http://www.muyinteresante.es/rcs/minisites/2009/astronomia/14.html
Es muy común que las galaxias choquen e interactúen unas con otras. De hecho, se cree que las colisiones y uniones entre galaxias son uno de los principales procesos en su evolución. La mayoría de las galaxias han interactuado desde que se formaron. Y lo interesante es que en esas colisiones no hay choques entre estrellas. La razón es que el tamaño de las estrellas es muy pequeño comparado con la distancia entre ellas. En cambio, el gas y el polvo sí interactúan de tal manera que incluso llegan a modificar la forma de la galaxia. La fricción entre el gas y las galaxias que chocan produce ondas de choque que pueden a su vez iniciar la formación de estrellas en una región dada de la galaxia.
miércoles, 28 de noviembre de 2012
Noticia: Qué pasa cuando chocan los agujeros negros?
Cuando dos galaxias se unen, sus agujeros negros supermasivos (miles de millones el tamaño del sol) eventualmente tienen que interactuar, ya sea en un violento impacto directo o acercándose hacia el centro hasta tocarse uno con otro. Y es ahí donde las cosas se ponen interesantes. En vez de acercase de buena manera, las fuerzas de ambos monstruos son tan extremas que uno de ellos es pateado fuera de la galaxia recién unida a una velocidad tan tremenda que nunca puede regresar. Por su parte, el agujero que da la patada recibe una enorme cantidad de energía, que inyecta en el disco de gas y polvo que lo rodea. Y entonces este disco emite un suave resplandor de rayos X que dura miles de años. El choque de dos agujeros negros es un evento rarísimo.
Noticia: Encuentran origen de las estrellas en la Vía Láctea
Este tipo de regiones contiene miles de estrellas masivas y es donde nacen y evolucionan la mayoría de estos objetos que se encuentran en la Vía Láctea.
El astrónomo del Gran Telescopio Canaria e investigador afiliado al IAC, David García, indicó que la relevancia del estudio de estas regiones está en la comprensión de la física de la formación estelar y planetaria, la actividad estelar y los efectos de las supernovas y vientos estelares que producen nuevas oleadas de activación de la formación de estrellas.
Cygnus OB2 está a unos 4 mil 500 años luz de la Tierra, lo que significa que la luz que se ve ahora en ese supercúmulo fue emitida en la época de la construcción de la gran pirámide de Giza.
Se trata además de un cúmulo muy joven en términos astronómicos: tiene "solo" unos tres millones de años, indica el IAC, el cual añade que Cygnus es seis veces más masivo que la nebulosa de Orión y se conoce menos debido a que lo "oculta" una gran nube de polvo, conocida como Cygnus Rift.
David García señaló que ahora la intención es combinar los datos obtenidos en este proyecto con los tomados a otras longitudes de onda para tener una visión global de todos los procesos que tienen lugar en ese cúmulo.
Las asociaciones de estrellas jóvenes, como Cygnus OB2, suelen contener de media entre diez y cien estrellas masivas de tipo espectral O y B (las más calientes), comenta el IAC.
Además, estas asociaciones también contienen cientos o miles de estrellas de baja masa, y se cree que la mayoría de las estrellas en la Vía Láctea se formaron en asociaciones OB.
La gran radiación producida por esos objetos hace que la nube de gas molecular se concentre y se vuelva más densa en algunas zonas y, por efecto de la gravedad, se acaben formando estrellas.
Los datos de este estudio se complementan con otros procedentes del Spitzer Legacy Survey, de Chandra X-ray Observatory y de UKIDDS.
En esta colaboración han participado investigadores del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, en Estados Unidos, y de la University of Hertfordshire, en Reino Unido.
Además, estas asociaciones también contienen cientos o miles de estrellas de baja masa, y se cree que la mayoría de las estrellas en la Vía Láctea se formaron en asociaciones OB.
La gran radiación producida por esos objetos hace que la nube de gas molecular se concentre y se vuelva más densa en algunas zonas y, por efecto de la gravedad, se acaben formando estrellas.
Los datos de este estudio se complementan con otros procedentes del Spitzer Legacy Survey, de Chandra X-ray Observatory y de UKIDDS.
