La Via Lactea - El Universo

Las estrellas

UNIVERSO

1- Descripción general de una estrella:

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.

3- ¿Qué son las agrupaciones estelares?

AGRUPACIONES ESTELARES: se han encontrado concentraciones 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.

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.

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?

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.

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.

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.

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 situación 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?

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

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-.

Meteoritos y meteoros

Asteroides

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.