético del mundo.[1] Usa el túnel de 27 km de circunferencia creado para el Gran Colisionador de Electrones y Positrones (LEP en inglés) y más de 2000 físicos de 34 países y cientos de universidades y laboratorios han participado en su construcción.
Una vez enfriado hasta su temperatura de funcionamiento, que es de 1,9 K (menos de 2 grados por encima del cero absoluto o −271,15 °C), los primeros haces de partículas fueron inyectados el 1 de agosto de 2008,[2] y el primer intento para hacerlos circular por toda la trayectoria del colisionador se produjo el 10 de septiembre del año 2008.[3] Aunque las primeras colisiones a alta energía en principio estuvieron previstas para el 21 de octubre de 2008,[4] el experimento fue postergado debido a una avería que produjo la fuga del helio líquido que enfría uno de los imanes superconductores.
A fines de 2009 fue vuelto a poner en marcha, y el 30 de noviembre de ese año se convirtió en el acelerador de partículas más potente al conseguir energías de 1,18 TeV en sus haces, superando el récord anterior de 0,98 TeV establecido por el Tevatrón estadounidense.[5] El 30 de marzo de 2010 las primeras colisiones de protones del LHC alcanzaron una energía de 7 TeV (al chocar dos haces de 3,5 TeV cada uno) lo que significó un nuevo récord para este tipo de ensayos. El colisionador funcionará a medio rendimiento durante dos años, al cabo de los cuales se proyecta llevarlo a su potencia máxima de 14 TeV.[6]
Teóricamente se espera que este instrumento permita confirmar la existencia de la partícula conocida como bosón de Higgs, a veces llamada "partícula de Dios"[7] o “partícula de la masa”. La observación de esta partícula confirmaría las predicciones y "enlaces perdidos" del Modelo Estándar de la física, pudiéndose explicar cómo las otras partículas elementales adquieren propiedades como la masa.[8]
Diseño del CMS collaboration.Verificar la existencia del bosón de Higgs sería un paso significativo en la búsqueda de una teoría de la gran unificación, que pretende relacionar tres de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas, quedando fuera de ella únicamente la gravedad. Además este bosón podría explicar por qué la gravedad es tan débil comparada con las otras tres fuerzas. Junto al bosón de Higgs también podrían producirse otras nuevas partículas que fueron predichas teóricamente, y para las que se ha planificado su búsqueda,[9] como los strangelets, los micro agujeros negros, el monopolo magnético o las partículas supersimétricas.[10]
NOTICIAS.
Colisionador de partículas
LA “MÁQUINA DE DIOS” LOGRÓ SU PRIMER BIG BANG.
El Gran Colisionador de Hadrones registró su primera colisión de iones de plomo.
miércoles, 10 de noviembre de 2010
Los científicos que operan el colisionador de partículas más grande del mundo lograron recrear las condiciones que existían en el universo poco después del Big Bang al sustituir los protones, usados en colisiones previas, por iones de plomo, que son mucho más pesados.
El Gran Colisionador de Hadrones registró su primera colisión de iones de plomo el domingo, y desde entonces ha estabilizado suficientemente los haces gemelos para comenzar a realizar experimentos de física, dijo una portavoz del Centro Europeo de Investigación Nuclear (CERN, por sus siglas en inglés).
Las colisiones producen un efecto que es lo más cercano que los investigadores han llegado a observar el estado de la materia momentos después de la formación del universo, el cual se cree comenzó con una explosión colosal conocida como el Big Bang.
El acontecimiento dentro del colisionador “es una explosión muy, muy, muy pequeña”, dijo Barbara Warmbein, portavoz del CERN.
No obstante, los investigadores esperan que las colisiones serán lo suficientemente poderosas como para producir un caldo espeso de materia conocido como “plasma de quarks y gluones”, el cual les ayudará a tener una comprensión más profunda sobre cómo empezó el universo.
El Gran Colisionador de Hadrones, construido a un costo de 10.000 millones de dólares, fue puesto en marcha en setiembre del 2008 y, a pesar de algunos contratiempos técnicos, ha sido elogiado por científicos como una herramienta crucial para entender o reformular el conocimiento de la humanidad sobre el universo.
La mayor parte del tiempo será utilizado para destrozar protones con la esperanza de que uno de los cuatro detectores gigantes -situados alrededor del túnel del colisionador de 27 kilómetros (17 millas) de longitud ubicado bajo la frontera suizo-francesa- encontrará evidencia de materia oscura, antimateria y quizá incluso de dimensiones de espacio y tiempo ocultas.
Pero durante un mes cada año, antes de cerrarlo en diciembre para mantenimiento de invierno, el Gran Colisionador de Hadrones hará chocar iones de plomo, señaló Warmbein.
Dichos iones -que son átomos de plomo sin electrones- son mucho más pesados que los protones, lo que significa que la energía utilizada para hacerlos circular es más alta.
“Es más probable que ellos formen un estado de materia que Alice está buscando”, indicó Warmbein, en referencia al detector que será utilizado para investigar el plasma.
Planetas Extrasolares.
Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. Los planetas extrasolares se convirtieron en objeto de investigación científica en el siglo XIX. Muchos astrónomos suponían que existían, pero no había forma de saber qué tan comunes eran o cómo podrían ser similares a los planetas de nuestro sistema solar. La primera detección confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el pulsar PSR B1257+12.[1] La primera detección confirmada de un planeta extrasolar que orbita alrededor de una estrella con características de la secuencia principal similar a nuestro Sol, se hizo en 1995 por los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz,[2] el planeta descubierto fue 51 Pegasi b. Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas.
Imagen coronógrafica de AB Pictoris que muestra a su pequeño compañero (inferior izquierda). Los datos fueron obtenidos el 16 de marzo de 2003 con NACO en el VLT, utilizando una máscara de ocultación de 1,4 arcosegundos encima de AB Pictoris.
Imagen del descubrimiento del sistema de GJ 758, tomadas con HiCIAO en el telescopio Subaru en el infrarrojo cercano.
HR 8799 (en el centro, oscurecida por el coronógrafo) y sus tres planetas (b, c y d) que la orbitan. Observaciones de multi-épocas han demostrado movimiento orbital keplerianos en contra del sentido del reloj para los tres planetas.
Beta Pictoris b en ambas elongaciones. Imagen: crédito ESO/A.-M. Lagrange et al.
Imagen del VLT NACO, tomada en la banda-Ks, de GQ Lupi. El punto débil de luz a la derecha de la estrella es el compañero frío recién descubierto GQ Lupi b. Es 250 veces más débil que la propia estrella y situado 0,73 arcosegundos al oeste. A la distancia de GQ Lupi, esto corresponde a una distancia de aproximadamente 100 UA. El norte está arriba y el este a la izquierda.Hasta noviembre de 2010 se han descubierto 422 sistemas planetarios que contienen un total de 502 cuerpos planetarios, 52[3] de estos sistemas son múltiples y 19 de estos planetas están por encima de las 13 MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean enanas marrones.[4]
La mayoría de planetas extrasolares conocidos son gigantes gaseosos igual o más masivos que el planeta Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodos orbitales muy cortos, también conocidos como Júpiteres calientes. Sin embargo, se cree que ello es resultado de sesgo de información creado por los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente a planetas de este tamaño que a planetas terrestres más pequeños. Con todo, exoplanetas comparables al nuestro empiezan a ser detectados, conforme las capacidades de detección y el tiempo de estudio aumentan. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue Upsilon Andromedae.
De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella.[5] Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos habrían sido expulsados del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se los denomina frecuentemente como planetas errantes o planetas interestelares.
La NASA adelantó en junio de 2010 que la Sonda Kepler, puesta en órbita en marzo de 2009, detectó indicios de 706 exoplanetas nuevos en sus primeros 43 días de funcionamiento, 400 de los cuales tienen dimensiones entre las de Neptuno y la Tierra. Los resultados oficiales de esta misión serán publicados en febrero de 2011,[6] [7] pero los resultados provisionales indican que al menos 60 de los planetas detectados tendrán un tamaño similar al de la tierra (el doble del tamaño terrestre, o menos).[8]
Hasta septiembre del 2010, Gliese 581 g, el cuarto planeta de la estrella enana roja Gliese 581, parece ser el mejor ejemplo conocido de un probable planeta terrestre orbitando dentro de la zona habitable que rodea a su estrella.
BIG BANG.
En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo se basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.[1]
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas
Breve historia de su génesis y desarrollo.
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.
Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o Gran Colapso. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum.
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.
Entre 1927 y 1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo
independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).
Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard Tolman de un Universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo que observamos se inició hace un tiempo finito.
Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.
A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.
Descripción del BIG BANG.
El Universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.
Universo en expansion.
El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo.
Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler.
Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo.
En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen punto situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo todos los puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo mismo.
La Ley de Hubble
El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias.
Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.
La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.
Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler.
Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo.
En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen punto situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo todos los puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo mismo.
La Ley de Hubble
El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias.
Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.
La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.
viernes, 15 de octubre de 2010
HISTORIA DEL UNIVERSO
El universo nace en circunstancias desconocidas. Según los conocimientos científicos del Bing Bang, surgió de una “singularidad”, un punto de densidad infinita en el que explotan las leyes del espacio y del tiempo.
Las teorías actuales apuntan auna era de “inflación” rápida; una expansión tan acelerada que supero la velocidad de la luz. Es posible que el universo, en principio del tamaño de una bola diminuta de menos de un milímetro, se haya expandido mucho más allá de las distintas que en la actualidad pueden observar nuestros telescopios más potentes.
La fuerza primitiva que se mueve dejando una serie de partículas elementales electrones, quarks, gluones, y neutrinos… que sobrevienen en un entorno con temperaturas elevadísimas(1027°c). Agotada, la fuerza primitiva del universo se disuelve en gravedad y otras fuerzas que actúan a nivel nuclear. Se aplican ya las leyes de Einstein. El universo sigue expandiéndose y enfriándose.
