COSMOLOGÍA.

COSMOLOGÍA.

COSMOLOGÍA MODERNA. Platón y Aristóteles. Galileo. La naturaleza está escrita en lenguaje matemático. La ley de la inercia. En el “vacío” dos cuerpos, independiente de su naturaleza, que parten del mismo punto, con velocidad cero caen al mismo tiempo, llegando al piso con la misma velocidad y pasan al mismo tiempo por todas las velocidades intermedias. Aceleración constante. 1609 Invención del telescopio. Carta de Jacques Badovere desde Holanda El 7 de enero de 1610 descubre 4 lunas de Júpiter: Calixto, Europa, Ganímedes, Io y las fases de Venus Publica en Florencia el Sidereus Nuncius. Sir Isaac Newton. 4 de enero 1643-31 de marzo 1727. Ley de caída de los cuerpos de Galileo y leyes de Kepler. Estrellas fijas. Universo estacionario ¿Cómo es posible? La óptica. Empédocles y Euclides escribieron tratados sobre la luz. Propagación rectilínea, reflexión y refracción. René Descartes: Luz ondas de presión, en el éter. Newton: Anillos de luz. Teoría de partículas que siguen las leyes de la mecánica. Huygens, Young, Fresnell (1818) La luz como fenómeno ondulatorio. Medio de propagación: Éter Lumínico. Maxwell: La luz son ondas electromagnéticas. Se propagan en el vacío a velocidad C=300.000km/s. 1905 Einstein el Éter desaparece. 1905 Sobre la electrodinámica de los cuerpos en movimiento. Postulados: Principio de relatividad. La velocidad de la luz en el vacío es independiente de la fuente y el observador. Relatividad del espacio y el tiempo Equivalencia Masa-Energía. Einstein 1911. E=mc2. Equivalencia entre masa inercial y masa gravitacional. Un campo gravitacional desvía la luz. a=2Gm/roc2. Ley de gravitación universal. Incompatible con los postulados de la teoría especial de la relatividad. Einstein 1915: Teoría General de la Relatividad. Principio de equivalencia. Los cuerpos en caída libre siguen líneas “rectas” Geodésicas. La materia determina la geometría del espacio-tiempo. Einstein 1916 Cosmología. Einstein busca resolver el problema planteado por Newton: ¿Porqué el universo es estático (estrellas fijas)? Principio cosmológico: El universo es isotrópico y homogéneo G=T(materia-energía).No encuentra solución estática. Einstein. G+Constante=T(materia). Constante Cosmológica. Permitía una solución estática. Robertson y Walker. La solución estática de Einstein no es matemáticamente aceptable. Las soluciones estables de las ecuaciones de Einstein, con o sin constante cosmológica son dinámicas. El gran debate. Herschel: universos isla de Kant vs. Shapley: Una sola galaxia. En 1924 Hubble le escribe a Shapley sobre una variable Cefeida en Andrómeda. El universo está conformado por galaxias. Vesto Slipher en el observatorio de Percival Lowell estudia las nebulosas espirales y encuentra un persistente corrimiento al rojo de sus espectros, pero no encuentra explicación. Georges Lamaitre en 1927 relación de corrimiento al rojo en un universo en expansión. Se hablaba del átomo primordial y el gran ruido. Fred Hoyle contradictor de esta teoría la llama “Big Bang”. 1929 Efecto Doppler. Ley de Hubble. V = Ho D. Universo dinámico, como lo establecían las ecuaciones de Einstein. El modelo estándar de la cosmología. Gamow 1948: Necleosíntesis, predice la radiación cósmica de fondo. Penzias y Willson 1964: RCF ¿Cómo surgió la estructura en gran escala del universo? Modelo estándar de de la cosmología antes de 1980. Problemas: ¿Por qué el universo es homogéneo? ¿Por qué el universo es plano? (densidad de materia = densidad crítica) ¿Por qué no se observan monopolos magnéticos? Allan Guth 1980: Universo inflacionario. Densidad del universo = densidad crítica. La inflación explica la generación de estructura en un universo homogéneo. La inflación predice las fluctuaciones de la radiación cósmica de fondo. Densidad del universo observada = 0.05 veces la densidad crítica. Necesidad de la materia oscura. Historia de la materia oscura. Jeans Jeans y Jacobus Kapteyn 1922: Reportaron masa (estrellas negras) en el disco de la Vía Láctea. Fritz Zwicky 1933: postula DUNKLE MATERIE para mantener la estabilidad de los Cúmulos galácticos (COMA velocidad radial de dispersión de 1000km/s) En la década de los 70. Materia oscura. Densidad de materia = 0.23 Lentes gravitacionales. Dinámica galáctica. Energía Oscura. Historia. Einstein 1915 introduce la constante cosmológica Λ para obtener un universo estático. Einstein en carta a Besso le comenta “Puesto que el universo es único, no hay diferencia esencial entre considerar Λ como una constante la cual es peculiar a una ley de la naturaleza, o considerarla como una constante de integración” Einstein 1930 desaparece la constante cosmológica: el universo se expande. Λ entra definitivamente en la astronomía observacional como la clave para explicar la expansión acelerada del universo. Modelo estándar de la cosmología después de 1980. En t=0 Big Bang. En t=10 -35 Segundos Inflación. t=3 minutos nucleosíntesis. Universo en expansión desacelerada. ¿Energía y materia oscura? Quintaesencia. Constante cosmológica variable en el tiempo. Universos membrana, Cuerdas, materia exótica. Los telescopios del pasado, presente y futuro: Galileo, Hubble, Chandra R-X, Spitzer, Herschel, Planck, James-Webb 2013, Magic de R-Gama, Telescopio lunar.

LOS TRES PRIMEROS MINUTOS DEL UNIVERSO.

LOS TRES PRIMEROS MINUTOS DEL UNIVERSO.

Edwin Hubble- Universo en Expansión. En 1929 Edwin Hubble descubrió que las galaxias se expanden entre sí con una velocidad que es proporcional a la distancia relativa entre ellas. Abundancia de elementos ligeros. Nucleosíntesis en el Universo temprano. Los núcleos de los elementos más pesados se crean a partir de la fusión de los núcleos de elementos más ligeros, lo cual sucede en la evolución cosmológica tres primeros minutos después del Big- Bang. En particular se predice una abundancia del 24 % de Helio en la materia ordinaria, lo cual coincide con las observaciones. Radiación Cósmica de Fondo. Universo temprano muy caliente se fue enfriando con su expansión. El Universo es un cuerpo negro perfecto. Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo Robert Wilson y Arnold Penzias en los Laboratorios de la Bell Telephone (1965). Radiación predicha por George Gamow en 1948. Estructura a gran escala de Universo. Modelo estándar cosmológico. Soportado en:*Expansión del Universo (Alexander Friedmann 1922- George Lemaître 1930): confirmada por WMAP en 2002 con valor de 22 Km/seg por cada millón de año luz de distancia. *Edad finita del Universo (Friedman 1922- Lemaître 1930): estimada por WMAP en 2002, para una edad de 13600 (300) millones de años. *Radiación Cósmica de Fondo (George Gamow 1948): confirmada por COBE en 1990, midió temperatura del universo de 2.725 (1) K. *Abundancia de elementos ligeros (George Gamow 1946): medido en espectros estelares 75% H, 24 % He, De, Li. Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo. Cosmic Background Explorer (COBE 1992). Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP 2002). Modelo estándar cosmológico. Problemas no explicados antes de 1981. *Problema de planitud. *Problema de horizonte. *Problema de reliquias. Estos problemas fueron resueltos con la introducción de una. Etapa Inflacionaria del Universo (Alan Guth 1981) *El Universo se expande exponencialmente en un lapso de tiempo muy pequeño y cercano al Big Bang. *La expansión es dominada por la densidad de energía del vacío. *Se puede entender origen de estructura a gran escala. *Se explica anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo. Principales etapas de la evolución cosmológica. Principales etapas durante los tres primeros minutos del Universo. Otros aspectos que se pueden considerar: Transiciones de Fase Cosmológicas - Propagación de partículas en el plasma primordial. Anisotropía de la Radiación Cósmica de Fondo. Satélite Planck: Fue lanzado el 14 de mayo de 2009. Resolución de hasta 0.00001 K y diez veces más resolución angular que WMAP. Existencia de la antimateria. 1928 (1930) Paul Dirac. Formulación de la teoría relativista del electrón. Predicción de la existencia del positrón. 1931 Cámara de burbujas Creación de par electrón-positrón. Carl David Anderson. Descubrimiento del positrón. 1935 Descubrimiento del muón en experimento de rayos cósmicos. Electrodinámica Cuántica. Década de los cincuenta, Siglo XX. Sin-Itiro Tomonaga, Julian Swinger y Richard Feynman. Formulación de la teoría cuántica relativista del electromagnetismo (Electrodinámica Cuántica). Usan: Teoría Cuántica de Campos, Simetría U(1) electromagnética y Principio gauge. Modelo Estándar Electrodébil. Década de los sesenta, Siglo XX. Sheldon Glashow, Steven Weinberg y Abdus Salam. Formulación del modelo estándar de unificación de las INTERACCIONES NUCLEAR DÉBIL Y ELECTROMAGNÉTICA (MEE). Usan: Teoría Cuántica de Campos, Simetría SU (2) x U(1), Principio gauge y mecanismo de Higgs. Cromodinámica Cuántica. Década de los setenta, Siglo XX. David Gross, David Politzer y Frank Wilczek. Descubrimiento de la libertad asintótica en la teoría de la interacción fuerte, es decir en la Cromodinámica Cuántica, teoría gauge de la interacción fuerte entre quarks y gluones basada en la simetría SU (3) del color. Oscilaciones de Neutrinos. 2001 SuperKamiokande: laboratorio en mina a 1 Km de profundidad, Hidu, Gizu (Japón). 50 Mil Toneladas de agua. Neutrino capturado= emisión de radiación de Cherenkov. Neutrinos masivos. Gran detector en el laboratorio de Gran Sasso, en Italia (cerca de Roma), donde se reciben neutrinos generados en el CERN a unos 730 Km. Búsqueda de algunas respuestas: GRAN COLISIONAOR DE HADRONES (LHC). Conclusiones: Etapa dorada de la cosmología. Satélite Planck es el LHC de la cosmología. Muchos problemas por resolver. La física del plasma primordial del Universo en los tres primeros minutos un reto para la física. Imposibilidad de validar experimentalmente modelos de altas energías a la escala de Planck.

LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO.

LA RADIACIÓN CÓSMICA DE FONDO.

Actores del drama (1915 - 1930)
Albert Einstein. El astrónomo Holandés Willem de Sitter. El matemático y meteorólogo ruso Alexandre Friedman. El sacerdote Belga Georges Lemaitre.
Composición química de las estrellas Hidrógeno(75%) deuterio Helio(25%) Litio
George Gamow, gracias a él la física nuclear y la cosmología empiezan a trabajar juntos y el Big Bang comienza a tomarse en serio.
La propuesta de Gamow, Alpher, y Herman: Universo en el pasado: sopa de partículas caliente y densa. A un tiempo t = 380,000 años el universo primigenio pasó de ser un plasma opaco a un medio donde la luz se propaga libremente comienza el proceso de condensación de materia (inestabilidad gravitacional).
Descubrimiento de la Radiación Cósmica de Fondo (RCF) Penzias y Wilson 1965
Satélite COBE -- Explorador del fondo cósmico. Radiómetro a bordo del COBE. Frecuencias: 31,5 GHz (9,5 mm). 53 (5,7). 90 (3,3). Antenas cónicas (diferenciales) a bordo de COBE para captar la RCF.
Proyecto GEM del Observatorio Astronómico Nacional en Villa de Leyva Colombia.
Sonda espacial Wilkinson (WMAP)
Predicción de anisotropías por Andrei Sakharov 1965. Las mediciones del espectro angular de potencia determinan los parámetros del modelo cosmológico.
Parámetros cosmológicos.
¿De que esta hecho el universo?
Hoy: Energía oscura 72%. Materia oscura 23%. Átomos 4.6%.
Hace 13.7 billones de años: Materia oscura 63%. Fotones 15%. Átomos 12%. Neutrinos 10%.