En esta colaboración han participado investigadores del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, en Estados Unidos, y de la University of Hertfordshire, en Reino Unido.
martes, 27 de noviembre de 2012
Cosmología
1. ¿Qué es la cosmología?
2. ¿Qué han investigado sobre la teoría del big bang?
La teoría del Big Bang fue construida a partir de las contribuciones de Einstein y el astrónomo holandés Willem de Sitter (1917), el físico y matemático belga Georges Lemaitre (1948), el matemático ruso Alexander Friedmann (1922), y por el físico ruso George Gamow y sus dos colegas norteamericanos Robert Herman y Ralph Alpher de la universidad de George Washington. Refinamientos posteriores al modelo mostraron que éste es más preciso si se introduce un mecanismo de"inflación" que genera un crecimiento acelerado del radio del universo haciendo que crezca, en una fracción de segundo, de un valor de una diez millonésima parte del radio de un protón al valor de cien millones de años luz.
La hipótesis inflacionaria, propuesta originalmente en 1980 por Alan H. Guth del MIT y por Andrei D. Linde del Instituto Lebedev de Ciencias Físicas de Moscú, ha sido desarrollada hasta el punto de ser aceptada como elemento esencial del Big Bang ya que resuelve sus más graves problemas.
El Big Bang tiene dos problemas serios:
- El problema de la causalidad (o problema del horizonte): El valor promedio de la temperatura de la radiación cósmica de fondo es el mismo en todas las direcciones. ¿Por qué sucede esto? Según el Big Bang, dos puntos de la esfera celeste separados por más de 2 grados jamás pudieron estar en contacto en el pasado (esto debido a que la velocidad de la luz es finita). Para que el fondo de radiación entre en equilibrio a la misma temperatura es necesario que todos sus puntos puedan tener contacto térmico.
- El problema de la planitud: Para entender los argumentos expuestos en esta sección se recomienda ver primero la definición del parámetro de densidad (Omega en el alfabeto griego). La densidad del universo que observamos hoy es muy cercana a la densidad crítica (es decir = 0.2 - 1.0). Las ecuaciones de la teoría de la Relatividad General indican que si el parámetro comenzó con un valor de 1, entonces este valor se mantiene constante a medida que el universo se expande. Pero si al comienzo, es diferente de 1 con la expansión se aleja rápidamente de su valor inicial y por lo tanto se esperaría que el valor de actual sea muy diferente a 1. En resumen, debe ser exactamente 1 o muy lejos de 1. Esto se debe a que las ecuaciones para la evolución de omega dan una solución de equilibrio inestable en torno al valor de 1. Entonces, ¿Cómo es posible que hoy sea tan cercano a 1? La geometría del universo es plana para = 1, de ahí el nombre “Planitud”).
3. ¿ Qué pueden decir del modelo inflacionario?
· El universo que observamos es apenas una fracción del universo entero. Con la inflación el espacio se expande aceleradamente, la parte del universo que podemos observar está limitada por la velocidad finita de la luz. Estamos en el centro de una esfera (de radio = edad del universo * velocidad de la luz) más allá de la cual no podemos saber nada. Este límite se llama el horizonte.
4. Colisionador de Hadrones LHC: ¿Para qué se emplea?¿Por
qué es un circuito cerrado?¿Hay peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán?
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 a 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)
5. ¿La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física?¿A qué se refiere?¿Por qué es tan importante?
La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".
De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.
6- Glosario:
- quark: En física de partículas, los quarks, o cuarks1 , junto con los leptones, son los constituyentes fundamentales de la materia. Varias especies de quarks se combinan de manera específica para formar partículas tales como protones y neutrones.
lunes, 26 de noviembre de 2012
Nuestro Universo
DESCRIPCIÓN DE UNA ESTRELLA
Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.
Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)
Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.
Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.
Todos los sistemas estelares son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre sí.
Se considera que las componentes de estrellas dobles y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros como, por ejemplo, los cúmulos estelares.
TIPOS DE AGRUPACIONES ESTELARES
Asociaciones y Cúmulos
Según las condiciones en que se produzca el nacimiento de una agrupación estelar, las estrellas resultantes pueden quedar vinculadas entre sí unas a las otras por su atracción gravitatoria y constituir un sistema ligado conocido como cúmulo estelar, o bien pueden formar un agregado disperso, no ligado gravitatoriamente, llamado asociación estelar
Cúmulo de estrellas.
