Ciclo de la puntualidad y la cultura

Ciclo de la puntualidad y la cultura

NDICE

I. Introduccin

II. ResumenIII. El Universo

a) Origen del Universo

i. Principales posiciones filosficas sobre nuestros orgenesii. Origen y evolucin del universoiii. El origen y evolucin de la Tierraiv. Origen y evolucin de la vidav. Teoras sobre el fin del Universo

b) Escala del Universoc) Agujeros Negrosd) Cometase) Meteorosf) Quasaresg) Asteroides

IV. Galaxias

a) Las galaxiasb) Va Lcteac) Clasificaciones de galaxiasd) Estrellase) Supernovas

V. El Sistema solar

a) El solb) Los planetasc) La luna

VI. Bibliografa

RESUMENLos problemas de la cosmogona, o sea aquellos que se relacionan con las teoras sobre el origen del mundo, han inquietado ya la mente humana desde principios de su historia. Entre los antiguos, este origen estuvo asociado de un modo necesario con un acto creado de algn dios que separ la luz de la oscuridad, levant y fijo el cielo sobre la superficie de la Tierra.Conforme los siglos transcurran y los hombres acumulaban conocimientos sobre los distintos fenmenos que se producan en el mundo que formaban su medio ambiente, las teoras cosmognicas fueron adquiriendo una forma ms cientfica, y as como los que hicieron los primeros ensayos para comprender el origen del mundo como exclusivamente a causas naturales. Las ideas de aquellos tiempos que sufrieron un proceso de evolucin mltiple, se limitaban, en esencia, a investigar el origen de nuestro sistema solar y culminaron con una teora razonablemente compleja y consistente de la formacin planetaria.El progreso que las observaciones astronmicas hicieron mientras tanto, abrieron horizontes enteramente nuevos para el conocimiento del universo, y el viejo misterio del nacimiento de los planetas qued empequeecido como un incidente de menor importancia. El principal problema de la cosmogona de hoy consiste en explicar el origen de la evolucin de las gigantescas familias estelares, conocidas con el nombre de galaxias, que se esparcen a travs de las enormes inmensidades del cosmos hasta ms all donde pueda alcanzar la vista auxiliada con los ms potentes telescopios. El astrnomo americano Edwin Hubble fue quien descubri que estas galaxias que pueblan los espacios universales estn separndose unas de otras(a esta rpida dispersin fue lo que se llam la expansin universal), hallando en este hecho el factor clave para comprender la evolucin en gran escala de los fenmenos csmicos. Esto llevaba implcito el que haya tenido que existir un tiempo en el cual toda la materia del universo deba ser como una masa continua de gas caliente comprimida uniformemente. As mismo fue el cientfico Georges douard Lemaitre el que primero formul una ambiciosa teora que se apoyaba en la estrecha correlacin observaba entre los fenmenos de expansin y ciertas consecuencias informticas de la teora general de la relatividad de Einstein, para explicar las estructuras tan complicadas del universo y que hoy sabemos que fueron el resultado de la diferenciacin en varias etapas sucesivas de aquel material primario, originalmente homogneo, que despus se expansion. nicamente podremos alcanzar un sistema completo de cosmogona que pueda satisfacer los objetivos principales de la ciencia, reduciendo al ms pequeo nmero posible la complejidad de los fenmenos naturales de la hiptesis. Y aunque el cumplimiento de tal programa parezca hoy muy lejano, se han efectuado, no obstante considerables progresos en alguna de sus partes y pudiera ser que la realizacin del conjunto se vislumbrase como prximo.