Astronomía en la Próxima Década: Del Hubble al Telescopio Espacial James Webb.

Astronomía en la Próxima Década: Del Hubble al Telescopio Espacial James Webb.

¿Qué es un telescopio espacial? Un telescopio espacial es un satélite provisto con un sistema óptico, instrumentos de medición, electrónica y comunicaciones, capaz de hacer observaciones astronómicas, dirigido remotamente. Hoy en día, los telescopios espaciales son construidos por consorcios entre naciones. Ejemplos: Hubble, Spitzer, Herschel, Spitzer. ¿Por qué lanzar un telescopio al espacio? Absorción Atmosférica. Resolución. Aislamiento térmico. ¿El costo de hacerlo? Construir, Lanzar y operar el Telescopio Espacial James Webb costará 4500 millones de dólares. Con esta cantidad se podría mantener a aproximadamente 500 mil familias en Colombia durante 1 año. ¿Cómo se gana en astronomía? Mejora en la sensibilidad con respecto al ojo. El Telescopio Espacial Hubble Hoy. Nuevos instrumentos: - WFC3 – COS. Actualizado, óptica. El Hubble nos enseño: Supernovas distantes, de que esta hecho el universo, Evolución galáctica y la historia de la formación estelar en el universo, Agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias, planetas extrasolares. El telescopio espacial Herschel de la Agencia espacial Europea. Herschel ha sido lanzado al espacio. Mayo 14 de 2009. 1.5 millones de kilómetros de la Tierra. Tiempo mínimo de operación: 3 años. Bajas temperaturas. Infrarrojo lejano. Algunos datos: Longitudes de onda de operación: 55 a 673 micrómetros. 3 instrumentos: PACS, SPIRE, HIFI. Cada instrumento está diseñado para estudiar el gas y polvo interestelar, a diferentes temperaturas y estados. Un coloso frio en el espacio: James Webb Space Telescope. La sensibilidad otra vez. Grandes telescopios con detectores muy sensibles en el espacio. James Webb Space Telescope: Espejo de 6.6m. Lanzamiento en 2014 hacia L2 en un cohete Ariane 5. Sucesor del Hubble y del Spitzer. La óptica será desplegada en el espacio. Enfriamiento pasivo a < 50K. Nombrado en honor del 2do administrador de NASA. Proyecto conjunto de NASA + ESA + CSA. Lead: Goddard Space Flight Center. Operationes: STScI. Instrumentos (0.6-28 micrones): Near-Infrared Camera (Un. Arizona & Lockheed-Martin). Near-Infrared Multi-Object Spectrograph (ESA and NASA-GSFC). Tunable Filter Imager (CSA). Mid-Infrared Instrument (ESA and NASA-JPL). ¿Por qué el infrarrojo? Estados fríos de la materia. Exploración del Universo escondido. Acceso a líneas espectrales. El Universo Temprano.
El Final de la Era Oscura: primera luz y reionización, identificar las primeras fuentes luminosas que se formaron y determinar la historia de ionización del Universo. Las primeras galaxias. Pequeñas y opacas. Su luz se ha corrido hacia el infrarrojo. Conformadas por estrellas masivas de baja metalicidad. Observaciones: SNe! GRBs! Campo ultra-profundo en el IR. Espectroscopía en el IR.
El Ensamblaje de las Galaxias, determinar cómo han evolucionado las galaxias y la materia oscura, gas, estrellas, estructuras morfológicas y núcleos activos en su interior desde la época de reionización hasta el presente. ¿Dónde y cuándo se formó la sequencia de Hubble? ¿Cómo se formaron los elementos pesados? El ensamblaje de galaxias es un proceso de colisiones gravitacionales. Los componentes de las galaxias son variados en edad y composición. Observaciones: Imágenes de NIRCam. Espectros de miles de galaxias. El Nacimiento de Estrellas y Sistemas Protoplanetarios, revelar el nacimiento y evolución temprana de las estrellas desde el colapso inicial, pasando por las protoestrellas rodeadas de polvo, hasta el inicio de sistemas planetarios. ¿Cómo colapsa una nube protoestelar? Las estrellas se forman en pequeñas regiones que colapsan gravitacionalmente al interior de grandes nubes moleculares. En el infrarrojo, podemos observar a través de éstas densas nubes de gas y polvo. Las jóvenes estrellas comienzan a brillar dentro de éstas nubes, y revelan una estructura en densidad y temperatura. Observaciones: Imágenes profundas en el IR cercano y lejano de nubes moleculares y protoestrellas. ¿Cuál es la relación entre el medio ambiente y el proceso de formación estelar? Las estrellas masivas producen vientos y radiación. Esto puede detener o instigar la formación de otras estrellas. La separación entre pequeñas enanas marrones y planetas gigantes no está bien definida. ¿Procesos diferentes? ¿Continuo? Observaciones: Catálogo de nubes densas y zonas de formación estelar. Sistemas Planetarios y el Origen de la Vida, determinar las propiedades físicas y químicas de los sistemas planetarios, incluido el nuestro, e investigar el potencial para el origen de la vida en éstos sistemas. ¿Cómo se forma un planeta? Planetas gigantes podrían ser una señal del proceso que produce planetas como la Tierra. El disco primordial del Sistema Solar se encuentra ahora en planetas, lunas, asteroides y cometas. Observaciones: Coronagrafía de exoplanetas. Tránsitos. Comparar el espectro de cometas y discos circumestelares.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA (A GRAN ESCALA) EN EL UNIVERSO.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA (A GRAN ESCALA) EN EL UNIVERSO.

Origen, creación, caos, orden, percepción, observación.
Galileo 1609.
Tycho Brahe (1600)
Sol, gas, gravedad, reacciones nucleares, nebulosa del águila, estrellas, gas, polvo, nuestra galaxia, la Vía Láctea, Andrómeda, M87, Leo T.
Estrellas, gas, polvo + materia oscura, caparazón, contenedor, halo, distribución espacial, distancias mayores.
Sí hay estructura. Mirando hacia el pasado, lente gravitacional, mirando hasta donde podemos, la huella del Big Bang, radiación cósmica de fondo, el enigma esta propuesto.
Nivel 0. Expansión del Universo. Lemaitre y Einstein (1930) materia y energía, tratamiento analítico.
Nivel 1. Materia oscura, casi homogénea, gravedad, experimento analógico bidimensional, experimento numérico tridimensional, inestabilidad gravitacional, acercamiento,
Nivel 2. Materia oscura + algo de gas, hidrodinámica (+ procesos radiactivos), ¿y las estrellas?
Nivel 3. Formación estelar (fenomenología).
0.+ 1.+ 2.+ 3. Estructura a gran escala. ¿La receta? Materia oscura, perturbaciones iniciales, inestabilidad gravitacional.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA A NIVEL GALÁCTICO.

FORMACIÓN DE ESTRUCTURA A NIVEL GALÁCTICO.

Galaxias. ¿Que son las galaxias? Muchas estrellas ~10(7) - ~10(12). La Vía Láctea tiene:~10(11). Enormes cantidades de gas y polvo interestelar. Pueden encontrarse bajo la influencia de otras galaxias. Propiedades de las Galaxias. Numero de estrellas en la galaxia. Morfología. Población estelar. Contenido de gas. Actividad del núcleo. Ambiente local. Tiempo de observación. Diagrama de Hubble. Esquema de clasificación de galaxias. elípticas, espirales, irregulares. ¿Por qué existen diferentes luminosidades, formas, tamaños, etc.? ¿Por qué las galaxias presentan las distribuciones observadas, respecto a sus propiedades? ¿Por qué se observan correlaciones entre sus propiedades intrínsecas? Galaxias y Cosmología. Brillantes = Observables. Galaxias formadas por estrellas. Abundancia = trazar las F&E de estructura. Composición de las galaxias: estrellas, gas, polvo interestelar, materia oscura. Formación de Estrellas. Las estrellas se forman dentro de “nubes moleculares”. Estas regiones son sumamente frías (T~10−20K) Baja temperatura = altas densidades. Cuando el gas alcanza una cierta densidad, se forman las estrellas. Las regiones son densas = opacas a la luz visible = Nebulosas oscuras. Se debe usar IR y Radio. Formación de Estrellas y Población Estelar ¿Cuando se forman estrellas a gran escala en una galaxia? ¿Procesos principales que llevan a la formación estelar? ¿Tasa a la que se pueden formar estrellas en una nube de gas? ¿Eficiencia para convertir gas frio en estrellas? ¿Distribución de masa de las estrellas al nacer? Formación de Estrellas Individuales. Formación de nubes de gas. Enfriamiento y colapso = nubes moleculares y “grumos”. Formación de núcleos de alta densidad (p. disipativos). Colapso = protoestrellas. Complicaciones: Discos, estrellas binarias y cúmulos de estrellas. Galaxias de disco, Descomposición en disco y esferoide. Galaxias barradas. Brazos espiral. Contenido de Gas. Hidrogeno neutro (HI) e Hidrogeno molecular (H_2). ~5% en Sa y ~25% en Sb-c. En general la distribución de HI es mucho más extendida que la del H_2. Curvas de rotación. Formación de galaxias de Disco. Colapso disipativo de una nube de gas con rotación inicial = enfriamiento efectivo = menor energía posible, conservando el momentum angular. El estado preferido es un disco rotante. Colapso Monolítico o Acreción Continua. ¿Cómo colapsa una nube protogaláctica para formar un disco gaseoso? 1. Eggen, Lynden-Bell & Sandage (1962): colapso monolítico de una nube fría, casi esférica y con algún momentum angular inicial. Escala de tiempo corta para la formación de un disco galáctico. 2. Searle (1977): Acreción continua y mezcla de acumulaciones de gas. A medida que el gas acretado fluye hacia adentro se disipa y aumenta su rotación. Estos dos escenarios tan solo proponen dos tipos de condiciones iniciales que pueden conducir a la formación de de discos. Ninguno de los dos explica las condiciones iniciales requeridas. En cosmogonías jerárquicas (CDM): proceso de acreción y mezcla. Las galaxias se forman en halos de materia oscura = relación disco-halo. Galaxias elípticas. Propiedades Cinemáticas: Las grandes elípticas no están soportadas por rotación, sino por movimientos aleatorios. Contenido de Gas y Población de Estrellas: Poco gas frío y polvo, pero con halos extendidos de gas caliente. Poca formación de estrellas actualmente. Gigantes: principalmente estrellas viejas (población II). La mayoría de las estrellas se formaron en etapas tempranas. Formación de Galaxias Elípticas: El colapso de un sistema de N cuerpos con una configuración fría y grumosa, generalmente lleva a la formación de remanentes tipo elíptico = galaxias elípticas. Tres posibilidades: 1 Colapso de una gran masa de gas. 2 Mezcla de dos galaxias de disco de masas comparables. 3 Secuencia de mezclas de galaxias con masas mucho menores que la elíptica remanente. Colapso monolítico: Larson (1969): Las galaxias elípticas y los esferoides se formaron en alguna época temprana a través del colapso disipativo de nubes de gas y evolucionaron solo pasivamente desde entonces. Motivación: Las galaxias elípticas aparecen como sistemas estelares bien desarrollados con poblaciones de estrellas viejas. Simulaciones numéricas: La nube inicial debe ser muy grumosa, tal que el gas se enfría rápidamente y produce estrellas en sub-acumulaciones antes que el sistema colapse. La nube debe tener relativamente poco momentum angular. Problemas: No está basado en condiciones iniciales bien motivadas. Escenario de Mezclas Toomre (1977): Las estrellas se forman en discos galácticos y todas las galaxias elípticas se forman por la combinación de discos estelares. Motivación: 1 La actividad de formación de estrellas en el universo local. 2 Se dan combinaciones de galaxias en el universo local. 3 Simulaciones numéricas muestran que las combinaciones de dos discos estelares pueden producir galaxias con propiedades similares a las elípticas actuales. Problemas: 1 Los remanentes son demasiado alargados para dar cuenta de E0, E1 y E2. 2 El remanente de la combinación presenta un núcleo mucho más grande que los observados en galaxias elípticas. Solución: 1 Los progenitores tienen esferoides. 2 Múltiples combinaciones. 3 Los progenitores contienen gas. Un colapso monolítico no es necesario para explicar que las galaxias tienen estrellas viejas, ya que las estrellas se pudieron haber formado antes de formar la galaxia final. El colapso monolítico es el modelo más sencillo posible. Interacción de Galaxias. Modelos jerárquicos = muchas mezclas. Colas de marea, destrucción, mezclas, starbursts ¿Cuando y donde es más probable que se den? Propiedades de los remanentes. Interacción de Marea. Cuando un sistema extendido (galaxia) se mueve en el potencial gravitacional de otro objeto el sistema experimenta una fuerza de marea que tiende a desmembrar al sistema. Colas de Marea. La fuerza de marea involucrada en encuentros cercanos entre galaxias rotantes pueden expulsar estrellas en trayectorias en forma de arco, formando colas de marea. Fricción dinámica. Cuando un objeto se mueve a lo largo de un mar de partículas, este acelera las partículas que lo rodean, produciendo una fuerza de fricción (viscosidad) neta sobre el objeto. Mezclas de Galaxias. ¿Qué tipos de encuentros entre galaxias terminan en la mezcla de ´estas? Colisión de galaxias. Starbursts. En muchas ocasiones las galaxias que se mezclan contienen gas. Se cree que muchos starbursts se producen por interacción entre galaxias.

