el universo

GEOGRAFÍA

EL UNIVERSO

CAPITULO 3

COSMOLOGÍA

El UniversoCAPÍTULO

• La Cosmología es la rama de la astronomía que estudia la historia del Universo desde su nacimiento.

• La Cosmología Física comprende el estudio del origen, la evolución y el posible final del Universo utilizando las herramientas que nos da la física moderna. Se desarrolló desde el primer cuarto del siglo XX, como consecuencia de la creación de las físicas relativista y cuántica y del descubrimiento del corrimiento al rojo de las galaxias.

¿QUÉ ES EL UNIVERSO?


Es el conjunto de materia y energía interrelacionada en el espacio-tiempo.

TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN DEL UNIVERSO


Las modernas teorías que tratan de explicar el origen del universo se agrupan en 2 clases.

1.- Las que plantean un universo evolutivo (Teorías cosmológicas relativistas de Einstein, Friedmann y Guth: Universo en movimiento constante y expandiéndose a partir de un punto infinitesimal original, posiblemente como resultado de una gran explosión o Big Bang).

2.- Las que plantean un universo estacionario (sustentada por Hoyle: creación continua de materia, el universo ha sido siempre igual y así seguirá eternamente).


Denominada también del “Gran Estallido”, del “Caos de la Materia”, de la “Gran Explosión” o del “Big Bang”, tal como bautizaron a esta teoría los científicos ingleses y norteamericanos, del inglés “Big”: grande y “Bang”: estallido, disparo. Esta teoría fue elaborada a partir del modelo cosmológico propuesto por Albert Einstein, quien en 1 915, dio a conocer al mundo su teoría general de la Relatividad, en la cual explica la naturaleza del espacio y del tiempo, vinculándola con la distribución y movimiento de la materia en el Universo.

De sus ecuaciones, el genio alemán, obtuvo que el universo era dinámico (evolucionaba con el tiempo). Sin embargo en aquellos años, la idea más arraigada era la de un universo estático, a tal punto que para que sus ecuaciones predijeran un universo sin movimiento introdujo una constante denominada constante cosmológica. Años después, el propio Einstein, reconoció este hecho como el mayor error de su vida.

LA TEORÍA DEL BIG BANG


En 1 922, el matemático ruso Alexander Friedmann, desafiando las afirmaciones de Einstein de que el universo era estático, publicó un ensayo en el cual mostraba un error en los cálculos de Einstein y que las propias ecuaciones de éste permitían la descripción de un Universo que evolucionaba. Pero Friedmann un matemático teórico, no incorporó las matemáticas a la astronomía.


En 1 927 el sacerdote y brillante físico teórico de origen belga Georges Edouard Lemaitre aprecia los estudios de Friedmann y galvanizó a los cosmólogos con su propuesta de que un “átomo primigenio”, denso y muy caliente estalló para formar el actual universo.

Después de la visita que en 1 929, le hiciera a Edwin Hubble, cuando el norteamericano estaba estudiando el corrimiento al rojo de la luz de las galaxias, de la cual se desprende que estas se expandían, Lemaitre escribió su primer artículo sobre el universo no estático, un universo que estaba en continuo cambio.

El belga razonó así: si las galaxias que pueblan el universo se están alejando unas de otras, en el pasado debieron estar más cerca, ya que el universo debió ser más pequeño, y más atrás, más pequeño aún. Extrapolando más en el tiempo, llegaría un momento en que el espacio debía ser un punto y por lo tanto la densidad de la materia en ese instante ser infinita (si es que esto significa algo). A este estado único de densidad infinita se le conoce como singularidad cosmológica.


La teoría del “átomo” primigenio de Lamaitre (como se llamó en principio a esta teoría) comenzaba a ganar adeptos en los años 30, ya que era una teoría que realizaba predicciones de naturaleza física, es decir, era comprobable, no mera especulación.