I. QU ES UN AGUJERO NEGRO?Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiacin electromagntica puede escapar de su proximidad. Un campo de estas caractersticas puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequea -como la del Sol o menor- que est condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una coleccin de millones de estrellas en el centro de una galaxia.Es un agujero porque las cosas pueden caer, pero no salir de l, y es negro porque ni siquiera la luz puede escapar. Otra forma de decirlo es que un agujero negro es un objeto para el que la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, conocido como el ltimo lmite de velocidad en el universo.Todo agujero negro est rodeado por una frontera llamada horizonte de eventos, de la cual no se puede escapar. Cualquier evento que ocurra en su interior queda oculto para siempre para alguien que lo observe desde afuera. El astrnomo Karl Schwarszchild demostr que el radio del horizonte de eventos, en kilmetros, es tres veces la masa expresada en masas solares; esto es lo que se conoce como el radio de Schwarzschild. Este radio es un filtro unidireccional, pues cualquier cosa puede entrar, pero no salir. La masa de un cuerpo y su radio de Schwarzschild son directamente proporcionales.Adems segn la relatividad general, la gravitacin modifica el espacio - tiempo en las proximidades del agujero.Un agujero negro es un objeto que tiene tres propiedades: masa, espn y carga elctrica. La forma de la material en un agujero negro no se conoce, en parte porque est oculta para el universo externo, y en parte porque, en teora, la material continuara colapsndose hasta tener radio cero, punto conocido como singularidad, de densidad infinita, con lo cual no se tiene experiencia en la Tierra.En teora, los agujeros negros vienen en tres tamaos: mini agujeros negros, agujeros negros medianos y agujeros negros supermasivos.En 1971, Stephen Hawkings teoriz que en la densa turbulencia creada por los fenmenos conocidos como Big Bang, se formaron presiones externas las cuales ayudaron en la formacin de los mini agujeros negros. stos seran tan masivos como una montaa, pero tan pequeos como un protn; radiaran energa espontneamente, y despus de miles de millones de aos finalizaran con una violenta explosin.Por otro lado, hay buena evidencia de que los agujeros negros medianos se forman como despojos de estrellas masivas que colapsan al final de sus vidas; y de que existen agujeros negros supermasivos en los ncleos de muchas galaxias, incluyendo, de la nuestra, el cual se ha establecido que tiene una masa de 2.5 millones de veces la del Sol. Estos agujeros negros supermasivos tienen un horizonte de eventos ms o menos igual al tamao del Sistema Solar.Contradiciendo al mito popular, un agujero negro no es un depredador csmico, ni de carroas, ni de exquisiteces espaciales. Si el Sol se pudiera convertir en un agujero negro de la misma masa, la nica cosa que sucedera sera un cambio de la temperatura de la Tierra. La frontera de un agujero negro no es una superficie de material real, sino una simple frontera matemtica de la que no escapa nada, ni la luz que atraviese sus lmites, se llama el horizonte de eventos; cualquier fenmeno que ocurra pasada esa frontera jams podr verse fuera de ella. El horizonte de suceso es unidireccional: se puede entrar, pero jams salir. FORMACIN DE UN AGUJERO NEGROPara entender la formacin de un agujero negro, es importante entender el ciclo de formacin de una estrella. Una estrella se forma al concentrarse una gran cantidad de gas, principalmente hidrgeno, las cuales, por gravedad empiezan a colapsarse entre s. Los tomos comienzan a chocar unos con otros, lo cual hace que el gas se caliente, tanto que luego de un tiempo las partculas de hidrgeno forman partculas de helio por fusin nuclear. Este calor hace que la estrella brille y que la presin del gas sea suficiente para equilibrar la gravedad y el gas deja de contraerse. Las estrellas permanecern estables de esta forma por un largo periodo de tiempo, y mientras ms combustible tenga la estrella, ms rpido se consume, debido a que tiene que producir ms calor.Subrahmanyan Chandrasekhar, calcul lo grande que podra llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, antes de que se acabe su combustible. Descubri una masa (aproximadamente 1.5 veces la masa del Sol) en la que una estrella fra no podra soportar su gravedad. Esto es lo que se conoce como el lmite de Chandrasekhar. Si una estrella posee una masa menor a la del lmite de Chandrasekhar, puede estabilizarse y convertirse en una enana blanca, con un radio de pocos kilmetros y una densidad de toneladas por cm3. Las estrellas de neutrones tambin estn dentro del lmite de Chandrasekhar, siendo para estas 3 masas solares, y se mantienen por la repulsin de electrones. Su densidad es de millones de toneladas por cm3, aqu se incluyen los plsares, los cuales son estrellas de neutrones en rotacin. En 1939, Robert Openheimer describi lo que le sucedera a una estrella si estuviera por fuera del lmite de Chandrasekhar. El campo gravitatorio de la estrella cambia los rayos de luz en el espacio - tiempo, ya que los rayos de luz se inclinan ligeramente hacia dentro de la superficie de la estrella. Cada vez se hace ms difcil que la luz escape, y la luz se muestra ms dbil y roja para un observador. Cuando la estrella alcanza un radio crtico, el campo gravitatorio crece con una intensidad que la luz ya no puede escapar. Esta regin es llamada hoy un agujero negro. Si entendemos lo que significa la gravedad como 4 dimensin y entendemos la curvatura del universo, un agujero negro sera un lugar en el cual la curvatura sera infinita. Dentro del horizonte de eventos, el espacio est tan curvo que nada se puede escapar.STEPHEN HAWKING Y LOS CONOS LUMINOSOS