La Muerte de las Estrellas y el Nacimiento de los Agujeros Negros.

La Muerte de las Estrellas y el Nacimiento de los Agujeros Negros.

Relatividad General. La materia curva el espacio-tiempo y la curvatura del espacio-tiempo le dice a la materia como moverse. Curvatura del espacio-tiempo. De acuerdo con la Relatividad General, el espacio-tiempo se curva por la presencia de cuerpos con masa. La curvatura es una medida de la gravedad. Cerca de un objeto con masa el espacio-tiempo es curvo y por ello los objetos no se mueven en línea recta. Trayectoria de partículas. Órbita no acotada, órbita elíptica y órbita circular. Campo gravitacional producido por la estrella, la superficie de la estrella es finita y medible. Campo gravitacional de un agujero negro, el horizonte de eventos es infinito. Estructura del agujero negro. Singularidad, Horizonte de eventos.
Los agujeros negros se dividen en tres grandes clases: 1. Los agujeros negros de masas estelares (entre 5 y 20 masas solares) Resultan de la explosión supernova de una estrella. 2. Los agujeros negros de masas intermedias (cientos o miles de masas solares). Recientemente descubiertos. Y 3. Los agujeros negros súper-masivos (galaxias activas) con millones de masas solares. Se encuentran en el centro de algunas galaxias.
Agujeros negros estelares. Colapso gravitacional. En las estrellas existe un equilibrio entre el colapso gravitacional y el proceso nuclear en su interior. El proceso nuclear convierte Hidrogeno en Helio. Al disminuir la cantidad de Hidrogeno, el colapso gravitacional comprime la estrella aumentando su temperatura y permitiendo la creación de otros elementos. Cuando la estrella tiene muchas capas, el proceso nuclear comienza a detenerse y el colapso gravitacional comprime la estrella. El final de este colapso depende de la masa inicial de la estrella. Colapso final de una estrella. La presión de degeneración de electrones puede soportar una estrella con masa de hasta 1.4 masas solares contra su propio peso (límite de Chandrasekhar). Este tipo de estrellas terminan su vida convirtiéndose en enanas blancas. Los electrones no pueden tener el mismo estado cuántico, es el principio de exclusión. Estrellas con una masa mayor continúan su colapso, venciendo la degeneración de electrones. Cuando la estrella alcanza un tamaño del orden de los cientos de metros los electrones y los protones están tan juntos que se combinan para formar neutrones y neutrinos. Eventualmente, el colapso se detiene debido a la presión de degeneración de neutrones. La estrella se ha convertido en una estrella de neutrones. Oppenheimer y Volkoff mostraron que para estrellas con más de 3 masas solares, la presión de degeneración de neutrones no puede soportar el colapso. Supernovas. Cuando se supera la degeneración de electrones y los electrones y protones se combinan para formar neutrones, la estrella puede colapsar rápidamente (ya que la degeneración de neutrones se da cuando el confinamiento es de aprox. 1000 veces mayor que para la degeneración de electrones). El núcleo colapsa, pero las capas externas “rebotan” de este núcleo, explotando con gran violencia. Si el núcleo tiene una circunferencia del orden de 10000km, se forman los neutrones. 1.2 segundos después con una circunferencia del orden de 70 km., la degeneración de neutrones detiene el colapso. Las capas superiores siguen moviéndose con velocidades relativistas para encontrarse con un núcleo ultra denso y rebotar. El material que rebota hace que las capas más externas exploten. Esta explosión es la Supernova. En el centro queda el remanente (estrella de neutrones).
Detección, ¿Cómo observar un agujero negro? Efecto de lente gravitacional, este produce deformación de imágenes. Observando un agujero negro de masa estelar. Si un objeto compacto invisible es parte de un sistema binario, se puede estimar su masa a partir del periodo orbital y de la velocidad radial del compañero visible. Si la masa es superior a 3 masas solares, este se convierte en un candidato a agujero negro. Discos de Acreción en sistemas binarios. Las fuerzas de marea pueden despedazar a la compañera, creando un flujo de material hacia el agujero. Fuentes de rayos X fuertes Algunas veces: Oscilaciones cuasi periódicas. Algunas veces: Emisión de jets.
Características distintivas de un Agujero Negro: Observación de dos o más de las siguientes características: *Deflexión gravitacional de la luz (con una masa estimada suficiente) *Emisiones de rayos X y/o rayos gama (debido a un disco de acreción) *Movimiento orbital de una compañera visible o de una nube de gas *Observación directa de un disco de acreción.
Agujeros Negros Supermasivos. El proceso de formación de un agujero negro supermasivo es aún desconocido. Se especula que se forma debido a la atracción gravitacional de muchas estrellas individuales en el centro galáctico o por material que cae en un agujero negro estelar inicial. Jets de radio. Muchos de estos agujeros negros emiten jets compuestos principalmente por electrones y positrones. Estas partículas son aceleradas a velocidades de cerca de 0.9c. Las partículas se aceleran debido a la interacción con los campos magnéticos que rodean al agujero negro. La interacción del material con el campo magnético produce además emisión en radio.
Sagitario A*. El centro de la Vía Láctea está oculto por polvo, por lo que no puede observarse en visible. Sin embargo es brillante en infrarrojo, radio y rayos X fuertes. Sagitario A es la fuente más brillante en radio en la constelación de Sagitario (descubierto en 1933). Sagitario A* es una fuente de radio pequeña que se ubica en el centro de la galaxia y que emite en rayos X (Chandra). El centro de nuestra galaxia es uno de los principales candidatos a agujero negro.

AGUJEROS NEGROS CUÁNTICOS.

AGUJEROS NEGROS CUÁNTICOS.

E=MC² Relatividad general. Las masas distorsionan la estructura causal del espacio-tiempo.
Representantes y Escuelas Relativistas: John Wheeler, Dennis Sciama, Albert Einstein, Stephen Hawking, Universidad de Cambridge, DAMTP.
Singularidades: Roger Penrose. Puede haber regiones del espacio-tiempo donde las leyes de la física se hunden, donde la materia y la energía e incluso el propio espacio-tiempo se destruyen.
Efecto Hawking. Mecánica cuántica. Sistema cuántico. Sistema Clásico.
Dios no juega a los dados con el universo. Dios sí juega a los dados y los lanza donde no se pueden ver.
Los agujeros negros son simples. Un agujero negro no tiene pelos: se sabe todo de un agujero negro si conocemos su masa, carga y momentum angular.
Entropía e información: Jacob Bekenstein.
Efectos cuánticos de la gravedad.
Paradoja de la información. Pérdida de información en el universo, con la evaporación de los agujeros negros, partes del universo estarían desapareciendo, la ciencia estaría perdiendo el tiempo, no sería posible predecir.
Confrontación entre dos interpretaciones del mundo: Stephen Hawking y Leonard Susskind.
La paradoja de la información de los agujeros negros. Hawking se rinde.

LAS GALAXIAS Y EL UNIVERSO.

LAS GALAXIAS Y EL UNIVERSO.