En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
Las asociaciones estelares son de dos tipos:
Las más conocidas y numerosas son las constituidas por estrellas gigantes de altísima temperatura, también llamadas "Asociaciones O", porque su Categoría espectral va de O a B2. Las estrellas que forman parte de ellas, un centenar como promedio, son estrellas jóvenes (algunos millones de años), animadas por un movimiento de expansión de algunos km/seg. y se encuentran habitualmente inmersas en nubes de hidrógeno. Un ejemplo típico está representado por la asociación contenida en la denominada "nebulosa de la roseta", clasificada con el número de catálogo NGC 2244.
Menos numerosas resultan en cambio las asociaciones formadas por estrellas variables enanas de edad muy joven. También son llamadas "Asociaciones T" de T Tauri, es decir del prototipo de estrella variable que mejor representa la clase. También éstas aparecen asociadas a nebulosas. Un ejemplo típico de estas asociaciones se encuentra en el trapecio de Orión.
Temperatura superficial de una estrella
Mediante la aplicación de las leyes de radiación, es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta ultima: la de wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas. Tal vez sea la ley de Planck el metodo mas utilizado para dterminar temperaturas estelares por intermedio de los indices de color.
En las estrellas de mayor temperatura (de color azul), que son tambien las de mayor masa, aquellas que toman valores entre 40.000 K y 50.000 K; en cambio en las mas frias (de color rojo) sus temperaturas son del orden de los 2.500 K a 3.000 K.
cLASIFICACIÓN ESPECTRAL
DIAGRAMA DE Hertzsprung-Rusell
El diagrama de Hertzsprung-Russell, ideado independientemente por E. Hertzsprung y H. N Russell entre 1905 y 1913, es un diagrama estadístico en el que las estrellas están clasificadas en base a la temperatura y a la luminosidad.
La representación está hecha sobre un plano de Coordenadas cartesianas en las que se dispone la temperatura superficial de las estrellas sobre el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha y la luminosidad sobre el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba.
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
MASA DE UNA ESTRELLA
Las estrellas son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington.
Estructura interna de las estrellas
Una estrella se divide en NÚCLEO, MANTO y ATMÓSFERA.
En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.
La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. La temperatura es engañosa, en realidad esta capa es muy poco densa y está formada por Partículas Ionizadas altamente aceleradas por el Campo Magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas tempeturas
INTERIOR DE LA ESTRELLA
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
TIEMPO DE VIDA DE UNA ESTRELLA
Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas. Estos se basan en la medición de:
EVOLUCIÓN ESTELAR
Aquí comienza el principio del fin de la estrella, que puede expresarse de distintas maneras. Por una parte puede transformarse en una enana blanca, sostenida por un proceso llamado repulsión entre electrones y dejando a su alrededor una capa gaseosa llamada nebulosa planetaria, que corresponde a la expulsión de sus capas exteriores como gigante roja; por otra parte, pueden evolucionar a otra fase llamada supergigante roja, iniciando nuevas reacciones de combustión, dando paso a fenómenos más extravagantes como una supernova o un agujero negro, en donde también puede quedar un remanente estelar conocido como enana de neutrones, donde sus miembros más característicos son los pulsares. De este modo, como se puede ver, existe una gran variedad de destinos que puede tener una estrella hacia el final de su vida.
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.
AGUJEROS NEGROS
Un agujero negro es el nombre que se le da a una región del espacio donde las gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz.
Muchos agujeros negros probablemente se forman cuando cuando estrellas gigantes de al menos 20 veces la masa del sol consumen todo su combustible y colapsan, creando en la explosión un núcleo extremadamente denso .
Los científicos piensan que los supermasivos agujeros negros son el resultado del colapso de numerosas estrellas en el centro de las galaxias.
No es posible para los astrónomos mirar directamente los agujeros negros, debido a que estos no despiden luz; pero pueden inferir su presencia en los efectos que provocan los efectos en las órbitas de las estrellas cercanas, o en las erupciones de rayos-X de la materia que es absorbida dentro del monstruo.
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(Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
Muchas 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 nombran con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultan 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.
Pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
2. Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
CARACTERÍSTICAS DEL MEDIO INTERESTELAR
El medio interestelar 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.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvin), caliente (miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).