El cientfico britnico Stephen W. Hawking ha dedicado buena parte de su trabajo al estudio de los agujeros negros.

En su libroHistoria del Tiempoexplica cmo, en una estrella que se est colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella.

Al hacerse pequea, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez ms, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro.

Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compaera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. As, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana

Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiacin, parece que pueden hacerlo algunas partculas atmicas y subatmicas.

Alguien que observase la formacin de un agujero negro desde el exterior, vera una estrella cada vez ms pequea y roja hasta que, finalmente, desaparecera. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguira intacta.

Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes fsicas y la capacidad de prediccin fallan. En consecuencia, ningn observador externo puede ver qu pasa dentro.

Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidades se situarn siempre en el pasado del observador (como el Big Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hiptesis se conoce con el nombre de "censura csmica".

II. CUSARESLos Cusares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energa, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los cusares son centenares de miles de millones de veces ms brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa radiacin cuando capturan estrellas o gas interestelar.

La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagntico y no todos los cuerpos csmicos emiten la mayor parte de su radiacin en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radio astrnomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondan a objeto visibles.

La palabraCusares un acrnimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).Identificacin de cusaresSe identificaron en la dcada de 1950. Ms tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo ms grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan.

El primer Cusar estudiado, 3C 273 est a 1.500 millones de aos luz de la Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cusares. Algunos se alejan de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.

Se han descubierto cusares a 12.000 millones de aos luz de la Tierra. sta es, aproximadamente, la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energa que llega en algunos casos es muy grande. Como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces ms brillante que toda la Va Lctea.Lo ms espectacular de los cusares no es su lejana, sino que puedan ser visibles. Un cusar deber ser tan brillante como 1.000 galaxias juntas para que pueda aparecer como una dbil estrella, si se encuentra a varios miles de millones de aos luz. Pero an ms sorprendente es el hecho de que esa enorme energa proviene de una regin cuyo tamao no excede un ao luz (menos de una cienmilsima parte del tamao de una galaxia normal). El brillo de los cusares oscila con periodos de unos meses, por tanto, su tamao debe ser menor que la distancia que recorre la luz en ese tiempo.

Al principio, los astrnomos no vean ninguna relacin entre los cusares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos csmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos ncleos presentan semejanzas con los cusares. Hoy en da, se piensa que los cusares son los ncleos de galaxias muy jvenes, y que la actividad en el ncleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.

III. PLSARESLa palabraPlsares un acrnimo de "pulsating radio source", fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisin para detectar cambios de ritmo, y slo en algunos casos.

Los Plsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.

Los estudios indican que un plsar es una estrella de neutrones pequea que gira a gran velocidad. El ms conocido est en la nebulosa de Cangrejo. Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolgrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energa.

El campo magntico, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que, aqu, recibimos como ondas de radio a travs de radiotelescopios.

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronoma en Cambridge. Se conocen ms de 300, pero slo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos tambin emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, tambin emite pulsos de rayos-X.

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelacin de un ao, con una precisin mejor que un milisegundo.

Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas. La rpida rotacin, por tanto, las hace poderosos generadores elctricos, capaces de acelerar las partculas cargadas hasta energas de mil millones de millones de Voltios.

Estas partculas cargadas son responsables del haz de radiacin en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma. Su energa proviene de la rotacin de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminucin de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del perodo de los pulsos.

Dnde estn los plsares?

Los pulsares se han encontrado principalmente en la Va Lctea. Un escrutinio completo es imposible, ya que los pulsares dbiles solo pueden ser detectados si estn cercanos.

Los sondeos de radio ya han cubierto casi todo el cielo. Sus distancias pueden medirse a partir de un retardo en los tiempos de llegada de los pulsos observados en las radio frecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los electrones en el gas interestelar, y de la distancia recorrida.

Extrapolando a partir de esta pequea muestra de pulsares detectables, se estima que hay al menos 200.000 pulsares en toda nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos haces de faro no barren en nuestra direccin, la poblacin total debera alcanzar un milln.

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de aos; despus de este tiempo ha perdido tanta energa rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la poblacin total (1.000.000), y el tiempo de vida (4.000.000 de aos), podemos deducir que un nuevo pulsar debe nacer cada cuatro aos, asumiendo que la poblacin permanece estable.

Recientemente se han encontrado pulsares en cmulos globulares. Se piensa que han sido formados all por la acrecin de materia en estrellas enanas blancas en sistemas binarios.

Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas, podramos predecir que debera haber una supernova en nuestra Galaxia cada cuatro aos, pero esto no est todava claro.

IV. Novas y supernovasNovas y supernovas son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.

Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma sbita y despus palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova tambin, pero la explosin destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho ms raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.

Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirn para formar nuevas estrellas.

Novas, estrellas nuevas?

Antiguamente, a una estrella que apareca de golpe donde no haba nada, se le llamaba nova, o estrella nueva. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existan mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.

Quiz aparezcan 10 o 12 novas por ao en la Va Lctea, pero algunas estn demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar.

A las novas se las observa con ms facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestin de das o de horas. Despus entra en un periodo de transicin, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ah palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.

Las novas son estrellas en un periodo tardo de evolucin. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequea fraccin de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, despus se normaliza.

La estrella que queda es una enana blanca, el miembro ms pequeo de un sistema binario, sujeto a una continua disminucin de materia en favor de la estrella ms grande. Este fenmeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares.Supernovas

La explosin de una supernova es ms destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho ms rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increble aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.

Hasta 1987 slo se haban identificado tres a lo largo de la historia. La ms conocida es la que surgi en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.

Las supernovas, al igual que las novas, se ven con ms frecuencia en otras galaxias. As pues, la supernova ms reciente, que apareci en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgi en una galaxia satlite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos inslitos, es objeto de un intenso estudio astronmico.

Las estrellas muy grandes explotan en las ltimas etapas de su rpida evolucin, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presin creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II.

Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compaero.

De la explosin de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un plsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad.

V. ESTRELLAS DEL UNIVERSOLas estrellas son masas de gases, principalmente hidrgeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeos, y slo de noche, porque estn a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posicin relativa en los cielos ao tras ao. En realidad, las estrellas estn en rpido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posicin se perciben slo a travs de los siglos.

El nmero de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver ms de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosfrica, sobre todo cerca del horizonte, y la plida luz del cielo.

Los astrnomos han calculado que el nmero de estrellas de la Va Lctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.

Como nuestro Sol, una estrella tpica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmsfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona ms difusa y una corriente de partculas denominada viento estelar. Las reas ms fras de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas prximas mediante interfermetro.

La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de conveccin y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el ncleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.

Las estrellas se componen sobre todo de hidrgeno y helio, con cantidad variable de elementos ms pesados.

La estrella ms cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro

Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que estn ms cerca del Sistema Solar en la Va Lctea. La ms cercana es Prxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que est a unos 40 billones de kilmetros de la Tierra.

Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 aos luz de La Tierra, que slo es visible desde el hemisferio sur. La ms cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.