Cosmología de Aristóteles y Ptolomeo. El Universo Heliocéntrico. Cosmología Copernicana. Teoría de Newton. La manzana cayendo esta en órbita alrededor del centro de la tierra tal cual como la Luna. Newton muestra que las leyes del cielo y la tierra son las mismas. La Luna y la manzana se mueven siguiendo las mismas leyes. Las mismas leyes son validas en TODO el Universo. No hay privilegiados. Abre la puerta a una nueva visión capaz de predecir el futuro. Verificación: el descubrimiento de Neptuno. ¿De que esta hecho el Universo? Estrellas, planetas, gas y polvo; organizados en cúmulos de estrellas; en nebulosas; en galaxias. Pero mayoritariamente esta hecho de: materia oscura y energía oscura. El cielo nocturno es oscuro. Aun en las imágenes mas profundas el cielo es oscuro. Cosmología observacional a simple vista: La oscuridad del cielo nocturno nos sugiere que el UNIVERSO NO ES INFINITO. Puede ser finito (el Universo o las galaxias) en espacio y/o en tiempo. La luz que emiten los componentes del Universo: Estrellas, Gas y polvo (nebulosas), Cúmulos de estrellas, Galaxias. Existen diferentes tipos de estrellas: Grandes, Pequeñas, Rojas, Azules, Amarillas, Dobles (Binarias), Jóvenes, Viejas. ¿Qué es un cumulo de estrellas? Son estrellas formadas juntas al mismo tiempo. Estrellas posiblemente unidas gravitacionalmente. Hay dos clases de cúmulos: abierto (galáctico) y globular. Cúmulos abiertos: decenas de miles de estrellas; estrellas jóvenes, solo unos pocos millones de años de edad; pueden estar aun rodeadas por la nebulosa de donde se formaron; localizados en brazos espirales de la galaxia; ejemplo: las Pleiades. Cúmulos globulares: millones a cientos de millones de estrellas; estrellas viejas, de entre 6 y 13 billones de años; principalmente gigantes rojas o enanas; las estrellas están agrupadas muy juntas unas de otras, especialmente cerca del centro del cumulo (densamente); rodean el disco como un halo. ¿Qué es una nebulosa? Es una nube en el espacio. Hecha de gas ionizado y polvo. Pueden tener estrellas por dentro. La mayoría de las que nosotros vemos están por dentro de nuestra galaxia la Vía Láctea. Existen diferentes tipos: de Reflexión, Emisión, Absorción y Planetarias. ¿Qué es una galaxia? Un gran grupo de estrellas fuera de nuestra propia Vía Láctea; Conformada por billones a trillones de estrellas; También puede contener gas y polvo; Pueden ser de formas espirales, elípticas, o irregulares. Las Galaxias: vienen en diferentes tamaños: enanas, grandes y gigantes; vienen en diferentes formas y clasificaciones: espiral, elíptica, lenticular, irregular; Se ven en grupos y cúmulos. Galaxias Espirales: Tienen un disco plano, brazos espirales, una protuberancia central rodeada de un halo; algunas tienen un núcleo barrado; son bastante grandes (no hay espirales enanas); tienen montones de gas y polvo y las estrellas jóvenes en sus brazos, pero estrellas viejas y poco gas y polvo en sus halo central y núcleo. Nuestra Galaxia: La Vía Láctea: Tiene alrededor de 200 mil millones de estrellas y montones de gas y polvo; se piensa que es una espiral-barrada; tiene alrededor de 100 mil años luz de ancho; nuestro Sol está a mitad de camino del borde, girando a 200 km/s alrededor del centro de la galaxia; nuestro Sistema Solar tarda cerca de 200 millones de años para completar una órbita galáctica. Galaxias Elípticas: gama de forma entre esférica y elíptica; rango de tamaño entre enanas y gigantes; tienen muy poco gas y polvo; principalmente estrellas viejas; población estelar similar al núcleo de una galaxia espiral. Galaxias Lenticulares: Tienen un disco pero no brazos espirales; tienen poco o nada de gas o polvo. Galaxias Irregulares: cualquiera que no cuadre en las definiciones anteriores; usualmente tienen montones de gas y polvo y de estrellas jóvenes; pueden tener formas distorsionadas debido a la interacción con otra galaxia; tienden a ser la mayoría de galaxias enanas. La edad de las Galaxias: No es la dirección de la evolución, solo el promedio de edad del componente estelar. No se tiene aun una buena comprensión de la forma en que evolucionan las galaxias. Interacciones y colisiones: Ahora se piensa que los grupos y cúmulos de galaxias frecuentemente colisionan o chocan. La Vía Láctea se desplaza a unos 100 km/s hacia Andrómeda. Podemos chocar en alrededor 5 mil millones de años. Las estrellas no chocan. Se forman nuevas orbitas y montones de gas para formar nuevas estrellas. Grupos y Cúmulos Galácticos. Como nuestro Grupo Local, que incluye la Vía Láctea, Andrómeda y más de 30 galaxias pequeñas. Cientos de miles de galaxias, 60 millones de años luz de distancia del centro elíptico gigante. Supercúmulos: son agrupaciones de cúmulos. Tienen de 300 millones a mil millones de años luz de largo. Tienen de 100 a 300 millones de años luz de ancho. Y solo de 10 a 30 millones de años luz de espesor. La materia luminosa no es suficiente para doblar la luz de las galaxias distantes. La materia oscura es necesaria, de acuerdo con los estudios dinámicos de las galaxias individuales y los cúmulos de galaxias. Teoría del Big Bang (hace aprox.13.7 miles de millones de años): En 1915, Albert Einstein llego a la conclusión de que el Universo no podía ser estático, basado en su recientemente descubierta, teoría de la relatividad y añadiendo la constante cosmológica. Aleksandr Friedmann y Abbe George Lemaitre se acreditan con el desarrollo de los conceptos básicos del modelo del Big Bang, entre 1922 y 1927; sus cálculos sugieren que el universo se está expandiendo, no es estático. Años más tarde, Einstein llamó a su constante cosmológica el mayor error de su carrera. Expansión del Universo: En 1929, Edwin Hubble demostró que la mayoría de las galaxias se desplazan hacia el rojo (alejándose de nosotros), y que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia (galaxias que están dos veces más lejos de nosotros se mueven dos veces más rápido) Pruebas de Hubble: efecto Cuando se observa el desplazamiento al rojo de galaxias, casi todas parecen estar alejándose de nosotros - el Universo se está expandiendo. Predicciones de la teoría del Big Bang: La abundancia de los elementos ligeros: H, He, Li. La teoría del Big Bang predice que estos elementos ligeros deberían haber sido fundidos de los protones y neutrones en los primeros minutos después del Big Bang. La radiación cósmica de fondo. El universo debe haber sido muy caliente. La radiación de fondo de microondas es el sobrante de calor remanente del Big Bang. Los 3 pilares del Big Bang: La expansión del Universo: Galaxias separándose, parecen haber estado todas juntas en un punto en el pasado. La radiación isotrópica de microondas de fondo. La abundancia de helio. Breve Historia del Universo: 10-43 segundos: la gravedad se separa de otras fuerzas. 10-35 a 10-32 segundos: las partículas fundamentales, los quarks y electrones. 10.6 segundos: se combinan los quarks en protones y neutrones. 1 segundo: Las fuerzas nucleares electromagnéticas y débiles son separadas. 3 minutos: los protones y los neutrones se combinan en los núcleos. Elementos Primordiales. 105 años: los electrones se unen a los núcleos para formar átomos; el Universo es transparente a la luz. 108 años hasta el presente: la materia colapsa en nubes, creando las galaxias y las estrellas. El contenido del Universo: De la masa-energía que componen nuestro Universo: 4% es materia ordinaria (de lo que nosotros y nuestro mundo estamos hechos). 23% es materia oscura. No se sabe de que está hecha. 73% es energía oscura. No se sabe de que está hecha. Un universo en aceleración: Algo está causando que la expansión del Universo se acelere. No se sabe lo que es, pero se le da el nombre de 'energía oscura', pero podría ser la constante cosmológica de Einstein. La aceleración se muestra en el universo actual, pero no era perceptible en el universo temprano.

LA MAGIA DE LAS REGIONES HII.

LA MAGIA DE LAS REGIONES HII.

Las Regiones HII son: Regiones de gas hidrógeno atómico muy tenue alrededor de estrellas jóvenes masivas y calientes, cuya radiación UV lo ioniza. El hidrógeno neutro se llama HI y el molecular H2. Al final de su vida, explosiones de supernovas y vientos de las estrellas masivas, expulsarán casi todo el gas, dejando un cúmulo estelar (como las Pleiades).
Las Regiones HII: Pueden estudiarse hasta grandes distancias del universo y ayudan a conocer la distancia y abundancia química de otras galaxias a partir de su “espectro”. En galaxias tipo Vía Láctea delinean los brazos espirales. Algunas, llamadas Regiones HII gigantes, contienen decenas de miles de estrellas muy jóvenes.
La magia de las regiones HII: Notar el característico color rojo debido al hidrógeno excitado/ionizado. Notar las asociaciones OB (cúmulos de estrellas) cuando se ven. Notar las columnas de polvo molecular que aparecen alineadas en dirección a las asociaciones OB.
Formación de estrellas: La Vía Láctea, nuestra galaxia, posee 200 mil millones de estrellas que aparecen, desde nuestra perspectiva, como una alargada y gigantesca estructura que se extiende en el cielo hasta alcanzar ambos confines del horizonte. Como toda galaxia espiral, presenta dos componentes principales: un disco muy delgado de cien mil años luz de diámetro, con un espesor que abarca tan sólo una centésima de este valor (es decir, mil años luz), y una protuberancia muy densa en el centro del disco, con forma esférica y llena de estrellas, el bulbo, que cubre una cuarta parte de su área total. Un diez por ciento de la masa galáctica se encuentra en forma gaseosa, formando nubes de diferentes tamaños y texturas, constituidas principalmente, como todo el Universo, por átomos de hidrógeno. La mayoría de las nubes se asientan en el disco, donde dan lugar a la formación de nuevas estrellas.

LENTES GRAVITACIONALES.

LENTES GRAVITACIONALES. “La atracción de la luz por la materia”

En 1804 el astrónomo, matemático y geodesta alemán, Johann Soldner, exploró por primera vez la desviación de la luz pasando muy cerca al Sol, y predijo que este ángulo era de 0,84 arcos de segundo. En 1911 Albert Einstein publicó un artículo titulado “Sobre la influencia de la gravedad en la propagación de la luz”, y aunque para ese momento no había desarrollado completamente la Teoría de la Relatividad, dedujo que el ángulo debía ser 0,83 arcseg. En 1914 se intentó medir el mencionado ángulo durante un eclipse de Sol en la península Rusa de Crimea, pero la primera guerra mundial impidió la misión. Mas Einstein desarrolló su TR antes de 1918 y predijo, esta vez correctamente, que el ángulo debía ser 1,74 arcseg, es decir el doble del anteriormente dicho. Para fortuna de Einstein, su teoría dio un paso decisivo cuando en 1919, durante un eclipse solar, Sir. Arthur Eddington confirmó este valor. Recientemente éste ángulo se ha medido con un error del 0,02%.
La Teoría de la Relatividad General postula Energía y Momento ⇔ Geometría. Esta relación toma forma en las denominadas: Ecuaciones de Campo de Einstein, las cuales rigen el comportamiento de la materia en un espacio-tiempo curvo (gravedad), y así mismo, la curvatura del espacio-tiempo debido a la presencia de una masa.
Subdisciplinas: *Multiplicidad de imágenes de Cuásars: La primera observación de un objeto lensado fue el cuásar doble Q0957+561, donde una masa súper gravitacional produce dos imágenes del mismo. ¿Pero cómo se sabe que son varias imágenes del mismo objeto?: Los espectros de varias imágenes parecen ser los mismos (idénticos). Los Redshifts (distancias) de las imágenes son idénticos. Existe un objeto entre las imágenes con un redshift mucho menor. Los flujos de las imágenes siguen curvas idénticas.*Microlensamiento de Cuásars: El paquete de luz que proviene de los Cuásars lensados cruza a través de nuevas galaxias o de sus halos, de modo que nuevas imágenes sean formadas. En este caso hoyos negros, estrellas, enanas marrón, incluso planetas actúan como lentes compactos o “microlentes”. El color da cuenta de la magnificación como función de la posición del Cuásar. *Anillos de Einstein: Si tanto la fuente como la lente son puntuales o tienen simetría esférica y reposan en la misma línea que los une al observador, se forma una imagen anular. *Arcos luminosos (Lensamiento Fuerte): Las galaxias también pueden ser lensadas gravitacionalmente. Sus imágenes pueden ser magnificadas, distorsionadas y fuertemente elongadas. El análisis de arcos gigantes en cúmulos de galaxias evidencian fuertemente la existencia de una misteriosa materia oscura dominante en los núcleos de los mismos. Los modelos de masa de cúmulos de galaxias son entonces una posibilidad de descripción cuantitativa del universo. *Lensamiento Débil: Se refiere a los efectos de la deflexión de la luz que no pueden ser medidos individualmente, sino más bien en un entorno estadístico. Además actúa en la línea de visión de todo el universo, por lo tanto cada trayectoria fotónica se verá afectada por todas las inhomogeneidades de materia. A partir de éste principio se puede reconstruir la distribución de masa que causa la distorsión. *Aspectos cosmológicos del Lensamiento Fuerte. *Microlensamiento Galáctico.
Entonces, se estudian los lentes gravitacionales porque: Es uno de los más grandes logros de la Teoría de la Relatividad General. Se destacan ilusiones ópticas fascinantes como multiplicidad de imágenes, magnificación y deformación de las mismas, entre otras. Es una herramienta poderosa para resolver diversos problemas astrofísicos, como se ve en las subdisciplinas anteriormente nombradas.

LAS DISTANCIAS DE LAS GALAXIAS Y LA EDAD DEL UNIVERSO.

LAS DISTANCIAS DE LAS GALAXIAS Y LA EDAD DEL UNIVERSO.