Aunque Lemaitre, “el padre de la teoría del Big Bang”, diese el primer paso, la versión moderna del Big Bang se debe al ruso nacionalizado norteamericano George Gamow (1904 - 1968) y a sus alumnos Ralph Alpher y Robert Herman.

La gran variedad de propuestas, hizo que la idea de Lemaitre del “átomo” primigenio tardase en imponerse. De hecho, hasta una época tan reciente como septiembre de 1946, en la que George Gamow envió un artículo a la Physical Review en la que se fundamenta la moderna cosmología del Big Bang, no se impuso este modelo. Por este artículo Gamow se ganó la fama de haber sido el creador de la teoría del Big Bang.


En el origen del Universo se produjo una ingente cantidad de radiación y materia. Durante los 180 mil primeros años el reducido tamaño del Universo hacía que la radiación y materia estuviesen en constante choque, sin diferenciarse. Pasado ese tiempo, la materia y la radiación se desacoplan. A partir de ese momento el universo empieza su desarrollo.

El Universo siguió su expansión a la vez que continuaba enfriándose. Después, las primeras generaciones de estrellas fueron muriendo en forma de supernovas cuya onda de choque provocó que otras nubes de hidrógeno y helio comenzaran a condensarse dando lugar a nuevas estrellas. En las primeras estrellas se formaron el resto de los elementos químicos que no existían en el origen del Universo (Carbono, Oxígeno, Nitrógeno y otros elementos químicos), esenciales que para con el paso del tiempo, en el proceso de formación de algunos sistemas se formasen planetas con los elementos más pesados (Hierro, Níquel, Silicio). Posteriormente esta materia inorgánica se convirtió en orgánica y en al menos uno de ellos (la Tierra) esa materia orgánica dio lugar a la vida, que evolucionó hasta ser inteligente.


Los recientes avances en la física de las partículas han permitido reconstruir teóricamente la evolución del universo en los instantes que siguieron inmediatamente al Big Bang.

10-43 s después de Big Bang, su temperatura era muy elevada (1032°C), y su densidad colosal, puesto que su diámetro era de mil billones de veces menor que el de un átomo de hidrógeno.

10-35 a 10-32 s, ocurre la fase inflacionaria, es decir, un crecimiento exponencial del universo durante el cual el volumen de éste se habría multiplicado aproximadamente por 1050. En esta fase surgieron los quarks, los leptones (electrones y neutrinos) y sus antipartículas. La temperatura desciende hasta 1027°K.

10-12 s, desde este momento están presentes en el universo las cuatro fuerzas (electromagnética, gravitatoria, débil y fuerte), la temperatura ahora es de 1015°K.


10-6 s, es hasta este instante que llega a existir el caldo de quarks, leptones y sus antipartículas. En este momento, la mayoría de los protones y neutrones formados a partir de los quarks se aniquilan con sus antipartículas, y el universo se pobló de bariones, leptones y fotones, la temperatura es ahora de 1013°K.

3 min., Termina la nucleosíntesis primordial de los núcleos de hidrógeno y helio. La temperatura ha descendido hasta los 104 °K.

180 mil años, el universo está lo bastante frío para permitir a los electrones combinarse con los núcleos para formar átomos de hidrógeno y helio, y al hacer esto emitir la radiación cósmica que observamos ahora enfriada a 3°K. Los electrones ligados a los núcleos ya no impiden la propagación de los fotones. La luz se desacopla de la materia y el Universo se vuelve transparente.


PRUEBAS DE LA EXPANSIÓN

1929: Se establece la expansión del Universo

Edwin Hubble descubre que mientras más lejos está una galaxia de nosotros, más de su luz se desplaza hacia el rojo y más rápido se separa de nosotros.

Esto sugiere que el Universo se expande, como fue predicho en 1922


Radiación cósmica de fondoEs lo que se llama al “momento de desacople” (porque luz y materia se

desacoplan); el universo se vuelve transparente. En ese momento, cantidades fabulosas de fotones quedan sueltos y conforman una especie de estallido de Radiación, producida 180 mil años después del Big Bang y de muy alta temperatura inicial, pero que desde entonces fue enfriándose hasta los 270 ºC bajo cero de hoy.