La temperatura desciende hasta mil billones de grados centígrados. Aparecen las cuatro fuerzas elementales de la física: la gravedad, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear débil y el electromagnetismo. Ha llegado la hora de la creación de partículas más complejas.
Los quarks empiezan a formar grupos de tres, dando lugar a los primeros protones y neutrones, la estructura básica de los átomos. La materia y la antimateria chocan e inician su destrucción mutua, dejando por alguna razón desconocida un resto de materia pura. La temperatura del universo ha descendido hasta mil millones de grados centígrados.
Neutrones y protones se combinan para formar los núcleos mas básicos del átomo: los de hidrogeno, helio y litio. El universo se enfría a una velocidad tan extraordinaria que no queda calor suficiente para formar elementos mas pesados.
La luz no logra llegar al universo primitivo a causa de su espesa mezcla de electrones protones (propagadores de luz y otras ondas energéticas). Al llegar a 3000°C, los elementos consiguen finalmente conectarse a la estructura básica del átomo, liberando fotones y creando la primera señal electromagnetica del universo (todavía hoy se sigue oyendo su rastro). El espacio es ahora transparente.
La era cósmica oscura concluye con la formación de las primeras estrellas del universo en medio de densas nubes de gas. Compactado por la gravedad, el hidrogeno que contienen esas estrellas se funde en helio, derramando luz y calor en el espacio. Violentas y calurosas reacciones nucleares van generando nuevo elementos. Se forman así el carbono, el oxigeno y el magnesio. Estrellas gigantes, llamadas supernovas, expiran con tremendas explosiones y liberando materia pesada a través de las galaxias en evolución.
Se forman nuestro sol a la vez que los planetas del sistema solar, posiblemente a raíz del cataclismo provocado por una supernova, que fue produciendo acumulaciones graduales de polvo, piedra, y gas hasta convertirse en cuerpos esféricos. En los planetas cercanos al sol (mercurio, Venus la tierra), la mayoría del gas ligero se ha quemado, dejando en la tierra una mezcla compuesta principalmente por hierro, níquel, carbono, oxigeno y magnesio. Los planetas más distantes como Júpiter y saturno, siguen siendo gigantescos globos de gas ligero.
Las primeras células empiezan a poblar la tierra. Según las antiguas teorías los componentes fundamentales de la vida, como los aminoácidos, procedían de la acción de relámpagos sobre una mezcla primitiva de agua, metano e hidrogeno. Las teorías contemporáneas sostienen que los asteroides que cayeron en la tierra pudieron traer consigo las simientes de la vida orgánica.
Los organismos multicelulares se propagan, ayudados por el inicio de la reproducción sexual. Los primeros vertebrados aparecen, seguidos por los dinosaurios, los reptiles, los mamíferos y los vegetales. Hace unos cinco millones de años, varias especies de homínidos empiezan a vivir en África. El Homo Sapiens hace más de 100.000 años, y con él surgen la lengua, la cultura y la sociedad humana.
ESTUDIO DEL UNIVERSO
Desde tiempos inmemorables las estrellas le han servido al hombre como reloj y puntos de referencia.
Galileo construyó el primer telescopio (aunque la idea era holandesa) e inmediatamente lo dirigió hacia las estrellas. Esto provoco una revolución científica: el hombre podía ver más allá en el espacio y distinguir los planetas como cuerpos celestes y no simples puntos de luz. Galileo descubrió las lunas de Júpiter y los anillos de saturno.
*Los telescopios ópticos: Captan la luz procedente de los astros y producen imágenes lo bastante grande y nítidas pasa que puedan ser examinadas con detalle. En las últimas décadas se han lanzado al espacio telescopios espaciales que, al estar, fuera de la atmósfera terrestre, nos ofrecen mejores imágenes. Estos telescopios están automatizados y responden a órdenes enviadas por los científicos desde la tierra.
*Telescopio de rayos X: Los telescopios convencionales no pueden detectar los rayos x, pues si este tipo de radiación cae verticalmente sobre un espejo, sencillamente lo atraviesa pasando por los espacios libres entre sus átomos. En los primeros instrumentos se utilizaba una rejilla colocada por delante del detector para obtener al menos cierta información direccional.
Algunos de los telescopios más recientes, como el observatorio Einstein y el Exosat llevan telescopios de “incidencia rasante”. Estos instrumentos se basan en el hecho de que al incidir sobre una superficie en un ángulo muy plano, los rayos x no “ven” los espacios entre átomos y, en consecuencia rebotan.
*Radiotelescopios: Son grandes receptores que recogen radiaciones de onda larga procedente de diversos astros, mediante gigantescas antenas parabólicas; en nuestro sistema solar las principales fuentes previsoras son el sol y Júpiter. Se emplean también para seguir a los vehículos especiales. Las ondas de radio son concentradas por un receptor y filtradas mediante un computador. Finalmente, un registrador de dibuja las señales en un grafico.
*Espectrografía estelar: Es el estudio de la luz recibida de los espectroscopios; estos consisten en un prisma triangular o una red de difracción, que descompone la luz en distintas longitudes de onda. Se consigue así un espectro que se fotografía mediante un espectrógrafo, obteniéndose un espectrograma. Los espectros que se utilizan también a modo de termómetros estelares, ya que existe relación entre la temperatura del cuerpo emisor y el color de la luz recibida. Así mismo, también se utiliza en la medición de las velocidades radiales de las estrellas respecto a la tierra.
*Las sondas espaciales: Son pequeñas naves que se lanzan desde la tierra para que realicen un recorrido determinado. Estas naves detectan diferentes tipos de radiaciones y envían a la tierra información captada.
Desde 1957, año en que la antigua Unión Soviética lanzo al espacio la sonda espacial sputnik 1, este tipo de naves ha sido muy utilizado. La Voyager 2 es la primera que ha recorrido todo el sistema solar y que ha salido de él.
*Las naves espaciales tripuladas: Permiten al ser humano la observación astronómica in situ. La luna es el único astro que ha sido visitado por el hombre. El primer alunizaje fue realizado por una nave de Estados Unidos el 20 de julio de 1969.
El coste de los viajes tripulados es mayor que el de las sondas espaciales.
TEORIAS DEL UNIVERSO
Hay varias teorías del origen del universo; las más conocidas y recientes son estas:
-Teoría de Hoyle:
Defiende un universo estático, sin principio ni fin, que permanece inalterable.
Cuando una galaxia envejece y muere, otra nueva le sustituye.
Esta teoría no es buena porque cálculos realizados parecen indicar que las galaxias se originan al mismo tiempo, lo cual echa por tierra la teoría.
-Teoría del Big-Bang:
El universo esta en un cambio continuo. Su estudio permite reconstruir la historia y suponer cual fue su origen. Las galaxias se desplazan separándose, lo que permite asegurar que el universo se expande en todas las direcciones, es decir que aumenta de volumen progresivamente.
-Teoría pulsátil del Big-Bang:
Esta teoría es igual a la del Big-bang pero aumentada diciendo que; el universo llegará un momento en que parara de expandirse y se contraerá, para volver todo al principio.
CONSTITUCION DEL UNIVERSO
El universo esta formado por: galaxias, estrellas, agujeros negros y quaras.
Las teorías actuales apuntan auna era de “inflación” rápida; una expansión tan acelerada que supero la velocidad de la luz. Es posible que el universo, en principio del tamaño de una bola diminuta de menos de un milímetro, se haya expandido mucho más allá de las distintas que en la actualidad pueden observar nuestros telescopios más potentes.
La fuerza primitiva que se mueve dejando una serie de partículas elementales electrones, quarks, gluones, y neutrinos… que sobrevienen en un entorno con temperaturas elevadísimas(1027°c). Agotada, la fuerza primitiva del universo se disuelve en gravedad y otras fuerzas que actúan a nivel nuclear. Se aplican ya las leyes de Einstein. El universo sigue expandiéndose y enfriándose.
La temperatura desciende hasta mil billones de grados centígrados. Aparecen las cuatro fuerzas elementales de la física: la gravedad, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear débil y el electromagnetismo. Ha llegado la hora de la creación de partículas más complejas.
Los quarks empiezan a formar grupos de tres, dando lugar a los primeros protones y neutrones, la estructura básica de los átomos. La materia y la antimateria chocan e inician su destrucción mutua, dejando por alguna razón desconocida un resto de materia pura. La temperatura del universo ha descendido hasta mil millones de grados centígrados.
Neutrones y protones se combinan para formar los núcleos mas básicos del átomo: los de hidrogeno, helio y litio. El universo se enfría a una velocidad tan extraordinaria que no queda calor suficiente para formar elementos mas pesados.
La luz no logra llegar al universo primitivo a causa de su espesa mezcla de electrones protones (propagadores de luz y otras ondas energéticas). Al llegar a 3000°C, los elementos consiguen finalmente conectarse a la estructura básica del átomo, liberando fotones y creando la primera señal electromagnetica del universo (todavía hoy se sigue oyendo su rastro). El espacio es ahora transparente.
La era cósmica oscura concluye con la formación de las primeras estrellas del universo en medio de densas nubes de gas. Compactado por la gravedad, el hidrogeno que contienen esas estrellas se funde en helio, derramando luz y calor en el espacio. Violentas y calurosas reacciones nucleares van generando nuevo elementos. Se forman así el carbono, el oxigeno y el magnesio. Estrellas gigantes, llamadas supernovas, expiran con tremendas explosiones y liberando materia pesada a través de las galaxias en evolución.
Se forman nuestro sol a la vez que los planetas del sistema solar, posiblemente a raíz del cataclismo provocado por una supernova, que fue produciendo acumulaciones graduales de polvo, piedra, y gas hasta convertirse en cuerpos esféricos. En los planetas cercanos al sol (mercurio, Venus la tierra), la mayoría del gas ligero se ha quemado, dejando en la tierra una mezcla compuesta principalmente por hierro, níquel, carbono, oxigeno y magnesio. Los planetas más distantes como Júpiter y saturno, siguen siendo gigantescos globos de gas ligero.