El tamaño del Universo es enorme. Un problema central de la astronomía: determinar distancias de los astros, para poder estudiar la estructura del sistema solar, de nuestra Galaxia, del Universo entero (tamaños reales, luminosidades, densidad de materia, procesos físicos, etc.) Unidad Astronómica (1 AU): es la distancia media Tierra-Sol. Radio del sistema solar: aprox. 10 horas-luz, o 1.1 x 1010 = 10 000 millones km = muy pequeño, en comparación a la distancias hacia las estrellas más cercanas. ¿Cómo medimos las distancias a las estrellas más cercanas? Con una simple triangulación, usando el método del paralaje trigonométrico: como reflejo del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, una estrella cercana describe un elipse en el cielo, con respecto a las estrellas lejanas que aparecen en la mismo región del cielo. Base: diámetro órbita Tierra-Sol (=2 AU) Definición: 1 parsec (pc) es la distancia para la cual π=1 segundo de arco (1”): 1 pc = 1 AU/tan (1”) = 206 265 AU = 3.086 x 10 m = 3.26 años luz. Estrella más cercana: α Centauri, con π=0.76” → d=1/0.76” =1.32 pc = 4.3 años luz 6300 veces más distante que el límite de nuestro sistema solar. Nuestra Vía Láctea contiene unos 100 mil millones de estrellas, todas más distantes que α Cen, midiendo ~ 100 000 años luz en diámetro en su disco. El alcance del método paraláctico es limitado a unos 100 pc (pero misiones espaciales como SIM, GAIA lo incrementarán enormemente). Ventaja más grande: el método es directo, geométrico: no hay que asumir nada. Método de mayor alcance utiliza cúmulos estelares: Un cúmulo abierto (h+χ Per) un cúmulo globular. Estrellas de un cúmulo nacieron juntas, de la misma materia interestelar, tienen la misma edad y composición química inicial. Diagrama Hertzsprung-Russell de cúmulos abiertos demuestra una secuencia principal: muestra el lugar de las estrellas en fase de fusión termonuclear de H→He en sus centros. Para un cúmulo B, más distante que otro cúmulo A, las estrellas en la secuencia principal son más débiles, por un cierto factor en flujo de radiación. Esta diferencia en flujo de radiación determina la distancia relativa de cúmulo B, con respecto a cúmulo A. Si A es un “cúmulo de referencia”, como los Hyades o Pleiades, con su distancia medida por el método del paralaje, se obtiene la distancia de cúmulo B, en parsecs. Alcance del “método ZAMS-fitting”: ~ varios miles de parsecs, suficiente para explorar nuestra Galaxia, al menos en la región cercana al Sol. ¿Cómo llegamos a medir las distancias más allá de nuestra galaxia? Un excelente método son las Variables Cefeidas: Su brillo es variable por pulsación radial de la estrella (variación de su radio, y temperatura superficial) y son muy luminosas (1000-100 000 veces Sol) por lo tanto se pueden ver en galaxias con distancias de ~20 millones de parsecs (~70 millones años-luz). La luminosidad media de una Cefeida es determinada por su período de pulsación (2-100 días). Las Cefeidas cumplen una relación periodo luminosidad (P-L). El método de las Cefeidas sirve hasta distancias de unos 20 Mpc; esto todavía corresponde a nuestra vecindad cósmica. Varias técnicas permiten medir las distancias de galaxias mucho más lejanas (100-200 Mpc). Una de ellas es el método de Tully y Fisher: Galaxias espirales rotando; Mayor masa, y por tanto mayor luminosidad, induce una mayor velocidad de rotación, V, del disco de la galaxia. La teoría predice L~V 4; empíricamente confirmado por mediciones de V, usando la emisión de la línea de 21 cm del hidrogeno neutro, observable con radiotelescopios (usando el ensanchamiento de la línea de 21 cm causado por el efecto Doppler). Una vez calibrada, la relación entre L y V permite deducir L, a partir de una medición de la velocidad de rotación de la galaxia de interés. Galaxias ideales para TF: “edge-on” (corrección por inclinación ≈0) Escala de distancias por supernovas: Haciendo un standard candle: 1. “relación de Phillips”: corrección para curvas de luz de SN basada en la forma que tiene la curva de luz cambia drásticamente la calidad del standard candle. 2. Color de la SN: corrección para la luminosidad de la SN basada en su color. Muchos métodos: Stretch – Perlmutter, (M)LCS(2k2), SALT(2), SiFTO, CMAGIC, Δm15. Espectros estelares, y el efecto Doppler: El movimiento de una estrella en la línea de vista Tierra-estrella (movimiento radial) causa un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales: z = Δλ / λ 0 = v/c c=300 000 km/s → medición de z entrega la velocidad radial de la estrella [o galaxia] Acercamiento: blueshift velocidades “cosmológicas”. Alejamiento: redshift. Formula Doppler relativista. Para explorar distancias cosmológicas, astrónomos usan la Ley de Hubble: Todas las galaxias muestran un redshift en sus espectros → recesión, con V~distancia: cz= V = H0 x distancia → Universo en expansión! H0 = constante de Hubble mide la actual tasa de expansión del Universo [H0≈70 km/s Mpc] 1/H0 ≈ edad del Universo ≈ 13.7 mil millones de años. Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes: El VLT de la ESO en Paranal. La mejor facilidad observacional para observar galaxias de altos redshifts, las cuales estamos viendo cuando eran recién nacidas, es el proyecto ALMA: 66 antenas de 12 m, en Cerro Chajnantor, Chile. Observación en λ cerca de 1mm (0.3-9.6 mm) (ideal para galaxias de alto z). Proyecto entre ESO, USA, Japón; primera antena en 2007 (APEX) En plena operación en 2012, será el radiotelescopio más poderoso de la Tierra. El proceso de medir las distancias es como una escalera: cada paso lleva a una mayor distancia, pero depende de los pasos anteriores. Cada “escala” tiene sus propios errores sistemáticos, que se propagan. Mejor manera de subirlos es la comparación de los resultados para el mismo objeto, obtenidos por métodos diferentes e independientes. Es mucho más difícil medir distancias absolutas que distancias relativas; paso crucial es determinar las distancias absolutas (en Mpc) de las galaxias dentro de unos 20 Mpc, que sirven para calibrar las técnicas de mayor alcance. Con instrumentación moderna, estamos viendo el Universo cuando era muy joven, menor que 1 billón de años (edad hoy es ~14 billones de años) estamos observando cómo las galaxias se formaron y evolucionaron, para formar las galaxias de hoy que estamos observando en el Universo “local”.

MUNDOS EN GRANOS DE ARENA

Mundos en Granos de Arena:
Estudios en el Infrarrojo de Sistemas Planetarios Extra-Solares.

Orión: La región de formación más cercana y famosa. Las estrellas se forman en nubes de gas y polvo. El trapecio.
Espectro electromagnético, atravesar el polvo con el infrarrojo para poder ver lo que con el visible no se puede ver. La luz infrarroja es capaz de penetrar a través de estas nubes.
Nebulosa del Águila: (Los pilares de la creación) En una región de la nube se produce un incremento de densidad; esta parte de la nube se contrae por su propio peso formando una proto-estrella. Lo que queda de la nube forma un disco alrededor de la estrella. Parte de la masa en este disco se agrega a la estrella, mientras otra parte es expulsada en forma de chorros.
Discos proto-planetarios en Orión. El disco es muy denso. Los granos de polvo están sometidos a muchas fuerzas y chocan entre ellos con frecuencia. Empiezan a pegarse unos con otros formando granos cada vez más grandes hasta formar planetesimales; unos pocos crecen hasta formar planetas como la tierra. Si están suficientemente lejos de la estrella los planetesimales más grandes empiezan a acumular gas del disco formando planetas como Júpiter. Con el tiempo el gas y el polvo del disco proto-planetario se disipan. Esto puede pasar por escape, fragmentación y escape o sublimación. El tiempo de disipación del polvo es de menos de 1Ma y el tiempo de disipación del gas es de aprox. 10Ma, después de este tiempo no se pueden formar planetas gigantes. Lo interesante es que hay discos de polvo alrededor de estrellas maduras de entre 0.5 MSol a 3MSol con edades de 10 Ma a 10000Ma. Las características de estos discos de polvo son: tienen un tamaño de entre 10s-100s AU; su masa en polvo es aprox. la masa de la Luna; son muy pobres en gas; su morfología es muy rica; han sido detectados por emisión térmica y luz dispersada. Se ha encontrado evidencia de la presencia de planetesimales, se diferencian en que el polvo en estos discos no es polvo primordial, es generado por objetos como los asteroides, los objetos del cinturón de Kuiper y los cometas del Sistema Solar. Son en sí cinturones de planetesimales. Se les llama discos de debris o discos de escombros. En nuestro Sistema Solar hay 2, precisamente, el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter y el cinturón de kuiper después de Neptuno. Gracias al avance tecnológico podemos atrapar las partículas de polvo en la estratosfera o en el espacio exterior y estudiarlas aquí en la Tierra. Las partículas de polvo son muy pequeñas pero muy numerosas. Colectivamente tienen una área superficial muy grande que dispersa la luz del Sol, esto crea el efecto de Luz Zodiacal aquí en la Tierra y refleja el efecto que produce la luz dispersada método utilizado para detectar discos de debris. Otro método es la distribución espectral de energía, la Longitud de Onda y el Brillo de la estrella se ven afectados al existir un disco de debris. La mayoría de los discos (unos 300) han sido detectados como excesos en la distribución espectral de energía. Estos censos los hacen telescopios como Spitzer IRAS e ISO gracias a sus instrumentos de detección infrarroja. Los discos de debris arrojan nueva información sobre las características de sistemas planetarios extra-solares y ayuda a entender el sistema Solar en un contexto más amplio. La formación de planetas terrestres se realiza mediante colisiones de planetesimales, un proceso que produce mucho polvo. Este polvo es calentado por la estrella y produce un exceso en el infrarrojo. La idea es estudiar si la historia del Sistema Solar es común en otras partes del Universo. La producción de polvo en el SS fue muy alta en el pasado, luego hubo un decrecimiento general paulatino hay algunos picos producidos por colisiones individuales de grandes asteroides y un pico producido durante el Bombardeo Pesado Tardío (cuando el sistema solar tenia aprox. 700 millones de años la eyección provocada por la migración de los planetas gigantes en especial Júpiter y Saturno desestabilizaron las orbitas de los planetas interiores y las resonancias seculares a través del cinturón de asteroides, provocaron un evento único en la historia del Sistema Solar), después de este periodo la tasa de impactos decreció exponencialmente. El estudio de procesos como el Bombardeo Pesado Tardío es importante porque brinda información sobre la posible habitabilidad en otros lugares del Universo. El estudio de la producción de polvo como función de la edad de la estrella muestra que este no es un evento común, como mucho un 12% de las estrellas tipo solar muestran la característica deseada, una disminución brusca de la presencia de polvo tras el proceso de eyección. Un posible análogo extra-solar en cuanto al Bombardeo es el sistema HD 69830, quien posee 3 planetas del tamaño de Neptuno muy cercanos a la estrella (hasta 2 UA). La composición de los planetesimales en otros sistemas no es cometaria y tienen una composición parecida a los asteroides de la parte exterior del cinturón de asteroides. El estudio de polvo frío brinda información sobre la presencia de planetesimales más allá de la línea de hielo. Los cinturones de polvo frío tipo Kuiper son los más comunes y son importantes puesto que estos podrían contener hielo de agua y proporcionar o haber aportado agua a planetas de la región habitable. Los cinturones tipo Kuiper podrían ser muy comunes alrededor de estrellas tipo solar. La formación de planetesimales es un proceso presente en todo tipo de estrellas y es más frecuente que la formación de planetas gigantes. Los planetas masivos pueden afectar la estructura del disco de debris. El estudio de la estructura del disco de debris puede servir como método de detección de planetas de un amplio rango de masas y distancias a la estrella. Los discos de debris son análogos extra-solares de nuestros cinturones de Kuiper y de asteroides.

SPTIZER, EL ÚLTIMO GRAN OBSERVATORIO ESPACIAL.

SPTIZER, EL ÚLTIMO GRAN OBSERVATORIO ESPACIAL.
Un Viaje por el Universo Infrarrojo.

