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.