Las primeras células empiezan a poblar la tierra. Según las antiguas teorías los componentes fundamentales de la vida, como los aminoácidos, procedían de la acción de relámpagos sobre una mezcla primitiva de agua, metano e hidrogeno. Las teorías contemporáneas sostienen que los asteroides que cayeron en la tierra pudieron traer consigo las simientes de la vida orgánica.
Los organismos multicelulares se propagan, ayudados por el inicio de la reproducción sexual. Los primeros vertebrados aparecen, seguidos por los dinosaurios, los reptiles, los mamíferos y los vegetales. Hace unos cinco millones de años, varias especies de homínidos empiezan a vivir en África. El Homo Sapiens hace más de 100.000 años, y con él surgen la lengua, la cultura y la sociedad humana.
ESTUDIO DEL UNIVERSO
Desde tiempos inmemorables las estrellas le han servido al hombre como reloj y puntos de referencia.
Galileo construyó el primer telescopio (aunque la idea era holandesa) e inmediatamente lo dirigió hacia las estrellas. Esto provoco una revolución científica: el hombre podía ver más allá en el espacio y distinguir los planetas como cuerpos celestes y no simples puntos de luz. Galileo descubrió las lunas de Júpiter y los anillos de saturno.
*Los telescopios ópticos: Captan la luz procedente de los astros y producen imágenes lo bastante grande y nítidas pasa que puedan ser examinadas con detalle. En las últimas décadas se han lanzado al espacio telescopios espaciales que, al estar, fuera de la atmósfera terrestre, nos ofrecen mejores imágenes. Estos telescopios están automatizados y responden a órdenes enviadas por los científicos desde la tierra.
*Telescopio de rayos X: Los telescopios convencionales no pueden detectar los rayos x, pues si este tipo de radiación cae verticalmente sobre un espejo, sencillamente lo atraviesa pasando por los espacios libres entre sus átomos. En los primeros instrumentos se utilizaba una rejilla colocada por delante del detector para obtener al menos cierta información direccional.
Algunos de los telescopios más recientes, como el observatorio Einstein y el Exosat llevan telescopios de “incidencia rasante”. Estos instrumentos se basan en el hecho de que al incidir sobre una superficie en un ángulo muy plano, los rayos x no “ven” los espacios entre átomos y, en consecuencia rebotan.
*Radiotelescopios: Son grandes receptores que recogen radiaciones de onda larga procedente de diversos astros, mediante gigantescas antenas parabólicas; en nuestro sistema solar las principales fuentes previsoras son el sol y Júpiter. Se emplean también para seguir a los vehículos especiales. Las ondas de radio son concentradas por un receptor y filtradas mediante un computador. Finalmente, un registrador de dibuja las señales en un grafico.
*Espectrografía estelar: Es el estudio de la luz recibida de los espectroscopios; estos consisten en un prisma triangular o una red de difracción, que descompone la luz en distintas longitudes de onda. Se consigue así un espectro que se fotografía mediante un espectrógrafo, obteniéndose un espectrograma. Los espectros que se utilizan también a modo de termómetros estelares, ya que existe relación entre la temperatura del cuerpo emisor y el color de la luz recibida. Así mismo, también se utiliza en la medición de las velocidades radiales de las estrellas respecto a la tierra.
*Las sondas espaciales: Son pequeñas naves que se lanzan desde la tierra para que realicen un recorrido determinado. Estas naves detectan diferentes tipos de radiaciones y envían a la tierra información captada.
Desde 1957, año en que la antigua Unión Soviética lanzo al espacio la sonda espacial sputnik 1, este tipo de naves ha sido muy utilizado. La Voyager 2 es la primera que ha recorrido todo el sistema solar y que ha salido de él.
*Las naves espaciales tripuladas: Permiten al ser humano la observación astronómica in situ. La luna es el único astro que ha sido visitado por el hombre. El primer alunizaje fue realizado por una nave de Estados Unidos el 20 de julio de 1969.
El coste de los viajes tripulados es mayor que el de las sondas espaciales.
TEORIAS DEL UNIVERSO
Hay varias teorías del origen del universo; las más conocidas y recientes son estas:
-Teoría de Hoyle:
Defiende un universo estático, sin principio ni fin, que permanece inalterable.
Cuando una galaxia envejece y muere, otra nueva le sustituye.
Esta teoría no es buena porque cálculos realizados parecen indicar que las galaxias se originan al mismo tiempo, lo cual echa por tierra la teoría.
-Teoría del Big-Bang:
El universo esta en un cambio continuo. Su estudio permite reconstruir la historia y suponer cual fue su origen. Las galaxias se desplazan separándose, lo que permite asegurar que el universo se expande en todas las direcciones, es decir que aumenta de volumen progresivamente.
-Teoría pulsátil del Big-Bang:
Esta teoría es igual a la del Big-bang pero aumentada diciendo que; el universo llegará un momento en que parara de expandirse y se contraerá, para volver todo al principio.
CONSTITUCION DEL UNIVERSO
El universo esta formado por: galaxias, estrellas, agujeros negros y quaras.
COSMOLOGÍA
Es la ciencia que estudia el universo. Trata de colocar juntas todas las piezas del gran rompezabezas que constituye el estudio del universo, y concebirlo como un todo.
La cosmología del siglo XXI no trata de explicar su origen sino la evolución del universo. Trara de comprender las fuerzas naturales que rgen el cosmos.
La cosmología del siglo XXI no trata de explicar su origen sino la evolución del universo. Trara de comprender las fuerzas naturales que rgen el cosmos.
UNIVERSO
1- Descripción general de una estrella:
7- Principales criterios de la clasificación espectral:
8- ¿A qué se denomina diagrama de Hertzprung–Russell?
La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. Hasta hoy ha resultado imposible determinar la masa de una estrella en forma tan directa y precisa como lo hacemos con el sol.
Para conocer las condiciones para la estabilidad de una estrella es importante conocer cuál es el proceso que le permite a estos astros generar anergia y también entender las causas por si continuidad durante un lapso prolongado. La energía estelar es el resultado de TRANSFORMACIONES NUCLEARES que se efectúan en el núcleo. Se debe estudiar la estructura interna de las estrellas
TIEMPO DE VIDA DE UNA ESTRELLA: t (años)= 10 elevado a la 10.Masa/ luminosidad.
Queda expresada la relación proporcional entre la edad y la masa e inversamente proporcional con la generación de energía. 
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).
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
ESTRELLAS: son cuerpos formados por gases muy calientes, que emiten luz. Desde la Tierra se pueden ver solo unas 8000, pero en nuestra galaxia hay cientos de millones. Una de ellas es el sol.
2- ¿A qué se denominan sistemas estelares?
Puede darse la situación de dos o más estrellas situadas muy próximas en la dirección de la visual. Este tipo de configuración hace necesario un análisis más detallado:
• Si observacional mente uno presenta indicios de de movimiento orbital mutuo, se dice que constituyen una ESTRELLA DOBLE APARENTE. No hay relación física entre ellas.
• Las estrellas aparecen rotando una alrededor de la otra: son estrellas dobles físicas.
Deben diferenciarse:
• Dobles ópticas o visuales.
• Dobles espectroscópicas.
• Dobles eclipsantes.
• Si observacional mente uno presenta indicios de de movimiento orbital mutuo, se dice que constituyen una ESTRELLA DOBLE APARENTE. No hay relación física entre ellas.
• Las estrellas aparecen rotando una alrededor de la otra: son estrellas dobles físicas.
Deben diferenciarse:
• Dobles ópticas o visuales.
• Dobles espectroscópicas.
• Dobles eclipsantes.
3- ¿Qué son las agrupaciones estelares?
AGRUPACIONES ESTELARES: se han encontrado concentracio
nes o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles a ojo desnudo en algunos casos, telescópicamente o a través de fotografías.
Son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre sí. Las estrellas y sistemas múltiples deben haber tenido un origen común.
4- Descripción de los principales tipos de agrupaciones estelares.
nes o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles a ojo desnudo en algunos casos, telescópicamente o a través de fotografías.Son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre sí. Las estrellas y sistemas múltiples deben haber tenido un origen común.
4- Descripción de los principales tipos de agrupaciones estelares.
Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. La clasificación tradicional incluye dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos (o galácticos).
LOS CÚMULOS GLOBULARES son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los CÚMULOS ABIERTOS contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años). Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos, que en ambos casos es de unos pocos pársecs.
LOS CÚMULOS GLOBULARES son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los CÚMULOS ABIERTOS contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años). Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos, que en ambos casos es de unos pocos pársecs.
5- ¿Qué son las asociaciones?
Los astrónomos han observado que en determinadas regiones de nuestra galaxia hay una acumulación de estrellas azules. Las asociaciones OB son grupos estelares muy dispersos cuyo núcleo es un cumulo abierto. En cuanto a su edad se trata de agrupaciones de corta vida que en menos de 10 años se desintegra completamente.
6- ¿Cómo es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas?
Es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas mediante la explicación de las leyes de radiación: la ley de WIEN presenta problemas debido al intervalo de longitud de onda. La ley de STEFAN-BOLTZMANN se emplea cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. La ley de BLANK es la más utilizada para determinar temperatura por intermedio de colores.
Es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas mediante la explicación de las leyes de radiación: la ley de WIEN presenta problemas debido al intervalo de longitud de onda. La ley de STEFAN-BOLTZMANN se emplea cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. La ley de BLANK es la más utilizada para determinar temperatura por intermedio de colores.
7- Principales criterios de la clasificación espectral:
8- ¿A qué se denomina diagrama de Hertzprung–Russell?
Es un grafico bidimensional que representa la relación entre el índice de calor de una estrella (sobre las abscisas, aumentando hacia la derecha), por esta razón se lo conoce también como diagrama color- magnitud debido a la relación que existe entre índice de color, temperatura efectiva y tipo espectral, cualquiera de ellos puede usarse indistintamente sobre el eje de las abscisas.