Introducción:
Radiación electromagnética infrarroja. Distancias astronómicas. Los 4 grandes observatorios de la NASA (Hubble-Visible, Chandra-Rayos X, Compton-Rayos Gamma y Spitzer-Infrarrojos)
Las Innovaciones tecnológicas del Spitzer:
Cascarón de protección criogénico (CTA): Utiliza el vapor del Helio líquido para enfriar el cascarón protector, el espejo (5.5K) y los instrumentos (1.5K para MIPS a 160 micras). El Telescopio tiene una apertura, diámetro del espejo, de 85cm. Tiene 3 instrumentos: IRAC: Cámara de detectores Infrarrojos de 4 bandas: 3.6, 4.5, 6.0, y 8.0 micras. MIPS: Espectrógrafo Infrarrojo de baja y alta resolución, 5-38 micras.IRS: Fotómetro Infrarrojo de múltiples bandas: 24, 70 y 160 micras. Órbita Heliocéntrica: Sigue a la Tierra detrás de su órbita, orbita el Sol. Enfriamiento de los instrumentos: Un tanque con Helio líquido (360 litros) permitió usar los instrumentos y sus detectores a temperaturas de 1.5 grados Kelvin. IRAS fue el primer satélite astronómico infrarrojo en fotografiar la vía láctea casi en su totalidad.
Descubrimientos del SPITZER FRIO, en su fase criogénica:
El disco de polvo de Saturno, descubierto hace menos de 1 mes, los otros son de hielo. El polvo emite radiación térmica infrarroja. La radiación térmica de Exoplanetas. El flujo de una proto-estrella, jets, momento angular, eyección. Región de formación de estrellas en NGC1333 y la fuente IRAS 4b: Espectro de agua, es la primera vez que se ve agua en una proto-estrella. Polvo y gas en el remanente de la supernova Casiopea A. Eco luminoso en el remanente de la supernova Cas A. Formación de estrellas y polvo en el plano galáctico. M16: Nebulosa del Águila y las Columnas de la creación.
Proyectos de gran legado:
Galaxias cercanas, SINGS: the Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey. Estudios a varias longitudes de onda: THINGS: The HI Nearby Galaxy Survey. Colisiones de galaxias: Quinteto de Stephan. Interacción gravitacional y de polvo con choques.
Censos Cosmológicos profundos:
Galaxias Infrarrojas Ultraluminosas, ULIRGS. Radiación Cosmológica de Fondo Visual e Infrarroja (hay tanta energía de la una como de la otra)
Presente:
Hubble: Cercano Infrarrojo. Spitzer Caliente. AKARI, Misión Espacial Japonesa. Herschel, El Observatorio Espacial de la Agencia Espacial Europea (ESA), hace 4 meses, es más grande que el Spitzer. Tiene también 3 instrumentos, SPIRE, Receptor de imágenes espectrales y fotométricas, tiene una longitud de onda más larga que el del Spitzer; PACS, Espectrómetro y cámara fotodetectora; y el HiFi, Instrumento Heterodino para el infrarrojo lejano.
WISE: Explorador y Censor Infrarrojo de Campo Amplio. Será lanzado en diciembre del presente año y su misión está programada para durar 6 meses.
Futuro cercano:
El Telescopio Espacial James Webb, JWST. Está programado para el 2013, pero se ve difícil el cumplimiento de esta fecha. Tendrá 6.5 metros.

SATÉLITES ARTIFICIALES.

SATÉLITES ARTIFICIALES.

Antes del 4 de octubre de 1957. Isaac Newton (1687) Mecánica celeste. ¿Cómo colocar una luna artificial? ¿Cómo hacer que un cuerpo escape de la gravedad de la Tierra? Newton demostró que cuerpos esféricos se comportan como si toda la masa estuviera concentrada en su centro. Vel.inicial=0: La trayectoria es una línea recta. Vel.i≠0, pero va en la dirección de la línea vertical: La trayectoria es de nuevo una línea recta. Si Vel.i≠0, pero tiene una componente tangencial: La trayectoria es un óvalo. En la vida real, el cuerpo lanzado choca con la superficie terrestre. Si aumentamos la velocidad de lanzamiento: El objeto está cayendo y finalmente choca con la superficie. Sigamos aumentando la velocidad: El objeto queda perpetuamente dotado de movimiento. Hay una velocidad mínima para la cual el objeto queda en órbita: Velocidad orbital: V=8000 m = 8 km/s. Sigamos aumentando la velocidad: El objeto escapa. Hay una velocidad mínima para la cual el objeto escapa (parábola): Velocidad de escape: V=11300 m = 11.3 km/s.
¿Cómo lograr velocidades tan grandes? Acción-reacción: La velocidad del globo depende de: La velocidad de salida del aire y la cantidad de gas que hay originalmente. Principio del Cohete. Velocidad de los gases: 2-3 km/s. La masa original del cohete es varias veces la masa de la carga útil. Tres fases: fase propulsada, inyección, fase balística. Para lograr en la práctica velocidades orbitales se necesitan cohetes multi-etapas.
El 4 de octubre de 1957 quedaron en realidad tres objetos en órbita terrestre: el cohete R-7, el Sputnik y el cono protector. Han existido más de 6000 lanzamientos. (EEUU, Rusia, Japón, China, Francia, India, Israel, Australia, Reino unido) Para marzo del 2009, existían 900 satélites operacionales junto con 13000 residuos espaciales rastreados (> 10 cm) con posiblemente 100.000 trozos no rastreables (0.5-10 cm).
Las órbitas de los satélites no son elipses perfectas. Existencia de varias fuerzas: No esfericidad de la tierra. Presión de la luz-radiación. La Luna y el Sol afectan la trayectoria de un satélite. La atmósfera terrestre ejerce una fuerza de resistencia que afecta el movimiento de los satélites de baja altura. Interacción de un satélite artificial con las capas altas de la atmósfera: Caída en espiral de un satélite a baja altura. Variación de la altura de la Estación Espacial Internacional. Casi siempre los satélites de baja altura se queman y desaparecen en las capas altas de la atmósfera. Algunos objetos en su reentrada no se queman totalmente y logran llegar hasta la superficie de la Tierra.
Tipos de órbitas características de los satélites: Satélites de baja altura: Altura: entre 200-1000km. Velocidad: entre 8-7.3km/s. Periodo: entre 88-105min Usos: Espionaje, Meteorológicos, Telescopios, Estaciones espaciales, Telefonía, Búsqueda de recursos. Satélites de altura intermedia: Altura: 1000-22000km. Velocidad: 7.3-3.7km/s. Periodo: 88m-13h. Usos: Telefonía, Navegación. Satélites de órbita geoestacionaria: Altura: 35800km. Velocidad: 3.0km/s. Periodo: 24 h. Usos: Comunicaciones, Meteorológicos, Alerta temprana. Órbita lunar: Altura: 380000km. Velocidad: 1km/s. Periodo: 27.3d.
Ventajas que se sacan de colocar uno o varios objetos girando sin cesar varios centenares o miles de kilómetros sobre la superficie de la Tierra: Resuelto problema de las telecomunicaciones: Las antenas parabólicas apuntan a satélites geoestacionarios. Televisión Satelital: Direct TV. Satélites de reconocimiento: Pueden identificar objetos con tamaños hasta de 10 cm: Electro-ópticos, Térmicos (ir), Radar. Satélites meteorológicos. Satélites de navegación: GPS. Recursos naturales. Telefonía global: 66 satélites en órbita baja en 8 planos a una altura de 800 km.
Exploración del espacio: Explosiones de rayos gamma. Detección de agua en exo-planetas. El ojo humano sólo es sensible a una pequeña parte del espectro electromagnético. La atmósfera bloquea gran parte del espectro. Satélites para la exploración del espacio: Los astros “centellean”. Dificultad en alcanzar los poderes de resolución teóricos de telescopios Telescopio Espacial Hubble. Satélite de baja altura cuyas fotografías son de muy alta resolución. No es el telescopio más grande del mundo, pero tiene la ventaja de que está por encima de la atmósfera. Los satélites llevan 52 años y han cambiado nuestra forma de vida y la manera como vemos al mundo y al Universo.

EL MOVIMIENTO DE LOS ASTROS

EL MOVIMIENTO DE LOS ASTROS

El sistema solar está compuesto por una estrella central, el Sol; dos planetas ‘interiores’: Mercurio y Venus; nuestro planeta Tierra; cinco planetas ‘exteriores’: Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; asteroides, cometas y cuerpos menores. Todos los planetas exteriores y la Tierra poseen satélites naturales.

Periodo sideral: periodo de revolución alrededor del sol, medido con respecto a las estrellas. El cálculo da el periodo sideral.
Periodo sinódico: intervalo de tiempo que transcurre entre dos configuraciones sucesivas (por ejemplo, de oposición a oposición) La observación da el periodo sinódico.

Trayectoria aparente de un planeta superior. Teorías: Claudio Tolomeo (c. 140 d.C.), Almagesto (“Compendio de astronomía”). Nicolás Copérnico (1473-1543) De revolutionibus orbium coelestium (“Sobre las revoluciones de las esferas celestes”). Los datos de Copérnico, en cuanto a las distancias de los planetas al Sol, se aproximan muchísimo a los datos modernos.

Tycho Brahe (1546-1601) (isla de Hven, Dinamarca)
Johanes Kepler (1571-1630) (Alemania sur-occidental) La leyes de Kepler:
• 1ª Ley (“Astronomía Nova”, 1609): Cada planeta se mueve alrededor del Sol en una órbita que es una elipse, con el Sol en uno de los focos de la elipse.
• 2ª Ley (Ley de las áreas)(“Astronomía Nova”, 1609): La recta que une el planeta con el Sol barre (o describe) áreas iguales en intervalos de tiempo iguales.
• 3ª Ley (“Harmonices Mundi”, 1619): Los cuadrados de los períodos siderales de los planetas están en proporción directa con los cubos de los semi-ejes mayores de las órbitas.
Galileo Galilei (1564-1642)
Isaac Newton. Leyes de Newton:
•1ª Ley: En ausencia de fuerzas externas el momentum de un sistema permanece constante (momentum = masa X velocidad)
• 2ª Ley: Si una fuerza actúa sobre un cuerpo, este acelera en la dirección de la fuerza, y la razón de cambio del momentum es numéricamente igual a la fuerza.
• 3ª Ley: Las fuerzas siempre actúan por parejas; es decir, si se ejerce una fuerza sobre un cuerpo, este reacciona con una fuerza igual y de sentido contrario sobre el agente que le aplicó la fuerza.
• Ley de Gravitación de Newton: Entre dos cuerpos situados en el espacio existe una fuerza de atracción directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa.

LA VIDA DE LAS ESTRELLAS

LA VIDA DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas son bolas de gas incandescentes localizadas a distancias enormes para nuestros sentidos (parsec). Son los principales constituyentes del disco y del halo de las galaxias. Todas las estrellas que observamos en una noche despejada pertenecen a nuestra galaxia. Observamos y estudiamos las estrellas porque: son indicadores de distancia a las galaxias (SNs, Variables Cefeidas); sirven a nuestra constante búsqueda de vida en otras partes (Planetas Extrasolares); para confirmar la Teoría de Evolución Estelar (Leyes de la Física son válidas en todo el Universo).

Las estrellas siguen un ciclo vital que dura miles de millones de años. Todas las estrellas comienzan del mismo modo: como material de una nebulosa, una nube de gas y polvo. Las estrellas no nacen individualmente, sino en grupos llamados cúmulos. La formación y desarrollo inicial de una estrella se lleva a cabo así: en una nebulosa, la gravedad inicia la formación de bolas de gas en revolución, llamadas proto-estrellas. La proto-estrella se contrae y su núcleo se hace más denso. Así mismo se forma un halo exterior de gas y polvo. Cuando el núcleo alcanza una densidad critica, comienzan las reacciones nucleares. La energía liberada hace desaparecer casi todo el halo. A medida que la joven estrella continua girando con rapidez, el gas y polvo restante es aplastado formando un disco. En algunos casos, como en nuestro Sol, este disco de gas y polvo se convierte en un sistema de planetas en órbita. Finalmente, con o sin planetas, la nueva estrella brilla fijamente convirtiendo el hidrogeno en helio por fusión nuclear.