Alpha Centauri, tambin llamada Rigil Kentaurus, est en la constelacin de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una nica estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella ms brillante del cielo sur.

Cuando se observa a travs de un telescopio se advierte que las dos estrellas ms brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 aos.

La estrella ms dbil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compaeras durante un periodo aproximado de un milln de aos. Alpha Centauri C tambin recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella ms cercana al Sistema Solar.

VI. COMETASLoscometasson cuerpos celestes constituidos porhieloyrocasque orbitan alrededor delSolsiguiendo diferentes trayectorias elpticas, parablicas o hiperblicas. Los cometas, junto con losasteroides,planetasysatlites, forman parte delSistema Solar. La mayora de estos cuerpos celestes describen rbitas elpticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento alSolcon un perodo considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos slidos compuestos de materiales que sesublimanen las cercanas del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10UA) desarrollan una atmsfera que envuelve al ncleo, llamadacomaocabellera. Esta coma est formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera lacolacaracterstica. La cola est formada por polvo y el gas de la coma ionizado.Fue despus del invento deltelescopiocuando los astrnomos comenzaron a estudiar a los cometas con ms detalle, advirtiendo entonces que la mayora de estos tienen apariciones peridicas.Edmund Halleyfue el primero en darse cuenta de esto y pronostic en 1705 la aparicin del cometaHalleyen1758, para el cual calcul que tena un periodo de 76aos. Sin embargo, muri antes de comprobar su prediccin. Debido a su pequeo tamao y rbita muy alargada, solo es posible ver los cometas cuando estn cerca del Sol y por un periodo corto de tiempo.Los cometas son generalmente descubiertos visual o fotogrficamente usando telescopios de campo ancho u otros medios de magnificacin ptica, tales como los binoculares. Sin embargo, aun sin acceso a un equipo ptico, es posible descubrir un cometa rasante solar en lnea si se dispone de una computadora y conexin a Internet. En los aos recientes, el Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) le ha permitido a muchos astrnomos aficionados de todo el mundo descubrir nuevos cometas en lnea (frecuentemente en tiempo real) usando las ltimas imgenes delTelescopio Espacial SOHO.

OrigenLos cometas provienen principalmente de dos lugares, laNube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000UAdel Sol, y elCinturn de Kuiper, localizado ms all de la rbita deNeptuno.Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el nombre del astrnomoJan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se hacer can al Sol siguen rbitaselpticastan alargadas que slo regresan al cabo de miles de aos. Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las rbitas de los cometas de la Nube de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros acortan sus rbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley,Gerard Kuiperpropuso la existencia de un cinturn de cometas situados ms all de Neptuno, el Cinturn de Kuiper.Las rbitas de los cometas estn cambiando constantemente: sus orgenes estn en el sistema solar exterior, y tienen la propensin a ser altamente afectados (o perturbados) por acercamientos relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a rbitas muy cercanas al Sol (a ras del csped solar) que los destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son enviados fuera del sistema solar para siempre.Se cree que la mayora de los cometas se originan en la Nube de Oort, a enormes distancias del Sol, y que consisten de restos de la condensacin de la nbula solar; los extremos exteriores de esa nbula estn lo suficientemente fros para que el agua exista en estado slido (ms que gaseoso). Los asteroides se originan por la va de un proceso distinto, empero, los cometas muy viejos han perdido todos sus materiales voltiles y pueden devenir en algo muy parecido a los asteroides.Si su rbita es elptica y de perodo largo o muy largo, proviene de la hipottica Nube de Oort, pero si su rbita es de perodo corto o medio-corto, proviene del cinturn de Edgeworth-Kuiper, a pesar de que hay excepciones como la del Halley, con un perodo de 76 aos (corto) que proviene de la Nube de Oort.Conforme los cometas van sublimando, acercndose al Sol y cumpliendo rbitas, van sublimando su material, y van perdindolo por consecuencia, disminuyendo de magnitud. Tras un cierto nmero de rbitas, el cometa se habr "apagado", y en el final de su combustible, se convertir en un asteroide normal y corriente, ya que no podr volver a recuperar masa. Ejemplos de cometas sin combustible son: 7968-Elst-Pizarro y 3553-Don Quixote.Los cometas estn compuestos deagua,hielo seco,amonaco,metano,hierro,magnesio,sodioysilicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener dimetros de algunas decenas de kilmetros. Algunas investigaciones apuntan que los materiales que componen los cometas son materia orgnica que son determinantes para la vida, y que esto dio lugar para que en la temprana formacin de los planetas estos impactaran contra la tierra y dieran origen a los seres vivos.Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el ncleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca ms al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantstico.Al acercarse al Sol, el ncleo se calienta y elhielosublima, pasando directamente alestado gaseoso. Los gases del cometa se proyectan hacia atrs, lo que motiva la formacin de la cola apunta en direccin opuesta al Sol y extendindose millones de kilmetros.Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las ms comunes son la de polvo y la de gas. La cola de gas se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol, mientras que la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital, alinendose entre la cola principal y la trayectoria del cometa. El choque de los fotones que recibe el cometa como una lluvia, aparte de calor, aportan luz, siendo visible al ejercer el cometa de pantalla; reflejando as cada partcula de polvo la luz solar. En elcometa Hale-Boppse descubri un tercer tipo de cola compuesta por iones de sodio.