9- ¿Cuál es la masa de las estrellas?
La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. Hasta hoy ha resultado imposible determinar la masa de una estrella en forma tan directa y precisa como lo hacemos con el sol.
10- ¿Qué puedes decir acerca de la estructura interna de las estrellas?
Para conocer las condiciones para la estabilidad de una estrella es importante conocer cuál es el proceso que le permite a estos astros generar anergia y también entender las causas por si continuidad durante un lapso prolongado. La energía estelar es el resultado de TRANSFORMACIONES NUCLEARES que se efectúan en el núcleo. Se debe estudiar la estructura interna de las estrellas
11- ¿Cómo se analiza el interior de las estrellas?
Desde la Tierra solo es posible observar una porción de la superficie de las estrellas. Para resolver el problema debe tenerse en cuenta toda la información que pueda obtenerse del estudio de las estrellas: forma, dimensiones, movimiento, energía irradiada, temperatura, masa y composición química. Además las leyes físicas son indispensables para construir un modelo de estructura interna.
12- ¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?
12- ¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?
TIEMPO DE VIDA DE UNA ESTRELLA: t (años)= 10 elevado a la 10.Masa/ luminosidad.
Queda expresada la relación proporcional entre la edad y la masa e inversamente proporcional con la generación de energía.
13- Resumen esquemático sobre la evolución estelar.
En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. 
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.
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.
14- ¿Qué son las 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).
15- ¿A qué se denominan 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.
La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es debido a la gran cantidad de energía del objeto celeste. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.1 Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.
16- Estrellas variables: características y clasificación.
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.La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es debido a la gran cantidad de energía del objeto celeste. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.1 Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.
16- Estrellas variables: características y clasificación.
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.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombrarán con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultaran cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.
CARACTERÍSTICAS: interesa conocer como es el cambio de su magnitud durante el trascurso de tiempo en que es detectada esa variación, la representación grafica de las fluctuaciones de brillo con respecto al tiempo se denomina curva de luz de la estrella.
Si la magnitud es variable, el intervalo de tiempo empleado por la estrella en repetir su máximo o mínimo brillo, se denomina periodo. La amplitud de la variación luminosa la diferencia entre la magnitud en el máximo y en el mínimo.
CLASIFICACIÓN: las estrellas variables se clasifican en.
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:
o Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
o Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
o 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:
o 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.
o 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.
Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.
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.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombrarán con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultaran cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.
CARACTERÍSTICAS: interesa conocer como es el cambio de su magnitud durante el trascurso de tiempo en que es detectada esa variación, la representación grafica de las fluctuaciones de brillo con respecto al tiempo se denomina curva de luz de la estrella.
Si la magnitud es variable, el intervalo de tiempo empleado por la estrella en repetir su máximo o mínimo brillo, se denomina periodo. La amplitud de la variación luminosa la diferencia entre la magnitud en el máximo y en el mínimo.
CLASIFICACIÓN: las estrellas variables se clasifican en.
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:
o Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
o Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
o 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:
o 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.
o 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.
Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.
17- Características más importantes del medio interestelar.
En astronomía, el medio interestelar, o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situació
n entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.
El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un exiguo 1.5•10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2•10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2.7•10-24 g cm-3, lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comunmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda.
Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico se encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa. Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra. Asimismo, la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un efecto de enrojecimiento (reddening en inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente. Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de infrarrojos permiten ver mejor a través de dichas nubes.
Otro efecto interesante es la polarización lineal de la luz que es debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente alargados por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de sus líneas de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la existencia de campos magnéticos coherentes en el medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvins), caliente (miles de kelvins), y frío (decenas de kelvins).
Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.
n entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un exiguo 1.5•10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2•10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2.7•10-24 g cm-3, lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comunmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda.
Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico se encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa. Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra. Asimismo, la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un efecto de enrojecimiento (reddening en inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente. Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de infrarrojos permiten ver mejor a través de dichas nubes.
Otro efecto interesante es la polarización lineal de la luz que es debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente alargados por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de sus líneas de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la existencia de campos magnéticos coherentes en el medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvins), caliente (miles de kelvins), y frío (decenas de kelvins).
Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.
18- ¿Qué es una nebulosa planetaria?
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.
19- Características de la Vía láctea
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
20- Características principales de las galaxias.
• Las galaxias son los mayores conjuntos de estrellas en el universo. En una galaxia, billones de estrellas están unidas por la atracción gravitacional mutua. El Sol reside en la galaxia Vía Láctea.
• Las galaxias vienen en distintos tamaños: galaxias enanas, galaxias promedio, y galaxias masivas. La Vía Láctea es una galaxia espiral promedio. Tiene dos galaxias satélite que la orbitan. Estas galaxias enanas irregulares son la Pequeña y la Gran Nubes Magallánicas, descubiertas por el explorador Magallanes.
• El más simple sistema de clasificación de galaxias, inventado por Edwin P. Hubble, clasifica las galaxias como espirales, elípticas, o irregulares en forma.
• Las galaxias espirales tienen características físicas inconfundibles. Los brazos de la espiral definen un plano. Una gran concentración de estrellas el centro de la galaxia forma un bulto allí. Las galaxias espirales son ricas en el gas y polvo necesario para formar nuevas estrellas. Su color azul dice a los astrónomos que la formación de estrellas ciertamente continúa en estas galaxias. Nuestro Sistema Solar queda a cerca de dos tercios de la distancia desde el núcleo, en el brazo espiral de la Vía Láctea, llamado el Brazo Espiral de Sagitario. Las estrellas de la constelación de Sagitario, todas están en este brazo espiral de la Vía Láctea.
• Las galaxias elípticas también tienen una estructura característica, pero son muy diferentes de las espirales. Estas galaxias pueden tener formas desde casi esféricas hasta forma de cigarro. A diferencia de las espirales, no hay mucho gas y polvo en las elípticas con el que se puedan hacer nuevas estrellas. El color rojo de las galaxias elípticas dice a los astrónomos que la formación de estrellas ha terminado en estas galaxias, y las estrellas en ellas son antiguas.
• Las galaxias irregulares no tienen una estructura definida. Frecuentemente, las galaxias irregulares son pequeños satélites de galaxias mayores. La Gran y Pequeña Nubes Magallánicas, satélites de la Vía Láctea, son galaxias irregulares.
• Las galaxias mismas están también sujetas al poder universal de la gravedad. la Vía Láctea está en un grupo de galaxias levemente unidas, apropiadamente llamado el Grupo Local. Junto con la Vía Láctea, el Grupo Local contiene a la galaxia espiral gigante de Andrómeda y algunas pequeñas galaxias elípticas.
• En los grupos mayores de galaxias, llamados cúmulos, las galaxias están tan densamente empacadas, que están interactuando gravitacionalmente entre ellas. El cúmulo más cercano al Grupo Local es llamado el Cúmulo de Virgo, porque desde nuestro punto de vista en la Tierra parece estar dentro de la constelación de Virgo. Cúmulos y grupos menores de galaxias frecuentemente están unidos en aún mayores estructuras, formando supercúmulos. El supercúmulo en el que reside nuestro Grupo Local contiene al Cúmulo de Virgo y a otros cúmulos menores.
• El estudio de las galaxias está dentro del campo de la cosmología, el estudio de la evolución del universo en su mayor escala. Observando la distribución de las galaxias en el espacio, Edwin P. Hubble descubrió que el universo está en expansión. Hubble encontró que todas las galaxias en todas las direcciones están alejándose de nosotros, y que las más lejanas se alejan más rápido.
• Investigaciones desde los tiempos de Hubble han aumentado los tipos de galaxias conocidos. Extrañas, inusualmente activas galaxias, y galaxias ténues, azules, de forma extraña han sido descubiertas. Las galaxias activas, se piensa que son energizadas por agujeros negros en sus núcleos.
21- ¿A qué se denominan Quasares?
• Las galaxias vienen en distintos tamaños: galaxias enanas, galaxias promedio, y galaxias masivas. La Vía Láctea es una galaxia espiral promedio. Tiene dos galaxias satélite que la orbitan. Estas galaxias enanas irregulares son la Pequeña y la Gran Nubes Magallánicas, descubiertas por el explorador Magallanes.
• El más simple sistema de clasificación de galaxias, inventado por Edwin P. Hubble, clasifica las galaxias como espirales, elípticas, o irregulares en forma.
• Las galaxias espirales tienen características físicas inconfundibles. Los brazos de la espiral definen un plano. Una gran concentración de estrellas el centro de la galaxia forma un bulto allí. Las galaxias espirales son ricas en el gas y polvo necesario para formar nuevas estrellas. Su color azul dice a los astrónomos que la formación de estrellas ciertamente continúa en estas galaxias. Nuestro Sistema Solar queda a cerca de dos tercios de la distancia desde el núcleo, en el brazo espiral de la Vía Láctea, llamado el Brazo Espiral de Sagitario. Las estrellas de la constelación de Sagitario, todas están en este brazo espiral de la Vía Láctea.
• Las galaxias elípticas también tienen una estructura característica, pero son muy diferentes de las espirales. Estas galaxias pueden tener formas desde casi esféricas hasta forma de cigarro. A diferencia de las espirales, no hay mucho gas y polvo en las elípticas con el que se puedan hacer nuevas estrellas. El color rojo de las galaxias elípticas dice a los astrónomos que la formación de estrellas ha terminado en estas galaxias, y las estrellas en ellas son antiguas.
• Las galaxias irregulares no tienen una estructura definida. Frecuentemente, las galaxias irregulares son pequeños satélites de galaxias mayores. La Gran y Pequeña Nubes Magallánicas, satélites de la Vía Láctea, son galaxias irregulares.