El ciclo vital de una estrella depende de su masa. Las estrellas con la misma masa del Sol, mantienen su brillo durante unos 10 mil millones de años. Las estrellas de mayor tamaño convierten el hidrogeno con mayor rapidez y tienen vida más cortas. Cuando la mayor parte del hidrogeno ha sido transformada en helio, la estrella se convierte en una gigante roja y transforma el helio en carbono, y así sucesivamente. El núcleo se calienta, haciendo que la superficie se expanda y luego colapse y termine como una estrella enana. Las estrellas de al menos ocho masas solares terminan como supernovas. La gravedad las obliga a colapsarse con increíble fuerza, produciendo ondas de choque. Si el núcleo que queda tras una supernova tiene entre 1.4 y 3.0 masas solares, forma una estrella de neutrones. Compuestas por material súper-denso, las estrellas de neutrones giran muy deprisa y emiten ondas de rayo (microondas), que parecen parpadear muy rápidamente. Por eso se les llama púlsares. Si el núcleo resultante tras la supernova excede en 3 masas solares, se colapsara hasta formar un agujero negro: algo tan denso que su gravedad absorberá incluso la luz. Por definición, los agujeros negros son invisibles, pero se cree que están rodeados de acreción de materia en revolución, debido al mismo poder de absorción del agujero negro.

EL SISTEMA DE MAGALLANES: UNA HISTORIA DE DESCUBRIMIENTOS

EL SISTEMA DE MAGALLANES: UNA HISTORIA DE DESCUBRIMIENTOS

El Sistema de Magallanes está compuesto por dos galaxias, la mayor conocida Gran Nube de Magallanes y la menor como Pequeña Nube de Magallanes. Son visibles desde el hemisferio austral. La GNM es la galaxia más brillante vista desde nuestra Vía Láctea. Es la segunda galaxia más cercana a la Tierra y es vecina de la Pequeña Nube de Magallanes. La GNM es una galaxia irregular compuesta por una barra de viejas y rojas estrellas, nubes de jóvenes estrellas y una brillante región de formación. La PNM también es una galaxia irregular, y con una estructura central en forma de barra.

Una galaxia está hecha de: materia oscura (90% de la masa del a galaxia), estrellas, y medio interestelar (ISM)(1%), formado por gas, que consiste mayoritariamente en hidrogeno, algo de helio y trazas de elementos pesados o metales. y polvo, (menos del 1% de la masa de ISM) calentador y enfriador, que sirve como catalizador de formación de moléculas.

Los candidatos a materia oscura son: de parte de los astrónomos: los MACHOs: Halos de Objetos Masivos Compactos. Esto incluye: enanas marrones, planetas y agujeros negros. Y de parte de los físicos de partículas: los WIMPs: Partículas Masivas de Débil Interacción. Y es algo realmente extraño y pequeño. Las conclusiones del proyecto MACHO fueron: Se detectaron 13 de 17 eventos en la Gran Nube de Magallanes. 9 x 10¹º MSol de MACHOs dentro de 50 kpc de MW. Los MACHOs son objetos con una masa de aproximadamente 0.5 MSol. Aproximadamente el 20 % de los halos de MW son MACHOs. Los MACHOs no pueden ser toda “la materia perdida”.

Aunque las supernovas son muy comunes en el Universo, rara vez se ven desde la Tierra. En 1987 se observo una supernova en la Gran Nube de Magallanes. Fue denominada SN 1987A Tras brillar intensamente durante algunos meses, fue desapareciendo poco a poco. Una supernova es una de las formas en que deja de existir una estrella de gran tamaño, una enorme explosión que suele ser tan brillante que supera el brillo de toda una galaxia. Las estrellas de al menos ocho masas solares terminan como supernovas. La gravedad las obliga a colapsarse con increíble fuerza, produciendo ondas de choque.

EL SOL NUESTRA ESTRELLA

EL SOL NUESTRA ESTRELLA

Al igual que otras estrellas, el Sol es una enorme bola de gas en revolución. En su núcleo tiene lugar reacciones nucleares que liberan energía. El Sol es la única estrella que está relativamente cerca para poder ser estudiada con detalle. Las características de su superficie, como las manchas solares y las protuberancias, pueden observarse desde la Tierra. Los satélites y sondas espaciales nos permiten observarlo más de cerca y obtener más información.

El Sol es una estrella G2V (blanca); su distancia a la Tierra es de 8 minutos-luz, lo que equivales a poner 12 mil Tierras entre uno y otro; su diámetro es de 109 Tierras; su masa hace el 99.8% de la masa total del Sistema Solar; su temperatura es de 15 millones °C en el núcleo, 6 mil °C en la fotosfera y 5 millones °C en la corona; su edad es de 5 mil millones de años, y le quedan otros 5 mil millones de años de vida, está en la mitad de su vida; está compuesto esencialmente por Hidrogeno(74%) y Helio(24%), el porcentaje restante es la suma de varios elementos como oxigeno, carbono y nitrógeno entre otros; se localiza a unos dos tercios del centro de la Vía Láctea en el extremo de un brazo en espiral llamado Brazo Local o Brazo de Orión. El interior del sol está conformado por: el núcleo o zona de fusión nuclear, que convierte hidrogeno en helio a razón de 600 toneladas por segundo, y que libera fotones (energía atrapada) y neutrinos (testigos que escapan); una zona radioactiva; y una zona convectiva, que posee células o celdas convectivas, donde la energía es liberada en forma de luz y calor. El exterior del Sol está compuesto por la fotosfera, que es la superficie visible del sol y donde se forman las manchas solares, regiones de gas más frías, debido a las alteraciones del campo electromagnético. La cromosfera donde se forman los flares. Y la corona donde aparecen las prominencias, que son inmensas nubes de gas brillante que emergen de la cromosfera superior. La corona solo puede ser vista, por el ojo humano, durante un eclipse total de sol.

El Sol influye en un volumen de espacio enorme a su alrededor. Los gases que fluyen de la corona se convierten en viento solar de alta velocidad. El viento solar produce un campo electromagnético alrededor del Sol. Como el Sol gira sobre sí mismo, el campo adquiere forma espiral. El volumen de espacio barrido por el viento solar se llama heliosfera. El viento solar desvía el gas interestelar y la mayoría de los rayos cósmicos; tarda unos cinco días en alcanzar la Tierra; y alrededor de esta tiene una velocidad de 500 km/s.

Existen tres tipos de telescopios solares. Los telescopios de tierra que están situados usualmente en la cima de los montes, donde sufren menos interferencias con la atmosfera terrestre, que afecta la calidad de la imagen. Los telescopios en cohetes sonda son telescopios que son colocados en cohetes que se envían al espacio, apenas atraviesan la atmosfera empiezan a recoger datos, lo cual hacen por el poco tiempo que están en el espacio y luego vuelven a caer a la Tierra. Y los telescopios espaciales, como el Hubble y el Soho, que al estar por encima de la atmosfera terrestre obtienen imágenes mucho más nítidas, ven más lejos y recogen información en longitudes de onda que de otro modo serian absorbidas por la atmosfera.

DWARF GALAXIES (GALAXIAS ENANAS)

DWARF GALAXIES (GALAXIAS ENANAS)

Galaxia es una palabra griega que quiere decir Milky Way o Vía Láctea. Originalmente la palabra describía la blanca y difusa banda de luz que atravesaba el cielo en las noches oscuras. En la mitología griega esta era un río de leche que manaba desde el pecho de la diosa Hera. Hoy, una galaxia es una enorme aglomeración de billones de estrellas, gas y polvo, que mediante la fuerza de la gravedad se mantienen unidas. En una galaxia típica como nuestra vía láctea podemos encontrar más de 10 mil millones de estrellas distribuidas en un área de más o menos 100 mil años-luz de diámetro. Esto significa que la luz emitida por una estrella localizada en un lado de la Vía Láctea necesita 100 mil años para llegar al otro lado de nuestra galaxia. Las galaxias están reunidas en cúmulos y super-cúmulos cuyo tamaño oscila entre unas cuantas hasta varios miles de galaxias. Los cúmulos también forman grupos llamados super-cúmulos los cuales son las mayores estructuras del universo. Nuestro propio cúmulo, en donde nos encontramos, donde se encuentra ubicada la Vía Láctea, mide unos cinco millones de años-luz de un extremo a otro y contiene alrededor de 30 galaxias entre ellas nuestra vecina más cercana, Andrómeda.

Hay cuatro tipos básicos de galaxias, elíptica, espiral, espiral barrada e irregular. Las galaxias elípticas comprenden las esféricas y las ovaladas; contienen principalmente estrellas antiguas y son el tipo más frecuente. Las espirales tienen forma de disco; la mayor parte de su materia está dispersa sobre sus brazos espirales que es donde se forman las nuevas estrellas; las estrellas más antiguas están en le núcleo. Las espirales barradas son como las espirales pero su núcleo es alargado como formando una barra; los brazos espirales se extienden desde los extremos de la barra. Y las irregulares, algunas tiene trazas de estructura espiral, mientras que otras no encajan con ningún tipo; son las menos frecuentes. Y están las galaxias enanas que se pueden encontrar en distintas formas como: ultra-compactas, azules compactas, esferoidales, irregulares y elípticas.

Las galaxias enanas son el tipo más abundante en el universo. Fueron las primeras en formarse y luego como si fueran ladrillos se agruparon y formaron las galaxias más grandes. Las estrellas y gas de las galaxias enanas tienen bajas concentraciones de elementos pesados lo que ayuda en el estudio del universo temprano. Además, aun la más pequeña de las galaxias enanas parece contener una fracción mayor de materia oscura que cualquier otro tipo de galaxia, esto brinda importantes pruebas acerca del paradigma de la materia oscura.

Entonces, las galaxias enanas son las primeras galaxias que existieron; así que contienen información de las primeras fases de formación de estructuras e incremento de elementos en el universo. En cercanía de galaxias gigantes, las galaxias enanas cambian su apariencia, de galaxias irregulares ricas en gas a galaxias esferoidales pobres en gas. En las interacciones entre galaxias, las galaxias enanas pueden ser destruidas, como así mismo, pueden formarse nuevas. Las galaxias enanas prueban el paradigma de la materia oscura.

EL BRILLO DE LOS ASTROS

EL BRILLO DE LOS ASTROS

Todo comenzó con Hiparco de Nicea quien, entre otras cosas, recopiló en un catálogo alrededor de mil estrellas apreciables a simple vista y las agrupó en seis categorías, a las que denominó magnitudes.

La magnitud es la medida del brillo de un astro. El brillo de un astro en el cielo depende de su luminosidad, o mejor, de la cantidad de energía luminosa producida, y de su distancia a la Tierra. Existen dos escalas para clasifica el brillo de un astro. La magnitud aparente o visual de un objeto expresa cuanto parece brillar un astro visto desde la tierra y depende del instrumento usado para medirla, como el ojo o el bolómetro. La escala de magnitudes se establece con base en un cociente de brillos, de tal manera, los brillos siguen una progresión geométrica cuando las magnitudes siguen una progresión aritmética. Mientras las magnitudes se adicionan (progresión aritmética), las distancias se multiplican por un factor que es la raíz cuadrada del factor de multiplicación dado por la razón de brillos (progresión geométrica).

La magnitud absoluta o brillo intrínseco compara los astros a una misma distancia. El cálculo de la magnitud absoluta de una estrella significa que se conoce su distancia. Para astros muy cercanos, es decir menos de varios cientos de años-luz, se usa el método de paralaje, en el cual se observa un astro desde dos lugares opuestos de la órbita de la Tierra y el cambio de posición aparente de dicho astro da el paralaje, entre mayor sea este, más cercano estará el astro.