La radiación fue descubierta solo en el año de 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson que trabajaban en los Laboratorios BELL, cuando trataban de ajustar una antena pero no lo conseguían porque había un ruido de fondo que molestaba permanentemente y que parecía venir de todas partes. Finalmente resultó que ese “ruido molesto” no era otra cosa más que la esperada y hasta entonces elusiva Radiación de fondo, la prueba más firme de que el universo se originó a partir de una fuerte explosión, el BIG BANG.

Luego, la NASA lanzó el satélite COBE, especialmente diseñado para detectar la radiación, y en 1992 publicó los resultados. Tal como lo prevé la teoría, se detecto una radiación de fondo equivalente a 270 ºK (grados sobre cero absoluto), proveniente de todas las direcciones.


COBE


La abundancia relativa de los elementos más ligeros“La abundancia primordial de los elementos se refiere a la

composición material adquirida cuando se creo el universo en el Big Bang. Los astrónomos han estimado esta abundancia examinando el espectro de luz emitida por las estrellas viejas de nuestra y de otras galaxias. Se ha encontrado que por cada 100 átomos, aproximadamente 93 son hidrógeno y 7 son helio. En masa, esta cantidad es aproximadamente 76 % de hidrógeno y 24 % helio. El helio tiene una masa de cuatro veces del hidrógeno.

Elementos más pesados que el helio están presentes solo en cantidades de trazas. La relación de helio a hidrógeno en las estrellas viejas es consistente con el modelo de la creación de la teoría del Big Bang (el universo empezó explosivamente de un estado supercaliente y muy denso, y rápidamente comenzó a enfriarse según se expandía. Las condiciones densa y caliente duraron lo suficiente para que algunos átomos de hidrógeno se fusionaran en helio, pero no lo suficientemente largo como para permitir la producción de cantidades significantes de los elementos pesados. Estos fueron hechos mucho más tarde en el interior de las estrellas)”. (José Núñez Calderón: Black Holes y evolución del Universo).


Oscurecimiento del espacio, Paradoja de OLBERS: ¿porque el cielo es oscuro por la noche?

Interrogante formulada en 1826 por Heirinch Olbers (1758 - 1840).- El astrónomo alemán OLBERS, al igual que Newton lo había hecho, supuso que hay un número infinito de estrellas, distribuidas por todo el espacio en todas direcciones y a todas las distancias con una densidad más o menos uniforme. Pensó que el flujo de luz de todas las estrellas sería intenso, y que cualquier parte de la superficie de nuestro planeta sería tocada por tal luz. Dedujeron de ello que no debería haber partes oscuras en el cielo nocturno: todas las partes del cielo deberían brillar con la intensidad del Sol, y por lo tanto la Tierra debería quedar vaporizada.


Si el Universo es infinito, razonaba Olbers, contendrá infinitas estrellas. Por lo tanto, miremos donde miremos, tarde o temprano debemos encontrar una estrella, todo el cielo nocturno debería estar cubierto de ellas, y por la noche sería como estar de día, con todo el cielo iluminado. Obviamente la noche es oscura, lo que es una paradoja, por lo tanto el universo no puede ser infinito.

Con los inicios de la cosmología moderna y el descubrimiento de la expansión del universo (Hubble - 1 929) se resolvió la paradoja de Olberts. Como las galaxias se están alejando su luz queda debilitada por el corrimiento hacia el rojo; las galaxias muy lejanas se están alejando tan de prisa que incluso dejan de ser visibles. Por lo tanto la luz acumulada de todas las estrellas de estas galaxias que se alejan es relativamente pequeña, para ser detectada como un brillo de fondo, incluso por los instrumentos de mayor sensibilidad.