• Las galaxias mismas están también sujetas al poder universal de la gravedad. la Vía Láctea está en un grupo de galaxias levemente unidas, apropiadamente llamado el Grupo Local. Junto con la Vía Láctea, el Grupo Local contiene a la galaxia espiral gigante de Andrómeda y algunas pequeñas galaxias elípticas.
• En los grupos mayores de galaxias, llamados cúmulos, las galaxias están tan densamente empacadas, que están interactuando gravitacionalmente entre ellas. El cúmulo más cercano al Grupo Local es llamado el Cúmulo de Virgo, porque desde nuestro punto de vista en la Tierra parece estar dentro de la constelación de Virgo. Cúmulos y grupos menores de galaxias frecuentemente están unidos en aún mayores estructuras, formando supercúmulos. El supercúmulo en el que reside nuestro Grupo Local contiene al Cúmulo de Virgo y a otros cúmulos menores.
• El estudio de las galaxias está dentro del campo de la cosmología, el estudio de la evolución del universo en su mayor escala. Observando la distribución de las galaxias en el espacio, Edwin P. Hubble descubrió que el universo está en expansión. Hubble encontró que todas las galaxias en todas las direcciones están alejándose de nosotros, y que las más lejanas se alejan más rápido.
• Investigaciones desde los tiempos de Hubble han aumentado los tipos de galaxias conocidos. Extrañas, inusualmente activas galaxias, y galaxias ténues, azules, de forma extraña han sido descubiertas. Las galaxias activas, se piensa que son energizadas por agujeros negros en sus núcleos.
21- ¿A qué se denominan Quasares?
Un cuásar o quásar es una fuente astronómica de energía 
electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible.
En 2007, el consenso científico es que estos objetos están extremadamente lejos, explicando su corrimiento al rojo alto, son extremadamente luminosos, explicando por qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, explicando por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes
electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible.En 2007, el consenso científico es que estos objetos están extremadamente lejos, explicando su corrimiento al rojo alto, son extremadamente luminosos, explicando por qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, explicando por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes
22- ¿qué relación existe entre los quásares y las galaxias?
Los cuásares son galaxias con núcleos extremadamente energéticos. La cantidad de radiación emitida por tales núcleos opaca la luz del resto de la galaxia, de forma que sólo técnicas de observación especiales pueden revelar la existencia del resto de la galaxia. El núcleo explica por qué los cuásares se parecen a estrellas - todo lo que podemos ver es el motor central brillante-.
ASTEROIDES
Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.
Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre (ἀστεροειδής en griego significa "de figura de estrella"), que les fue dado por John Herschel poco después de que los primeros fueran descubiertos. Los asteroides también se llaman planetoides o planetas menores, denominaciones que se ajustan más a lo que en realidad son, y los engloba en una misma categoría con los cometas y con aquellos cuerpos con órbitas mayores que la de Neptuno (objetos transneptunianos).
La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables entre Marte y Júpiter, conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados a órbitas que cruzan las de los planetas mayores.
El 1 de enero de 1801 el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubrió el asteroide o planeta menor Ceres, mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I.
Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños. Hoy se estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un diámetro mayor que un km tan sólo en el cinturón principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total equivale sólo al 5% de la masa de la Luna.
Desde la redefinición de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unión Astronómica Internacional, el término clásico asteroide no desaparece sino que se lo incluye dentro de los denominados cuerpos menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta enano), junto con los cometas, la mayoría de los objetos transneptunianos y cualquier otro sólido que orbite en torno al Sol y sea más pequeño que un planeta enano.
CLASIFICACIÓN POR LA POSICION EN EL SISTEMA SOLAR.
Cinturón de asteroides
La mayor parte de los asteroides y cometas conocidos giran alrededor del Sol en una agrupación que se conoce con el nombre de cinturón de asteroides, que se encuentra entre Marte y Júpiter. Este cinturón está a una distancia del Sol comprendida entre 2 y 3,5 unidades astronómicas (ua), y sus periodos de revolución están entre 3 y 6 años.
El 22 de agosto de 2006, Ceres, fue reclasificado como planeta enano junto con Plutón, Eris y Makemake, Haumea, que fueron añadidos el 17 de septiembre de 2008.
Asteroides cercanos a la Tierra (NEA)
Existe un especial interés en identificar asteroides cuyas órbitas interseccionan la órbita de la Tierra. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los asteroides Amor, los asteroides Apolo y los asteroides Atón.
Asteroides troyanos
Se denominan Asteroides Troyanos a los pertenecientes a un grupo de asteroides que se mueven sobre la órbita de Júpiter. Están situados en los dos puntos de Lagrange triangulares a 60 grados por delante, L4 (precediendo a Júpiter en su órbita), y por detrás de Júpiter, L5 (siguiéndolo a Júpiter en su órbita).
También el planeta Marte tiene por lo menos un asteroide de tipo troyano, (5261) Eureka, que ocupa el punto L5 del sistema Sol-Marte.
Igualmente el planeta Neptuno tiene al menos cinco asteroides troyanos; los primeros en ser descubiertos fueron 2001 QR 322 (también denominado 2001 QR322), y 2004 UP10, que orbita delante de Neptuno en su punto lagrangiano L 4). En junio de 2006 se descubrieron tres nuevos asteroides.
Asteroides centauros
Se denominan Asteroides Centauros a los que se encuentran en la parte exterior del Sistema Solar orbitando entre los grandes planetas. (2060) Quirón orbita entre Saturno y Urano, (5335) Damocles entre Marte y Urano.
Asteroides coorbitantes de la Tierra
Son asteroides que al acercarse a la Tierra permanecen capturados por la gravedad terrestre por algunos años y luego se alejan nuevamente. Actualmente se conocen dos cuerpos de este tipo: el 2003 YN107 y el 2004 GU9.
CLASIFICACIÓN POR GRUPO ESPECTRAL.
Los asteroides pueden ser clasificados por su espectro óptico, que corresponde a la composición de la superficie de los asteroides, y teniendo en cuenta también su albedo, en los tipos:
Tipo C: tiene un albedo menor que 0,04 y constituye el 75% de los asteroides conocidos. Son extremadamente oscuros, semejantes a meteoritos. Parecen contener un elevado porcentaje de carbono.
Tipo D: este tipo de asteroides tiene un albedo muy bajo (0,02-0,05). Son muy rojos, en longitudes de onda largas, debido quizás a la presencia de materiales con gran cantidad de carbono. Son muy raros en el Cinturón Principal y se les encuentra con mayor frecuencia en distancias superiores a 3,3 unidades astronómicas del Sol y su período orbital es la mitad del de Júpiter, es decir están en resonancia 2:1.
Tipo S: este tipo representa alrededor del 17% de los asteroides conocidos. Tienen un albedo de 0,14 como promedio y son de composición metálica, formados fundamentalmente por silicio.
Tipo M: incluye gran parte del resto de asteroides. Son asteroides brillantes (albedo 0,10-0,18), casi exclusivamente formados por níquel y hierro.
Hay otros grupos de asteriodes raros, el número de tipos continúa creciendo y están siendo estudiados los siguientes:
Tipo T: Se caracterizan por un bajo albedo (0,04-0,11).
Tipo E
Tipo R
Tipo V: por ejemplo Vesta.
CURIOSIDADES DE ALGUNOS ASTEROIDES
Algunos asteroides tienen satélites a su alrededor como (243) Ida y su satélite Dactyl. El 10 de agosto de 2005 se anunció el descubrimiento de que el asteroide (87) Silvia tiene dos satélites girando a su alrededor, Rómulo y Remo. Rómulo, la primera luna, se descubrió el 18 de febrero de 2001 en el telescopio W. M. Keck II de 10 metros en Mauna Kea, tiene 18 km de diámetro y su órbita, a una distancia de 1370 km de Silvia, tarda en completarse 87,6 horas. Remo, la segunda luna, tiene 7 km de diámetro y gira a una distancia de 710 km, tardando 33 horas en completar una órbita alrededor de Silvia.
RIESGO DE IMPACTO CON LA TIERRA
Los Asteroides Cercanos a la Tierra (Near Earth Asteroids o NEA) se dividen en tres categorías: Atenas, Apolos y Amores, siguiendo el nombre de cada prototipo (Atón, Apolo y Amor). Bajo ciertas condiciones sería posible un impacto con nuestro planeta. Si además consideramos a los cometas, generalmente menos masivos pero igualmente con gran poder destructor, el grupo que los incluye a todos se llama Near Earth Objects (NEO).
Actualmente existen unos 4.000 objetos catalogados como NEO, según «NeoDys» (Near Earth Objects - Dynamic Site), un proyecto de la Universidad de Pisa que proporciona información actualizada de este tipo de astros. Finalmente, si un NEA se aproxima a menos de 0,05 unidades astronómicas (7 millones y medio de kilómetros) a la Tierra, se le denomina PHA (asteroide potencialmente peligroso, por sus siglas en inglés). De ellos hay clasificados unos 800 en la actualidad y son los que representan un peligro para la civilización si en verdad alguno llegara a chocar contra nuestro planeta, ya que afectaría de manera global al mismo. Sin embargo, los cálculos de las trayectorias y de cada aproximación a la Tierra tienen grandes incertidumbres, debido a que los elementos orbitales (semiejes mayor y menor, distancia mínima al Sol, excentricidad, entre otros) no se conocen con total precisión, de manera que cualquier predicción está sujeta a un margen de error considerable.
De hecho, el PHA que durante los pasados años ha representado el mayor peligro, denominado 1950 DA, ya no se clasifica como tal y dejó recientemente de ser un PHA. Hasta hace poco se pensaba que existía cierta posibilidad de que impactara contra nuestro planeta el año 2880; sin embargo, el refinamiento de los elementos orbitales ha permitido que nos demos cuenta de que tal evento no ocurrirá. Otros PHA conocidos poseen probabilidades muy bajas de llegar a chocar con la Tierra. De hecho ninguno está por encima de la barrera del sonido (esto es, la posibilidad no es significativa). Lo que no quiere decir que en cualquier momento un cálculo más preciso de la trayectoria de uno de ellos, lo cual requiere observaciones precisas y continuadas, o el descubrimiento de un nuevo PHA, indique que el impacto llegue a ocurrir. De ahí la importancia de los grandes proyectos que coordinen observaciones sistemáticas del cielo y el mantenimiento de bases de datos actualizadas.