Las características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.
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.
CARACTERÍSTICAS DE LA VÍA LÁCTEA
La Vía Láctea es la 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, estos son aproximadamente 1 trillón de km, 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 (8.500 pc, 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, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.).
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. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). 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 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
GALAXIAS
Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico,materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y también se les llama galaxias irregulares
QUASARES
Los Quasares, u objetos quasi estelares, llevan ese nombre debido a que son objetos puntuales como las estrellas. Sin embargo, no son estrellas. Diversos análisis han determinado que se encuentran muy lejos, algunos son los objetos más distantes que podemos ver. También son muy brillantes. Que el brillo se pueda ver desde Tierra indica que tienen mucha energía. ¿Qué podrán ser? Durante muchos años los astrónomos se mantuvieron perplejos.
Se ha determinado que los quasares son muy probablemente el centro de Galaxias Activas . En el centro de muchas galaxias podría haber hoyos negros super masivos. Alrededor de estos hoyos negros se forman gigantes discos de materia que cae dentro de ellos. Esta materia es mucho más caliente de lo que podamos imaginar, y brilla de tal manera que algunos núcleos de galaxias activas brillan mucho más que las galaxias que los albergan.
Los hoyos negros también forman chorros de materia que es expulsada desde el centro de la galaxia. Estos chorros pueden ser expulsados durante millones de años luz. Los quasares son un núcleo galáctico activo especial que tienen sus chorros alineados con nuestra línea de visión. Estamos mirando directamente al chorro y se ve extraordinariamente brillante.
RELACIÓN ENTRE QUASARES Y GALAXIAS
Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.
EJEMPLO DE OBJETO PECULIAR: objeto de Hoag
Descubierta en 1950 por el astrónomo Art Hoag, el Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 años luz y está situado a alrededor de 600 millones de años luz hacia la constelación de la Serpiente.
También conocido como PGC 54559, se trata de una extraña galaxia anular.
Una galaxia anular o en anillo es muy poco frecuente. El anillo está formado por estrellas azules masivas, relativamente jóvenes y muy brillantes. La región intermedia aparece más oscura, aparentemente “vacía”, porque contiene una cantidad relativamente pequeña de materia luminosa.
Cómo se formó realmente es aún desconocido.
Las hipótesis de su origen incluyen una colisión de galaxias hace billones de años. Como hemos dicho, generalmente las galaxias anulares se forman por la colisión entre una galaxia pequeña y otra mayor con forma de disco.
Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.
Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)
SISTEMA ESTELAR
Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.Sistemas estelares binarios
Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masa del sistema de forma indefinida.Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.
Sistemas estelares múltiple
Un sistema estelar con tres estrellas es una estrella triple, y se pueden percibir sistemas más numerosos. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema.Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.
AGRUPACIONES ESTELARES:
Se considera que las componentes de estrellas dobles y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros como, por ejemplo, los cúmulos estelares.
TIPOS DE AGRUPACIONES ESTELARES
Asociaciones y Cúmulos
Según las condiciones en que se produzca el nacimiento de una agrupación estelar, las estrellas resultantes pueden quedar vinculadas entre sí unas a las otras por su atracción gravitatoria y constituir un sistema ligado conocido como cúmulo estelar, o bien pueden formar un agregado disperso, no ligado gravitatoriamente, llamado asociación estelar
Cúmulo de estrellas.
ASOCIACIÓN ESTELAR
En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
Las asociaciones estelares son de dos tipos:
Las más conocidas y numerosas son las constituidas por estrellas gigantes de altísima temperatura, también llamadas "Asociaciones O", porque su Categoría espectral va de O a B2. Las estrellas que forman parte de ellas, un centenar como promedio, son estrellas jóvenes (algunos millones de años), animadas por un movimiento de expansión de algunos km/seg. y se encuentran habitualmente inmersas en nubes de hidrógeno. Un ejemplo típico está representado por la asociación contenida en la denominada "nebulosa de la roseta", clasificada con el número de catálogo NGC 2244.
Menos numerosas resultan en cambio las asociaciones formadas por estrellas variables enanas de edad muy joven. También son llamadas "Asociaciones T" de T Tauri, es decir del prototipo de estrella variable que mejor representa la clase. También éstas aparecen asociadas a nebulosas. Un ejemplo típico de estas asociaciones se encuentra en el trapecio de Orión.
