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).