TEORÍA DEL UNIVERSO OSCILANTE


Está teoría llamada también del “Universo Cíclico”, es sostenida por el Físico Alexander Friedman (Universidad de Petrogrado), quien nos muestra un universo en indefinidas expansiones y contracciones. En los actuales momentos nos encontramos en una fase de expansión, la cual habría sido precedida por una evolución de contracción y será seguida por una evolución similar.

Los físicos han calculado que si la cantidad de hidrógeno de los espacios intergalácticos fuese siete veces superior a la materia del conjunto de las galaxias, la velocidad de fuga de estas se frenarían de súbito. Luego, las galaxias comenzarían a chocar, acercándose unas a otras (Big Crunch). Hasta volver al estado inicial del universo. Lo que los científicos llaman el Ylem Primitivo.

Según esta teoría el universo tendría una edad de 82 000 millones de años. Cada una de sus fases tendría una duración de 20 000 millones de años.


TEORÍA DEL UNIVERSO ESTACIONARIO


Está teoría (denominada STEADY STATE en inglés) fue concebida en 1948 por los astrónomos austriacos Hermann Bondi y Thomas Gold, y al mismo tiempo e independientemente por el británico Freddy Hoyle, todos de la Universidad de Cambridge en Inglaterra. Ejerció una influencia enorme sobre el pensamiento cosmológico de los años 50 y 60 y ha estimulado numerosas observaciones para distinguirla de su rival, la teoría del Big Bang.

Estos tres brillantes y jóvenes astrónomos ingleses propusieron un modelo de universo radicalmente distinto de la imagen convencional de creación y evolución seguido de muerte, mediante la desintegración lenta o colapso catastrófico. Desarrollaron el concepto de movimiento sin cambio global, el cual es llamado estado estacionario.


Este modelo está basado en un nuevo y llamativo principio que requiere que, a gran escala, el universo permanezca más o menos igual a través de los tiempos, para ello es necesario un suministro continuo de orden nuevo, ya que, si se quiere que el universo tenga el mismo aspecto durante miles de millones de años, se deben formar nuevas galaxias para reemplazar a las que se han consumido y envejecido.

La pregunta inevitable a esta propuesta era la siguiente: ¿de dónde procedían estas nuevas galaxias?

Los autores de la teoría propusieron que la “materia del universo, en vez de aparecer de golpe, en un acto singular de creación, es creada en un proceso continuo que renueva la materia dispersa del universo a un ritmo estacionario. El ritmo de aparición de la materia debe ser ajustado cuidadosamente para que, en promedio la densidad de las galaxias permanezca aproximadamente constante durante la expansión del universo.


Esto requiere que el ritmo de formación de nuevas galaxias en un volumen fijo del espacio compense justamente la perdida de ellas debido a la recesión cosmológica de forma que, al alejarse las galaxias viejas, aparecen otras nuevas para llenar los vacíos que aquellas han dejado. Si este proceso continúa indefinidamente, el Universo siempre tendrá el mismo aspecto”. (Paul Davis: “El universo desbocado”).

Y ¿de dónde procedía la materia que crea galaxias continuamente en el universo? Hoyle para dar respuesta a esto invento un nuevo tipo de campo, el llamado Campo de Creación, o campo C, que tiene, según él, la propiedad de contener energía negativa. Ajustando la intensidad de acoplamiento entre el campo C y la materia, Hoyle pudo conseguir que tal campo hipotético creara materia a ritmo deseado.