En España existe un centro dedicado casi exclusivamente a este tema que está ubicado en el Observatorio Astronómico de La Sagra, situado en plena montaña (a una altura de 1580 m) cerca de Puebla de Don Fadrique , en la provincia de Granada, miembro de la asociación internacional Spaceward.
METEOROS.
Meteoro, en su uso astronómico, es un concepto que se reserva para distinguir el fenómeno luminoso que se produce cuando un meteoroide atraviesa nuestra atmósfera. Es sinónimo de estrella fugaz, término impropio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la bóveda celeste.
Según la terminología adoptada en nuestros días se tienen las siguientes definiciones básicas:
Meteoroide: son partículas de polvo y hielo o rocas de hasta decenas de metros que se encuentran en el espacio producto del paso de algún cometa o restos de la formación del Sistema Solar.
Meteoro: es un fenómeno luminoso producido en la alta atmósfera por la energía de los meteoroides interceptados por la órbita de la Tierra.
Meteorito: son los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera.
La aparición de meteoros es un hecho muy frecuente y algunos son tan espectaculares que pueden observarse a simple vista. En una noche oscura y despejada se pueden detectar sin ayuda de instrumentos hasta 10 meteoros por hora, pero a intervalos irregulares (pueden pasar diez o veinte minutos sin que observe ninguno); sin embargo, en las épocas denominadas de lluvia de estrellas se llegan a observar de 10 a 60 por hora (uno cada minuto). La contaminación lumínica hace que en las ciudades sea muy difícil disfrutar de este tipo de observaciones.
Más raro es un fenómeno más deslumbrante: el de un bólido (meteoros de magnitud inferior a -4, la magnitud de Venus). Atraviesan rápidamente el cielo, dejan tras sí una estela luminosa y a veces estallan con un ruido análogo al de un disparo de artillería.
No todas las noches del año son igual de intensas en cuanto a meteoros. Las fechas más notables tienen lugar aproximadamente el 12 de agosto (Perseidas) y el 13 de diciembre las Gemínidas. Cada cierto número de años se repiten lluvias excepcionales en tasa de meteoros visibles por hora, como las Leónidas de 1966 y 1999.
Se ha comprobado que las trayectorias de las diferentes estrellas fugaces parecen provenir de un mismo lugar de la esfera celeste, punto al que se da el nombre de radiante. Es un efecto de perspectiva, pues todos van paralelos, pero igual que las vías del tren, parecen converger hacia el infinito.
Las lluvias de meteoros más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más próxima. Así, por ejemplo, tenemos las Líridas, las Perseidas, las Leónidas, las gamma Acuáridas.
Un meteoroide que no se consume en su paso por la atmósfera (fase en la que es visible como meteoro) y llega a estrellarse en la superficie terrestre, dada su energía, puede producir un cráter de impacto. El material fundido terrestre que se esparce de tal cráter puede enfriarse y solidificarse en un objeto conocido como tectita. Los fragmentos del cuerpo extraterrestre se denominan meteoritos.
Las partículas de polvo de meteoro dejadas por meteoroides en caída pueden persistir en la atmósfera hasta algunos meses. Estas partículas pueden afectar el clima, ya sea por dispersar radiación electromagnética o por catalizar reacciones químicas en la atmósfera superior.
TRAYECTORIA.
El origen extraterrestre de los meteoros no fue demostrado hasta 1800, cuando dos estudiantes alemanes calcularon la altura a la que aparecen en la atmósfera. El primer punto a examinar en el estudio de las estrellas fugaces es ver cómo se calcula la altura a que se las observa. Para ello se colocan dos observadores en lugares situados más de treinta kilómetros de separación anotando cada uno la trayectoria de la estrella fugaz en relación con las constelaciones y fijando su posición aparente en una carta celeste. Debido a un efecto de perspectiva, las trayectorias no coincidirán y el cálculo permitirá conocer la altura del meteorito en función de la desviación de las dos trayectorias aparentes. Por término medio, esta altura resulta ser de unos 100 km al aparecer el meteoro y 50 en el instante en que desaparece, después de haber recorrido incluso más 300 km. Su desaparición tiene lugar a alturas tanto más bajas cuanto mayor es el meteoroide. No obstante, cuando éste es lo suficientemente grande como para llegar al suelo, su velocidad disminuye debido al rozamiento con las densas capas de la atmósfera inferior, y la luz que lo envuelve se extingue a algunos kilómetros de altura. Al llegar al suelo, si su volumen es suficientemente grande, puede dar lugar a una explosión a causa de la compresión brusca del aire.
En general, la aparición acostumbra a ser muy breve. De unos segundos 3 a 5 por término medio las más brillantes hasta una fracción de segundo las más débiles. Si el meteoro es muy grande, puede seguirse su trayectoria durante un espacio de tiempo algo mayor, inferior siempre a los 20 segundos. Por otra parte la estrella fugaz es como una estrella luminosa que puede salir en cualquier momento del día, en su mayor parte en la noche, con tal rapidez que es muy posible verlo a simple vista
DISTRIBUCIÓN HORARIA.
Se ha comprobado que los meteoros visibles en el transcurso de una misma noche van siendo más numerosos a medida que avanza la noche, siendo la media horaria de las seis de la mañana doble que a las 18. Admitiendo que los meteoros proceden de todos los lugares del espacio, la Tierra sólo recibirá los que van a su encuentro, mientras que por la mañana encontrará todos aquellos que haya en su camino. Además, los meteoros de la tarde son menos veloces que los de la mañana. En efecto, suponiendo que un corpúsculo a una velocidad parabólica de 42 km/s encuentra a la Tierra por la tarde, teniendo la Tierra, como sabemos, una velocidad de 30 km por segundo, la velocidad resultante será de 42-30= 12 km/s, mientras que por la mañana será de 42+30= 72 km/s. Aunque, en realidad, estos números deben modificarse por efecto de la atracción terrestre.
Al penetrar en la atmósfera terrestre, su energía cinética se transforma en calor por rozamiento y el material meteórico sublima, dando lugar al fenómeno luminoso que conocemos como estrella fugaz, y que representa un 1% de la energía inicial del meteoroide
RUTAS DE IONIZACIÓN
Durante la entrada de un meteoroide en la atmósfera superior se crea una ruta de ionización, donde las moléculas de la atmósfera superior son ionizadas por el paso del meteoro. Tales rutas de ionización pueden durar hasta 45 minutos en cada ocasión. Constantemente están entrando meteoroides del tamaño de pequeños granos de arena, y por lo tanto, se pueden encontrar más o menos constantemente las rutas de ionización. Cuando las ondas de radio son rebotadas por estas rutas, se llama una "comunicación cortada por meteoro" o "dispersión de meteoro".
La dispersión de meteoros se ha usado para asegurar la implementación de sistemas militares experimentales de comunicación. La idea básica de este sistema es que una ruta de ionización actué como un espejo para las ondas de radio, las cuales podrán ser rebotadas en la ruta. La seguridad se dará por el hecho de que sólo receptores en una posición correcta podrán recibir la información del transmisor, al igual que con un espejo real, lo que se pueda percibir en la reflexión dependerá en la posición que se tenga respecto al espejo. Debido a la esporádica naturaleza de la entrada de meteoros, tales sistemas están limitados a cortos rangos de datos, típicamente de 459600 baud.
Los operadores de radio amateur utilizan la comunicación dispersa por meteoros en las bandas VHF. La información de Snowpack de las montañas Sierra Nevada en California se transmite desde sitios remotos vía ionización atmosférica de los meteoros.
Los radares de meteoros pueden medir la densidad atmosférica y los vientos al estimar la proporción de decaimiento y transición Doppler de un sendero del meteoro.
Los grandes meteoroides pueden dejar tras de si largas rutas de ionización, las cuales interactúan con el campo magnético de la Tierra. Se pueden liberar megavatios de energía electromagnética cuando la ruta se disipa, con un pico en el espectro de energía en las frecuencias de audio. Curiosamente, aunque las ondas son electromagnéticas, estas pueden ser escuchadas: son suficientemente poderosas para hacer vibrar el pasto, vidrios, cabello, los oídos y otros materiales. Es lo que se conoce con fenómeno electrofónico asociado al paso de grandes bólidos
ORIGEN
Los enjambres de meteoros están asociados a los cometas. Después de la gran lluvia con radiante en la constelación del León (Leónidas) de 1833, Olmsted y Twlning, de Newhaven, reconocieron (1834) que la existencia de un radiante podía explicarse suponiendo que un enjambre de corpúsculos se movía alrededor del Sol en una órbita regular, análoga a la de un cometa, y que esta órbita era atravesada por la Tierra.
En 1861, Kirkwood afirmó que estos corpúsculos eran restos de los cometas. Urbain Le Verrier publicó la órbita de los meteoros de noviembre, las Leónidas, y cuando Theodor von Oppolzer examinó la órbita del cometa 55P/Tempel-Tuttle de 1866 (1866 I) se hizo evidente la identidad de ambas trayectorias.
También en 1861, Schiaparelli demostró que las Perseidas del mes de agosto seguían la órbita del hermoso cometa Swift-Tuttle de 1862 (1862 III. Galle y Weiss demostraron que las Líridas del 19 de abril recorren la misma ruta que el cometa de Thatcher (1861 I). Finalmente, se demostró que las Acuáridas del 30 de abril se encontraban en la misma órbita del cometa 1P/Halley y que las Andromédidas del 27 de noviembre proviene del cometa de Biela(1852 III) - de aquí el nombre de Biélidas - que se rompió en dos pedazos en 1845 y desapareció después de su regreso en 1852. Más recientemente se ha comprobado que la hermosa lluvia de estrellas Dracónidas del 9 de octubre de 1933 estaba relacionada con el cometa Giacobini-Zinner (1933 III), por lo que también se las denomina Giacobínidas.