Temperatura superficial de una estrella
Mediante la aplicación de las leyes de radiación, es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta ultima: la de wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas. Tal vez sea la ley de Planck el metodo mas utilizado para dterminar temperaturas estelares por intermedio de los indices de color.
En las estrellas de mayor temperatura (de color azul), que son tambien las de mayor masa, aquellas que toman valores entre 40.000 K y 50.000 K; en cambio en las mas frias (de color rojo) sus temperaturas son del orden de los 2.500 K a 3.000 K.
cLASIFICACIÓN ESPECTRAL
La clasificación espectral divide las estrellas en tipos espectrales y, con un refinamiento posterior, en clases de luminosidad.
Los tipos espectrales se definen en función de las características presentes en el espectro de las estrellas. Originalmente, los tipos espectrales fueron definidos por letras del alfabeto: A, B, C… Conforme avanzaba la clasificación, algunos tipos se refundieron, y con ellos sus letras. Posteriormente, los diferentes tipos espectrales pudieron asociarse a la temperatura de las estrellas (lo que constituye un descubrimiento fundamental) y fueron ordenados en temperaturas decrecientes. De este modo, quedó la moderna serie de tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M. Esta serie ha sido recientemente extendida hacia temperaturas menores con dos nuevos tipos espectrales, el L y el T. Los tipos O tienen temperaturas superficiales de al menos 30 000 kelvin. Los tipos fríos llegan a temperaturas por debajo de 2000 K. Cada tipo espectral está dividido en diez subtipos que recibieron números del 0 (el más caliente) al 9 (el más frío).
Los tipos espectrales se definen en función de las características presentes en el espectro de las estrellas. Originalmente, los tipos espectrales fueron definidos por letras del alfabeto: A, B, C… Conforme avanzaba la clasificación, algunos tipos se refundieron, y con ellos sus letras. Posteriormente, los diferentes tipos espectrales pudieron asociarse a la temperatura de las estrellas (lo que constituye un descubrimiento fundamental) y fueron ordenados en temperaturas decrecientes. De este modo, quedó la moderna serie de tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M. Esta serie ha sido recientemente extendida hacia temperaturas menores con dos nuevos tipos espectrales, el L y el T. Los tipos O tienen temperaturas superficiales de al menos 30 000 kelvin. Los tipos fríos llegan a temperaturas por debajo de 2000 K. Cada tipo espectral está dividido en diez subtipos que recibieron números del 0 (el más caliente) al 9 (el más frío).
La clase de luminosidad indica el tamaño de la estrella en comparación con estrellas de su mismo tipo espectral. Las clases de luminosidad se designan mediante números romanos: I, II, III, IV, V… A menor número romano, mayor tamaño de la estrella. Las clases I y II designan supergigantes, la clase III gigantes, la clase IV subgigantes y la clase V, las enanas de la secuencia principal. Menos utilizadas son las clases VI y VII, para designar a las subenanas y las enanas blancas. Nuestro Sol es de tipo G2V, es decir, una estrella de tipo espectral G2 y clase de luminosidad V
El diagrama de Hertzsprung-Russell, ideado independientemente por E. Hertzsprung y H. N Russell entre 1905 y 1913, es un diagrama estadístico en el que las estrellas están clasificadas en base a la temperatura y a la luminosidad.
La representación está hecha sobre un plano de Coordenadas cartesianas en las que se dispone la temperatura superficial de las estrellas sobre el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha y la luminosidad sobre el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba.
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
MASA DE UNA ESTRELLA
Las estrellas son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington.
Estructura interna de las estrellas
Una estrella se divide en NÚCLEO, MANTO y ATMÓSFERA.
En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.
La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. La temperatura es engañosa, en realidad esta capa es muy poco densa y está formada por Partículas Ionizadas altamente aceleradas por el Campo Magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas tempeturas
INTERIOR DE LA ESTRELLA
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
TIEMPO DE VIDA DE UNA ESTRELLA
Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas. Estos se basan en la medición de:
- la cantidad de combustible que ha consumido
- su temperatura
- la radioactividad de sus elementos pesados
EVOLUCIÓN ESTELAR
La evolución estelar comprende, a grandes rasgos, el proceso vital de las estrellas. Las estrellas también nacen, se desarrollan y mueren, pasando por diferentes fases más o menos espectaculares, las cuales determinan cómo se comportará una estrella en el futuro, y qué es lo que le puede pasar en las etapas finales de su vida. El proceso de evolución estelar abarca miles de millones de años, pero los astrónomos han podido observar estrellas en distintos periodos, y por tanto formarse un esquema general de su evolución. A continuación se sintetizan sus principales etapas.