Sabiendo esto, vemos que existe una gran diferencia entre lo que a nuestros ojos parece la estrella más brillante del cielo, la de mayor magnitud aparente y la estrella más brillante, que realmente es la de mayor magnitud absoluta. Como nos pasa con Sirius y Rigel, la primera tiene mayor magnitud aparente, la vemos más brillante, pero Rigel es realmente la que tiene mayor magnitud absoluta.

COORDENADAS Y TIEMPO EN ASTRONOMÍA

COORDENADAS Y TIEMPO EN ASTRONOMÍA

En Astronomía, para podernos ubicar y localizar puntos específicos en la bóveda celeste, como una estrella o una constelación, tenemos que conocer ciertos términos y manejar ciertos conocimientos acerca de los movimientos estelares, de los movimientos que efectúa la propia Tierra y los planetas, entre otros; debemos saber algo acerca de las coordenadas celestes; de los fenómenos visuales que podemos observar a lo largo del año y dependiendo la posición en la que nos encontremos; entre otros conocimientos básicos.

Que es una esfera celeste y que tipos hay, que es el circulo máximo y en que afecta la observación el hemisferio en el que te encuentres; eso es lo primero que debemos saber; luego pasamos a reconocer las coordenadas astronómicas, que nos ayudan a describir la posición de los astros en dicha esfera, las coordenadas más usuales son: las horizontales, las ecuatoriales horarias, las ecuatoriales geocéntricas, las elípticas y las galácticas; cada una basada en un tipo de esfera celeste, en un circulo fundamental, unos polos, hemisferios y semicírculos máximos determinados.

Las coordinadas horizontales son: Azimut y Altura. Las ecuatoriales horarias son: Angulo Horario y Declinación. Las ecuatoriales geocéntricas son: Ascensión Recta y Declinación. Las coordenadas eclípticas son: Longitud Celeste o Eclíptica y Latitud Celeste o Eclíptica. Las galácticas son: Longitud Galáctica y Latitud Galáctica. Cada una posee sus propios signos representativos, sus formulas y sus métodos, los cuales nos ayudan en la ubicación de los astros en la bóveda celeste.

Debemos conocer las unidades básicas de tiempo en las cuales se basan las teorías y conocimientos en astronomía, y así contar con el tiempo cuando nos prestemos a realizar una observación, estos son: Día Solar, Día Sidéreo, Año Trópico, Año Sidéreo, Segundo SI, Tiempo Universal y Tiempo Oficial. De nuevo cada uno con sus definiciones y formulas correspondientes.

Con estos conocimientos, sabiendo como ubicarnos temporal y espacialmente, nuestras observaciones astronómicas tendrán mayor éxito. Podremos guiarnos mejor y realizar identificaciones con mayor precisión y exactitud. La bóveda celeste ya no será un lugar tan desconocido para nosotros, si sabemos dónde estamos ubicados y como encontrar direcciones.

GALILEO 1609-2009

GALILEO 1609-2009

El año 1609 es un año supremamente importante para la humanidad, la ciencia y en especial para la Astronomía. En dicho año se llevaron a cabo tres grandes eventos que cambiarían la forma en que se veían las cosas, el mundo y el universo, y estos tres eventos tuvieron que ver con un solo hombre, Galileo Galilei.

El primero de estos acontecimientos fue la observación del cielo por primera vez a través de un telescopio. La imagen del universo que se tenía hasta ese momento era el Universo Aristotélico pre-copernicano, en el cual la tierra era el centro del universo, los lugares naturales eran los cuatro elementos, existía un mundo sub-lunar y uno supra-lunar; en orden (del centro hacia afuera) la tierra, algunos planetas, el sol, otros planetas y las estrellas fijas. En el centro estaba el cambio, lo imperfecto, (la Tierra), y en el exterior lo fijo, lo perfecto (las constelaciones). En 1609, el anteojo de larga vista se convierte en telescopio y todo cambia. Los telescopios fabricados, mas no inventados, por Galileo, que hoy se hallan en el museo de historia nacional de Florencia, cambiaron la forma en que se percibía el Universo hasta ese momento. En Nápoles, unos años mas tarde, en 1639, se fabricó otro telescopio un poco más potente que el de Galileo, mas lo que se podía apreciar con este no era muy diferente de lo observado con el de Galileo.

Ahora bien, la cuestión de quién inventó el telescopio es algo más complicado, pues se le atribuye a diferentes personajes: Hans Lippershey, quien el 2 de Octubre le presentó un telescopio al príncipe Mauricio; Johannes Sachariansen, quien nació el 11 de Septiembre de 1611(así que descartado); Sacharias Hansen (Zacharias Janssen), quien intentó patentarlo el 10 de Octubre de 1608; y Hans Martens, quien murió en 1592 (descartado)(aunque hay investigaciones que hablan de un telescopio italiano en 1590). Entonces se habla de dos posibles orígenes, el telescopio Holandés y el Italiano. En lo que respecta a Galileo, este se encontraba visitando a Sarpi en Venecia el 27 de Julio de 1609 y el 1 de agosto escucha acerca del visitante Holandés y del instrumento de dos lentes, el 3 de Agosto viaja a Padua y el 4 ya está haciendo experimentos de ensayo y error tratando de fabricar dicho instrumento, ese mismo día escribe una carta a Sarpi, este entre el 5 y el 20 de Agosto y siguiendo el consejo de Galileo recomienda rechazar el telescopio del holandés, pues Galileo promete mejorarlo, y lo hace, aumenta la potencia de 3 a 8, (algunos dicen hasta 10); el 21 de Agosto se exhibe el telescopio de Galileo a los ancianos en la Campanile de San Marcos. En 1610, el 1 de enero se llevan a cabo las primeras observaciones de la luna, el 3 se logran los 30 aumentos, el 2 de marzo Galileo realiza la última observación y el 12 presenta la edición del “Sidereus Nuncius” a Cosme de Médicis.

El libro es impactante, la luna tiene zonas de luz y sombra, quiere decir que tiene montañas y valles, se ve como una piedra en el cielo, cuando se suponía, según el universo aristotélico, que está estaba hecha de éter. La constelación de las Pléyades resulta estar conformada por muchísimas más estrellas de las que se ven a simple vista y Júpiter tiene 4 estrellas cerca, que en realidad son sus 4 lunas principales, que giran a su alrededor. Los descubrimientos expuestos en este libro cambiaron bastante las cosas, ahora la pregunta era, si realmente la tierra era el centro del Universo, si Júpiter tiene lunas, eso como se ajusta en el universo preconcebido de la época. Galileo se convierte al copernisismo y le hace un homenaje a Médicis y sus 4 hijos haciendo una alegoría con respecto a Júpiter y sus 4 lunas. Galileo presenta su idea de Universo en 1632.

El segundo gran evento es la sistematización de la mecánica galileana y la caída de los cuerpos. Tras una serie de experimentos llevados a cabo entre 1604 y 1609, en los cuales se utilizaron huevos de gallina y huevos de mármol en tres diferentes medios, agua, aire y vacio; Galileo llegó a formular la ley del vacío, después de observar las diferencias de velocidades debido a que el medio afectaba la resistencia y la aceleración de los objetos en caída libre. Se estableció el criterio estético de la simplicidad y se formulo el aumento constante de velocidad en el tiempo. Galileo, al ser hijo de un músico, hizo uso de la música para obtener resultados en sus experimentos; utilizo el pentagrama, cuyas líneas de tiempo son una representación del movimiento del sonido, al subir y bajar. Se formuló la geometrización del movimiento con aumento uniforme de velocidad; la ley de la conservación de la energía, (experimentos de precisión con péndulos, relojes de agua y de música)

Y por último, el tercer evento fue la publicación del libro de Kepler, “Astronomía Nova” en el cual presenta las dos primeras de sus tres famosas leyes. La 1era, plantea que los planetas se mueven en órbitas elípticas, y no en círculos perfectos como se creía hasta ese momento; y la segunda, la ley de las áreas iguales x tiempos iguales. Estas leyes revolucionaron totalmente la astronomía, sobre todo la cuestión de las elipses; ni siquiera Galileo 23 años después aceptaba estas, en sus Diálogos, Galileo presenta un universo con círculos perfectos. Este paso de círculos perfectos a elipses era algo que se venía dando hacia ya un buen rato; lo notamos principalmente en el arte, hay cientos de representaciones en las que podemos observar como en un principio se optaba siempre por lo perfecto, la simetría, la proporción, la armonía; esto fue en la época del renacimiento; después llega el manierismo y se destruyen todos los principios de la proporción, no hay realidad, no hay equilibrio, se opta por las elipses dejando a un lado los círculos perfectos, (Galileo se desesperaba, se notaba la diferencia: el universo “circular-renacentista” de Galileo y el universo “elíptico-manierista” de Kepler).

Leyes de la vida... Eres afortunado.

Leyes de la vida...
Eres afortunado.

Hay cosas que uno quiere,
Pero no puede tener;
Hay cosas que uno no quiere,
Pero las tiene.
Siéntete satisfecho
de lo que tienes
No crees que eres afortunado
al menos tienes algo.

Leyes de la vida... (aprecia lo que tienes)

Leyes de la vida...
(Aprecia lo que tienes)

Eres inteligente y feliz
eres alegre y bonita
eres todo lo que una joven
quisiera ser
Pero a ti no te basta.
Aprecia lo que tienes.

Siempre...

Siempre...

Siempre me has dicho
que me amas
Siempre me has dicho
que soy hermosa
Siempre me has dicho
que me quieres
Siempre me has dicho
que soy muy bonita
Pero nunca me demuestras
si me amas
Nunca me demuestras
si me quieres
Nunca salimos
empiezo a creer que
tienes otra.

Tú eres el...

Tú eres el...

Tú eres el ángel
de mis sueños
la luz blanca
que alumbra mi camino
Tú eres la belleza de la vida
sin ti yo no puedo vivir.

TU...

TU...

Tus labios son suaves y rojos
como el pétalo de una rosa;
Tus ojos son tranquilos y verde azulados como el mar;
Tu piel es suave y dorada
como un rayo de sol;
Tu voz es tierna y alegre
como la música;
Tus manos son delicadas y armoniosas como las alas
de una mariposa;
Tú eres la perfección de la vida
te quiero amor mío.

DILEMA.

DILEMA.

¿Tu me quieres?
¿Sí? O ¿No?
Sea cual sea la respuesta
yo siempre te querré hasta
el ultimo segundo de mi vida.

No puedo...

No puedo...

No puedo pensar
Si no estas con migo
quisiera hacer como
si estuvieras junto a mí
pero cada vez que
recuerdo el accidente
lamento nunca haberte
dicho cuanto te amaba.

A veces...

A veces...

A veces creo
que no me entiendes
A veces creo
que no me comprendes
A veces creo
que no me quieres ver
A veces creo
que tienes otra
A veces creo
que me engañas
Y a veces llego a pensar
que no me amas
Pero siempre que estoy triste
llegas con esa sonrisa arrolladora
y me convences de que estoy equivocada.

Leyes de la vida... Amar...

Leyes de la vida... Amar...

Amar es disfrutar,
disfrutar de la hermosa vida
que tenemos;
Amar es querernos los unos
a los otros;
Es jugar con nuestros amigos;
Compartir nuestros sueños y tesoros
con las personas que nos rodean;
Amar es divertirse sanamente.

DESPEDIDA

DESPEDIDA

Con la mano te digo adiós
con los ojos hasta luego
con la boca no te vayas
y con el corazón te quiero.
Amor, adiós, hasta luego,
no te vayas, te quiero,
con decirte solo esto utilizo
las manos, los ojos, la boca
y mi gran corazón que
guarda un inmenso amor por ti.

Cuando me...

Cuando me...

Cuando me llamaste
y me preguntaste
si podía ir contigo a cine
yo no podía hablar
estaba tan emocionada
que casi me desmayo
solo pude pronunciar ¡sí!.
Cuando llegue
a donde quedamos
de encontrarnos,
no estabas,
me quede esperándote
se me cayo el alma a los pies
me has dejado plantada
otra vez.