MECANISMOS DE FORMACIÓN.
Las Leónidas, las Perseidas y las Líridas han sido observadas centenares de años antes de que fuera descubierto el cometa en que están asociadas. Con la hipótesis del núcleo congelado de Fred Whipple se pudo producir una disgregación lenta del núcleo del cometa. Pero, ¿es ello suficiente para explicar el inmenso número de meteoros, que se deducen de las observaciones?
La causa de que los enjambres estén más o menos alargados y difusos está en que los corpúsculos que los constituyen se extienden por grandes espacios. Así, por ejemplo, el enjambre de las Perseidas dura 12 días, por lo menos, durante los cuales la Tierra recorre 30 millones de kilómetros. J.-G. Porter calculó que la anchura del anillo debe sobrepasar los 7 millones de km. Las distancias de los corpusculos al Sol están lejos de ser iguales y, en consecuencia, la duración de sus revoluciones alrededor del Sol, con arreglo a las leyes de Kepler, son diferentes. El enjambre, según esto, se dispersará a lo largo de toda la órbita y con el tiempo acabará por formar un anillo de corpúsculos en el cual los elementos más rápidos alcanzarán a los más lentos; como los corredores en una pista, que si a la partida forman un solo pelotón, luego, poco a poco, los más veloces alcanzan a los últimos al ganarles una vuelta. De esta manera se explica que se puedan encontrar meteoros lo mismo antes que después del paso de un cometa.
Cada año, al llegar la Tierra por la misma fecha al punto de intersección de su órbita con la del enjambre, es decir, a su nodo ascendente o descendente, encuentra meteoroides. Si el enjambre es viejo, sus elementos habrán tenido tiempo de dispersarse a lo largo de la órbita y cada año tendrá lugar una lluvia análoga a las anteriores, como ocurre con las Leónidas; por el contrario, si el enjambre es joven, de reciente formación, se presentará en bloque compacto y solamente habrá una lluvia de estrellas en caso de encontrarse el enjambre y la Tierra en el mismo punto, lo que puede ocurrir muy de tarde en tarde si los períodos de revolución del enjambre y la Tierra no son conmensurables.
El mismo enjambre puede ser más o menos ancho y su órbita más o menos inclinada respecto al plano de la eclíptica. La Tierra tardará algunas horas, algunos días, o algunos meses, como ocurre con las e Ariétidas, en atravesarlo. Los meteoros están entonces muy esparcidos y pasan muchos días sin que se encuentre el radiante.
Las irregularidades anuales también tienen otra causa: el enjambre sufre la atracción de los planetas por los que pasa cerca y ello hace que cambie su órbita, la duración de su revolución y la distancia de los nodos a la órbita terrestre; cambios que a menudo son lo bastante importantes para que al llegar nuestro planeta en la trayectoria del enjambre solamente encuentre los elementos marginales, poco numerosos, o pase fuera del anillo corpuscular. No hay que sorprenderse, pues, de las grandes variaciones que a veces se observan de un año al siguiente. Así ocurre que un radiante rico en el pasado, hoy sólo dé algunos meteoros o se haya extinguido; por el contrario, también puede ocurrir que otro radiante, habitualmente pobre, nos reserve la sorpresa de una abundante lluvia meteórica.
Sí bien es relativamente fácil trazar un catálogo de los radiantes conocidos, apenas es posible confeccionar uno en que prevea con certeza las grandes apariciones de meteoros, dado que un enjambre alargado presenta regiones irregulares y de desigual densidad que cambian con el transcurso de los años. Camille Flammarion indicaba a principios del siglo XX: "El problema está, pues, lejos de poderse dar por resuelto". No obstante la teoría de David Asher y Robert McNaught, que fija su atención en la órbita de los meteoros más que en la de los cometas que los generan puede dar buenas predicciones.
De entre los más importantes, solamente hay unos pocos cuya actividad se remonta a un pasado lejano. Las Leónidas, por ejemplo, han sido señaladas desde 902; las Perseidas desde 865 y las Líridas desde el siglo V a. C..
Los corpúsculos esporádicos que se hacen visibles a su encuentro con la Tierra, a razón de 20 millones por día durante todo el año, están separados, por término medio, 260 km uno de otro, según los cálculos de Porter. En las Perseidas, esta distancia se reduce a 120 km, y en la gran lluvia de las Leónidas que tuvo efecto en 1853, en que la media horaria fue de 35.000, la separación de las partículas era del orden de los 15 a los 30 km. Como vemos, la distancia que separa a los corpúsculos es mucha, y el enjambre más compacto no puede compararse con el núcleo de un cometa.
Es posible recoger residuos de estrellas fugaces: basta fundir nieve de montañas poco holladas por el hombre y que haya permanecido en ellas el mayor tiempo posible. Después de filtrar el agua resultante, en el filtro quedan pequeñas partículas, generalmente férreas, separables por un simple imán. Se han de observar con una potente lupa, pues sus dimensiones son inferiores a 0,1 mm.
De día hay meteoros pero es difícil su observación. Sólo son detectables con técnicas de radioastronomía ya que las partículas que penetran a gran velocidad ionizan los átomos de la atmósfera. Estos trayectos ocupados por iones reflejan las ondas del radar detectando así la presencia diurna de meteoros.
Según la terminología adoptada en nuestros días se tienen las siguientes definiciones básicas:
Meteoroide: son partículas de polvo y hielo o rocas de hasta decenas de metros que se encuentran en el espacio producto del paso de algún cometa o restos de la formación del Sistema Solar.
Meteoro: es un fenómeno luminoso producido en la alta atmósfera por la energía de los meteoroides interceptados por la órbita de la Tierra.
Meteorito: son los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera.
La aparición de meteoros es un hecho muy frecuente y algunos son tan espectaculares que pueden observarse a simple vista. En una noche oscura y despejada se pueden detectar sin ayuda de instrumentos hasta 10 meteoros por hora, pero a intervalos irregulares (pueden pasar diez o veinte minutos sin que observe ninguno); sin embargo, en las épocas denominadas de lluvia de estrellas se llegan a observar de 10 a 60 por hora (uno cada minuto). La contaminación lumínica hace que en las ciudades sea muy difícil disfrutar de este tipo de observaciones.
Más raro es un fenómeno más deslumbrante: el de un bólido (meteoros de magnitud inferior a -4, la magnitud de Venus). Atraviesan rápidamente el cielo, dejan tras sí una estela luminosa y a veces estallan con un ruido análogo al de un disparo de artillería.
No todas las noches del año son igual de intensas en cuanto a meteoros. Las fechas más notables tienen lugar aproximadamente el 12 de agosto (Perseidas) y el 13 de diciembre las Gemínidas. Cada cierto número de años se repiten lluvias excepcionales en tasa de meteoros visibles por hora, como las Leónidas de 1966 y 1999.
Se ha comprobado que las trayectorias de las diferentes estrellas fugaces parecen provenir de un mismo lugar de la esfera celeste, punto al que se da el nombre de radiante. Es un efecto de perspectiva, pues todos van paralelos, pero igual que las vías del tren, parecen converger hacia el infinito.
Las lluvias de meteoros más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más próxima. Así, por ejemplo, tenemos las Líridas, las Perseidas, las Leónidas, las gamma Acuáridas.
Un meteoroide que no se consume en su paso por la atmósfera (fase en la que es visible como meteoro) y llega a estrellarse en la superficie terrestre, dada su energía, puede producir un cráter de impacto. El material fundido terrestre que se esparce de tal cráter puede enfriarse y solidificarse en un objeto conocido como tectita. Los fragmentos del cuerpo extraterrestre se denominan meteoritos.
Las partículas de polvo de meteoro dejadas por meteoroides en caída pueden persistir en la atmósfera hasta algunos meses. Estas partículas pueden afectar el clima, ya sea por dispersar radiación electromagnética o por catalizar reacciones químicas en la atmósfera superior.
TRAYECTORIA.
El origen extraterrestre de los meteoros no fue demostrado hasta 1800, cuando dos estudiantes alemanes calcularon la altura a la que aparecen en la atmósfera. El primer punto a examinar en el estudio de las estrellas fugaces es ver cómo se calcula la altura a que se las observa. Para ello se colocan dos observadores en lugares situados más de treinta kilómetros de separación anotando cada uno la trayectoria de la estrella fugaz en relación con las constelaciones y fijando su posición aparente en una carta celeste. Debido a un efecto de perspectiva, las trayectorias no coincidirán y el cálculo permitirá conocer la altura del meteorito en función de la desviación de las dos trayectorias aparentes. Por término medio, esta altura resulta ser de unos 100 km al aparecer el meteoro y 50 en el instante en que desaparece, después de haber recorrido incluso más 300 km. Su desaparición tiene lugar a alturas tanto más bajas cuanto mayor es el meteoroide. No obstante, cuando éste es lo suficientemente grande como para llegar al suelo, su velocidad disminuye debido al rozamiento con las densas capas de la atmósfera inferior, y la luz que lo envuelve se extingue a algunos kilómetros de altura. Al llegar al suelo, si su volumen es suficientemente grande, puede dar lugar a una explosión a causa de la compresión brusca del aire.
En general, la aparición acostumbra a ser muy breve. De unos segundos 3 a 5 por término medio las más brillantes hasta una fracción de segundo las más débiles. Si el meteoro es muy grande, puede seguirse su trayectoria durante un espacio de tiempo algo mayor, inferior siempre a los 20 segundos. Por otra parte la estrella fugaz es como una estrella luminosa que puede salir en cualquier momento del día, en su mayor parte en la noche, con tal rapidez que es muy posible verlo a simple vista
DISTRIBUCIÓN HORARIA.