FORMACIÓN DE LA ESTRELLA
Las estrellas se forman a partir de nubes de gas interestelar. Existen mecanismos exteriores a la nube que la comprimen y aumentan su densidad, pudiendo contraerse entonces por efecto de la gravedad aunque su masa sea menor; por otra parte, al contraerse, la nube se fragmenta en trozos más pequeños que pueden originar embriones estelares. Como sucede en cualquier gas, aparece una presión que tiende a frenar la caída de materia hacia el centro, a detener la contracción. Llega un momento en que la presión contrarresta casi exactamente la atracción gravitatoria: en la zona en la que esto sucede cesa prácticamente la contracción (en realidad sigue, pero lo hace muy lentamente). Se empieza a formar un núcleo caliente en torno al cual giraba la parte exterior de la nebulosidad, hasta que existe la temperatura suficiente para generar reacciones termonucleares, como la fusión nuclear; una vez que ocurre esto, se empieza a generar energía; la estrella empieza a brillar.
Una vez que la estrella empieza a conformarse como tal, debe respetar dos equilibrios fundamentales durante toda su vida. El Equilibrio Térmico, es decir que toda la energía producida en su interior debe estar balanceada con la energía que
es radiada al exterior, y además con su temperatura interna. El segundo es el Equilibrio Hidrostático; la presión a cualquier profundidad de la estrella debe ser suficiente para compensar el peso de las capas superiores. Ambos equilibrios se mantienen a lo largo de millones de años, tiempo durante el cual la estrella tendrá una vida estable. La masa de la nube de gas va a determinar la masa de la estrella, y junto con ello, va a determinar como serán los siguientes pasos de su evolución.
Vida activa de la estrella
Una vez que la estrella ya está consolidada como tal, comienza un periodo de vida activa sin mayores interrupciones. Junto con la etapa pasada de formación, también pudieron haberse formado planetas a su alrededor, producto de los restos de polvo y gas circundantes. Mientras la estrella se mantiene estable, se encontrará dentro de algo que se conoce como la Secuencia principal, un estado en que se hallan la mayoría de las estrellas. En este estado la estrella funciona quemando hidrógeno mediante fusión nuclear, principalmente; las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida en la secuencia principal.
Existen distintos tipos de estrellas en la secuencia principal, dentro de su vida activa. Hay algunas muy grandes y masivas, como las gigantes azules, así como muy pequeñas y de poca masa, como las enanas rojas; nuestro Sol se encuentra en la secuencia principal catalogada como una enana amarilla. Precisamente, según la masa y características de la estrella, se determina el modo en que ésta va a quemar su hidrógeno; la combustión del hidrógeno se lleva a cabo mediante una cadena de reacciones, donde destacan las cadenas PP (protón-protón) y el Ciclo CNO (intervención de carbono, nitrógeno y oxígeno). Asimismo, según la masa y características de la estrella, se determina el tiempo que ésta estará en la secuencia principal, para luego pasar a sus etapas finales.
Etapas finales de la estrella
Las estrellas llegan las etapas finales de su vida cuando empieza a agotarse su combustible principal, el hidrógeno. Como el hidrógeno se consume para transformarse en helio durante las reacciones de fusión nuclear, el helio comienza a acumularse en el centro de la estrella; llegado un momento, el helio comienza a interrumpir las reacciones de fusión, disminuyendo su presión y obligándola a comprimirse y calentarse mucho más. Así comienza una serie de nuevas reacciones de combustión de nuevos combustibles, que provocan una expansión de la envoltura de la estrella, cuyas capas externas se van enfriando paulatinamente. Este nuevo equilibrio previo a su desenlace final, ha transformado la estrella en una Gigante roja, la cual se encuentra fuera de la secuencia principal; tal como ha ocurrido anteriormente, la masa inicial de la estrella determinará su futuro luego de este punto.