Cola principal de gas (azul en el esquema) y cola secundaria de polvo (amarillo).Las colas de los cometas llegan a extenderse de forma considerable, alcanzando millones de kilmetros. En el caso del cometa1P/Halley, en su aparicin de1910, la cola lleg a medir cerca de 30 millones de kilmetros, un quinto de la distancia de la Tierra al Sol. Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. Se espera que, en promedio, un cometa pase unas 2 mil veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente. A lo largo de la trayectoria de un cometa, ste va dejando grandes cantidades de pequeos fragmentos de material.Cuando la Tierra atraviesa la rbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmsfera en forma deestrellas fugaceso tambin llamadaslluvia de meteoros. En mayo y octubre se pueden observar las lluvias de meteoros producidas por el material del cometa Halley: la eta Acuridas y las Orinidas.Los astrnomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composicin de la nebulosa primitiva con que se form el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razn el estudio de los cometas puede dar indicios de las caractersticas de aquella nube primordial.

VII. ASTERIODES:Unasteroidees un cuerpo rocoso, carbonceo o metlico ms pequeo que unplanetay mayor que unmeteorice, que orbita alrededor delSolen una rbita interior a la deNeptuno. Vistos desde laTierra, los asteroides tienen aspecto deestrellas, de ah su nombre (engriegosignifica de figura deestrella), que les fue dado porJohn Herschelpoco despus de que los primeros fuerandescubiertos. Hasta el24 de marzo de 2006a los asteroides tambin se los llamabaplanetoidesoplanetas menores, pero esta definicin ha cado en desuso.La mayora de los asteroides de nuestroSistema Solarposeenrbitassemiestables entreMarteyJpiter, conformando el llamadocinturn de asteroides, pero algunos son desviados a rbitas que cruzan las de los planetas mayores.El1 de enerode1801el astrnomo sicilianoGiuseppe Piazzidescubri el asteroide o planeta menorCeres, mientras trabajaba en un catlogo de estrellas. Este planeta menor fue denominadoCeres Ferdinandeaen honor al entonces rey de lasDos Sicilias,Fernando I. Actualmente Ceres no es considerado un asteroide sino unplaneta enano.Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos ms pequeos. Hoy se estima que existen cerca de dos millones de asteroides con undimetromayor que unkilmetrotan slo en el cinturn principal; sin embargo, si se suman todas susmasasel total equivale slo al 5% de la masa de laLuna.Desde laredefinicin de planeta de 2006llevada a cabo por laUnin Astronmica Internacional, el trmino clsicoasteroideno desaparece sino que se incluye dentro de los denominadoscuerpos menores del Sistema Solar(exceptoCeres, que se consideraplaneta enano), junto con los cometas, la mayora de losobjetos transneptunianosy cualquier otro slido que orbite en torno al Sol y sea ms pequeo que un planeta enano.