Se ha comprobado que los meteoros visibles en el transcurso de una misma noche van siendo más numerosos a medida que avanza la noche, siendo la media horaria de las seis de la mañana doble que a las 18. Admitiendo que los meteoros proceden de todos los lugares del espacio, la Tierra sólo recibirá los que van a su encuentro, mientras que por la mañana encontrará todos aquellos que haya en su camino. Además, los meteoros de la tarde son menos veloces que los de la mañana. En efecto, suponiendo que un corpúsculo a una velocidad parabólica de 42 km/s encuentra a la Tierra por la tarde, teniendo la Tierra, como sabemos, una velocidad de 30 km por segundo, la velocidad resultante será de 42-30= 12 km/s, mientras que por la mañana será de 42+30= 72 km/s. Aunque, en realidad, estos números deben modificarse por efecto de la atracción terrestre.
Al penetrar en la atmósfera terrestre, su energía cinética se transforma en calor por rozamiento y el material meteórico sublima, dando lugar al fenómeno luminoso que conocemos como estrella fugaz, y que representa un 1% de la energía inicial del meteoroide
RUTAS DE IONIZACIÓN
Durante la entrada de un meteoroide en la atmósfera superior se crea una ruta de ionización, donde las moléculas de la atmósfera superior son ionizadas por el paso del meteoro. Tales rutas de ionización pueden durar hasta 45 minutos en cada ocasión. Constantemente están entrando meteoroides del tamaño de pequeños granos de arena, y por lo tanto, se pueden encontrar más o menos constantemente las rutas de ionización. Cuando las ondas de radio son rebotadas por estas rutas, se llama una "comunicación cortada por meteoro" o "dispersión de meteoro".
La dispersión de meteoros se ha usado para asegurar la implementación de sistemas militares experimentales de comunicación. La idea básica de este sistema es que una ruta de ionización actué como un espejo para las ondas de radio, las cuales podrán ser rebotadas en la ruta. La seguridad se dará por el hecho de que sólo receptores en una posición correcta podrán recibir la información del transmisor, al igual que con un espejo real, lo que se pueda percibir en la reflexión dependerá en la posición que se tenga respecto al espejo. Debido a la esporádica naturaleza de la entrada de meteoros, tales sistemas están limitados a cortos rangos de datos, típicamente de 459600 baud.
Los operadores de radio amateur utilizan la comunicación dispersa por meteoros en las bandas VHF. La información de Snowpack de las montañas Sierra Nevada en California se transmite desde sitios remotos vía ionización atmosférica de los meteoros.
Los radares de meteoros pueden medir la densidad atmosférica y los vientos al estimar la proporción de decaimiento y transición Doppler de un sendero del meteoro.
Los grandes meteoroides pueden dejar tras de si largas rutas de ionización, las cuales interactúan con el campo magnético de la Tierra. Se pueden liberar megavatios de energía electromagnética cuando la ruta se disipa, con un pico en el espectro de energía en las frecuencias de audio. Curiosamente, aunque las ondas son electromagnéticas, estas pueden ser escuchadas: son suficientemente poderosas para hacer vibrar el pasto, vidrios, cabello, los oídos y otros materiales. Es lo que se conoce con fenómeno electrofónico asociado al paso de grandes bólidos
ORIGEN
Los enjambres de meteoros están asociados a los cometas. Después de la gran lluvia con radiante en la constelación del León (Leónidas) de 1833, Olmsted y Twlning, de Newhaven, reconocieron (1834) que la existencia de un radiante podía explicarse suponiendo que un enjambre de corpúsculos se movía alrededor del Sol en una órbita regular, análoga a la de un cometa, y que esta órbita era atravesada por la Tierra.
En 1861, Kirkwood afirmó que estos corpúsculos eran restos de los cometas. Urbain Le Verrier publicó la órbita de los meteoros de noviembre, las Leónidas, y cuando Theodor von Oppolzer examinó la órbita del cometa 55P/Tempel-Tuttle de 1866 (1866 I) se hizo evidente la identidad de ambas trayectorias.
También en 1861, Schiaparelli demostró que las Perseidas del mes de agosto seguían la órbita del hermoso cometa Swift-Tuttle de 1862 (1862 III. Galle y Weiss demostraron que las Líridas del 19 de abril recorren la misma ruta que el cometa de Thatcher (1861 I). Finalmente, se demostró que las Acuáridas del 30 de abril se encontraban en la misma órbita del cometa 1P/Halley y que las Andromédidas del 27 de noviembre proviene del cometa de Biela(1852 III) - de aquí el nombre de Biélidas - que se rompió en dos pedazos en 1845 y desapareció después de su regreso en 1852. Más recientemente se ha comprobado que la hermosa lluvia de estrellas Dracónidas del 9 de octubre de 1933 estaba relacionada con el cometa Giacobini-Zinner (1933 III), por lo que también se las denomina Giacobínidas.
MECANISMOS DE FORMACIÓN.
Las Leónidas, las Perseidas y las Líridas han sido observadas centenares de años antes de que fuera descubierto el cometa en que están asociadas. Con la hipótesis del núcleo congelado de Fred Whipple se pudo producir una disgregación lenta del núcleo del cometa. Pero, ¿es ello suficiente para explicar el inmenso número de meteoros, que se deducen de las observaciones?
La causa de que los enjambres estén más o menos alargados y difusos está en que los corpúsculos que los constituyen se extienden por grandes espacios. Así, por ejemplo, el enjambre de las Perseidas dura 12 días, por lo menos, durante los cuales la Tierra recorre 30 millones de kilómetros. J.-G. Porter calculó que la anchura del anillo debe sobrepasar los 7 millones de km. Las distancias de los corpusculos al Sol están lejos de ser iguales y, en consecuencia, la duración de sus revoluciones alrededor del Sol, con arreglo a las leyes de Kepler, son diferentes. El enjambre, según esto, se dispersará a lo largo de toda la órbita y con el tiempo acabará por formar un anillo de corpúsculos en el cual los elementos más rápidos alcanzarán a los más lentos; como los corredores en una pista, que si a la partida forman un solo pelotón, luego, poco a poco, los más veloces alcanzan a los últimos al ganarles una vuelta. De esta manera se explica que se puedan encontrar meteoros lo mismo antes que después del paso de un cometa.
Cada año, al llegar la Tierra por la misma fecha al punto de intersección de su órbita con la del enjambre, es decir, a su nodo ascendente o descendente, encuentra meteoroides. Si el enjambre es viejo, sus elementos habrán tenido tiempo de dispersarse a lo largo de la órbita y cada año tendrá lugar una lluvia análoga a las anteriores, como ocurre con las Leónidas; por el contrario, si el enjambre es joven, de reciente formación, se presentará en bloque compacto y solamente habrá una lluvia de estrellas en caso de encontrarse el enjambre y la Tierra en el mismo punto, lo que puede ocurrir muy de tarde en tarde si los períodos de revolución del enjambre y la Tierra no son conmensurables.
El mismo enjambre puede ser más o menos ancho y su órbita más o menos inclinada respecto al plano de la eclíptica. La Tierra tardará algunas horas, algunos días, o algunos meses, como ocurre con las e Ariétidas, en atravesarlo. Los meteoros están entonces muy esparcidos y pasan muchos días sin que se encuentre el radiante.
Las irregularidades anuales también tienen otra causa: el enjambre sufre la atracción de los planetas por los que pasa cerca y ello hace que cambie su órbita, la duración de su revolución y la distancia de los nodos a la órbita terrestre; cambios que a menudo son lo bastante importantes para que al llegar nuestro planeta en la trayectoria del enjambre solamente encuentre los elementos marginales, poco numerosos, o pase fuera del anillo corpuscular. No hay que sorprenderse, pues, de las grandes variaciones que a veces se observan de un año al siguiente. Así ocurre que un radiante rico en el pasado, hoy sólo dé algunos meteoros o se haya extinguido; por el contrario, también puede ocurrir que otro radiante, habitualmente pobre, nos reserve la sorpresa de una abundante lluvia meteórica.
Sí bien es relativamente fácil trazar un catálogo de los radiantes conocidos, apenas es posible confeccionar uno en que prevea con certeza las grandes apariciones de meteoros, dado que un enjambre alargado presenta regiones irregulares y de desigual densidad que cambian con el transcurso de los años. Camille Flammarion indicaba a principios del siglo XX: "El problema está, pues, lejos de poderse dar por resuelto". No obstante la teoría de David Asher y Robert McNaught, que fija su atención en la órbita de los meteoros más que en la de los cometas que los generan puede dar buenas predicciones.
De entre los más importantes, solamente hay unos pocos cuya actividad se remonta a un pasado lejano. Las Leónidas, por ejemplo, han sido señaladas desde 902; las Perseidas desde 865 y las Líridas desde el siglo V a. C..
Los corpúsculos esporádicos que se hacen visibles a su encuentro con la Tierra, a razón de 20 millones por día durante todo el año, están separados, por término medio, 260 km uno de otro, según los cálculos de Porter. En las Perseidas, esta distancia se reduce a 120 km, y en la gran lluvia de las Leónidas que tuvo efecto en 1853, en que la media horaria fue de 35.000, la separación de las partículas era del orden de los 15 a los 30 km. Como vemos, la distancia que separa a los corpúsculos es mucha, y el enjambre más compacto no puede compararse con el núcleo de un cometa.
Es posible recoger residuos de estrellas fugaces: basta fundir nieve de montañas poco holladas por el hombre y que haya permanecido en ellas el mayor tiempo posible. Después de filtrar el agua resultante, en el filtro quedan pequeñas partículas, generalmente férreas, separables por un simple imán. Se han de observar con una potente lupa, pues sus dimensiones son inferiores a 0,1 mm.
De día hay meteoros pero es difícil su observación. Sólo son detectables con técnicas de radioastronomía ya que las partículas que penetran a gran velocidad ionizan los átomos de la atmósfera. Estos trayectos ocupados por iones reflejan las ondas del radar detectando así la presencia diurna de meteoros.
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