Aquí comienza el principio del fin de la estrella, que puede expresarse de distintas maneras. Por una parte puede transformarse en una enana blanca, sostenida por un proceso llamado repulsión entre electrones y dejando a su alrededor una capa gaseosa llamada nebulosa planetaria, que corresponde a la expulsión de sus capas exteriores como gigante roja; por otra parte, pueden evolucionar a otra fase llamada supergigante roja, iniciando nuevas reacciones de combustión, dando paso a fenómenos más extravagantes como una supernova o un agujero negro, en donde también puede quedar un remanente estelar conocido como enana de neutrones, donde sus miembros más característicos son los pulsares. De este modo, como se puede ver, existe una gran variedad de destinos que puede tener una estrella hacia el final de su vida.
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.
AGUJEROS NEGROS
Un agujero negro es el nombre que se le da a una región del espacio donde las gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz.
Muchos agujeros negros probablemente se forman cuando cuando estrellas gigantes de al menos 20 veces la masa del sol consumen todo su combustible y colapsan, creando en la explosión un núcleo extremadamente denso .
Los científicos piensan que los supermasivos agujeros negros son el resultado del colapso de numerosas estrellas en el centro de las galaxias.
No es posible para los astrónomos mirar directamente los agujeros negros, debido a que estos no despiden luz; pero pueden inferir su presencia en los efectos que provocan los efectos en las órbitas de las estrellas cercanas, o en las erupciones de rayos-X de la materia que es absorbida dentro del monstruo.
CARACTERÍSTICAS Y CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES
Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira(Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
Muchas 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 nombran con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultan 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.
Pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
- Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios
Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
2. Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
CARACTERÍSTICAS DEL MEDIO INTERESTELAR
El medio interestelar 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.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvin), caliente (miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).
Las características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.
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.
CARACTERÍSTICAS DE LA VÍA LÁCTEA
La Vía Láctea es la 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, estos son aproximadamente 1 trillón de km, 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 (8.500 pc, 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, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.).
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. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). 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 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
GALAXIAS
Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico,materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y también se les llama galaxias irregulares
QUASARES
Los Quasares, u objetos quasi estelares, llevan ese nombre debido a que son objetos puntuales como las estrellas. Sin embargo, no son estrellas. Diversos análisis han determinado que se encuentran muy lejos, algunos son los objetos más distantes que podemos ver. También son muy brillantes. Que el brillo se pueda ver desde Tierra indica que tienen mucha energía. ¿Qué podrán ser? Durante muchos años los astrónomos se mantuvieron perplejos.
Se ha determinado que los quasares son muy probablemente el centro de Galaxias Activas . En el centro de muchas galaxias podría haber hoyos negros super masivos. Alrededor de estos hoyos negros se forman gigantes discos de materia que cae dentro de ellos. Esta materia es mucho más caliente de lo que podamos imaginar, y brilla de tal manera que algunos núcleos de galaxias activas brillan mucho más que las galaxias que los albergan.
Los hoyos negros también forman chorros de materia que es expulsada desde el centro de la galaxia. Estos chorros pueden ser expulsados durante millones de años luz. Los quasares son un núcleo galáctico activo especial que tienen sus chorros alineados con nuestra línea de visión. Estamos mirando directamente al chorro y se ve extraordinariamente brillante.
RELACIÓN ENTRE QUASARES Y GALAXIAS
Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.
EJEMPLO DE OBJETO PECULIAR: objeto de Hoag
Descubierta en 1950 por el astrónomo Art Hoag, el Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 años luz y está situado a alrededor de 600 millones de años luz hacia la constelación de la Serpiente.
También conocido como PGC 54559, se trata de una extraña galaxia anular.
Una galaxia anular o en anillo es muy poco frecuente. El anillo está formado por estrellas azules masivas, relativamente jóvenes y muy brillantes. La región intermedia aparece más oscura, aparentemente “vacía”, porque contiene una cantidad relativamente pequeña de materia luminosa.
Cómo se formó realmente es aún desconocido.
Las hipótesis de su origen incluyen una colisión de galaxias hace billones de años. Como hemos dicho, generalmente las galaxias anulares se forman por la colisión entre una galaxia pequeña y otra mayor con forma de disco.
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