Según esta teoría la energía y por tanto la materia se crean en forma uniforme, pero las observaciones dieron un golpe a la propuesta del estado estacionario. A finales de los cincuenta e inicios de los sesenta del siglo pasado, un grupo de astrónomos dirigidos por Martín Ryle realizó, en Cambridge, un estudio sobre fuentes de ondas de radio en el espacio exterior. Notaron que la mayoría de estas fuentes residían fuera de nuestra galaxia (asociadas a otras galaxias), y, también, que había muchas más fuentes débiles que intensas. Interpretaron que las fuentes débiles eran las más distantes, mientras que las intensas eran las más cercanas. Entonces resultaba haber menos fuentes comunes por unidad de volumen para las fuentes cercanas que para las lejanas. Esto podría significar que estamos en una región del Universo en la que las fuentes son más escasas que en el resto. Alternativamente, podía significar que las fuentes eran más poderosas en el pasado, en la época en que las ondas de radio, comenzaron su viaje hacia nosotros, que ahora. Estas explicaciones contradecían las predicciones de la teoría del estado estacionario.

TEORÍA DEL UNIVERSO INFLACIONARIO


El Big Bang es generalmente aceptado como el origen del universo, pero falla al explicar detalles de la distribución de la radiación cósmica de fondo y en otras observaciones. El físico estadounidense Alan Guth genera ideas de física de partículas que proponen que el Big Bang fue seguido por un tiempo de crecimiento extremadamente rápido, la Teoría Inflacionaria. Esta sugerencia inspira la proliferación de historias hipotéticas sobre el cosmos.


ESTRUCTURA DEL UNIVERSO


La fuerza electromagnética y la gravitacional organizan y agrupan la materia en distintos niveles. Según los últimos estudios acerca de la macro estructura del Universo, este a mayor escala estaría conformado por “hilos” que en algunos casos se entrecruzarían. Dichos “hilos” estarían constituidos por supercúmulos, cúmulos y grupos de galaxias.

Nuestro grupo de galaxias, el Grupo Local -la Vía Láctea junta a una treintena de galaxias-, se halla dentro del extenso Cúmulo de Virgo el cual a su vez es contenido por el Supercúmulo de Virgo, llamado también Supercúmulo Local.

Supercúmulo galáctico

Cúmulo galáctico

GALAXIAS


Son sistemas estelares distribuidos irregularmente en el espacio, constituidas de estrellas, polvo cósmico, gas interestelar y agujeros negros. Se presume que alrededor de las estrellas orbitan sistemas planetarios similares al nuestro.

El movimiento relativo de las galaxias es complejo: la Vía Láctea y la galaxia Andrómeda están aproximándose entre sí a unos 50 km/s. Por su parte, el Grupo Local en su conjunto se está alejando del grupo de Virgo a unos 1.100 km/s, a la vez que ambos grupos se mueven hacia la masa invisible conocida como Gran Atractor.

El número de galaxias existentes ha sido calculado en mil millones y estas se formarían cuando los Quásares en su proceso evolutivo se apagan. Para el astrofísico Scott Trenemaine de la Universidad de Toronto, casi todas las galaxias tienen un agujero negro supermasivo en su centro que finalmente terminarán por “aspirar” íntegramente al Universo.

Galaxia enana NGC 1569

Andrómeda

Galaxia Mesier

Tipos de galaxias


Atendiendo a su forma, existen 4 categorías de galaxias: 1. Galaxias espirales (S).- Representan el 60 % del total, presentan núcleo esférico en el centro de un disco poblado de estrellas y de materia interestelar, que se concentran a lo largo de brazos espirales. Se subdividen en:* Espirales normales (S).- Los brazos se desprenden directamente del núcleo. Por la importancia relativa del núcleo y de los brazos, así como del grado de enrollamiento, se clasifican en: a, b, c y d. Ejm: M 83 (Sc), Andrómeda.* Espirales barradas (SB).- Sus brazos empiezan de los extremos de una barra diametral. Ejm: Markarian 348, M 91 (SBb).

M 83

M 91


2. Galaxias lenticulares (S0).- Una galaxia lenticular es un tipo de galaxia intermedia entre una galaxia elíptica y una galaxia espiral. Tienen forma de disco, (al igual que las galaxias espirales) que han perdido gran parte ó toda su materia interestelar (como las galaxias elípticas), y por tanto carecen de brazos espirales. Representan el 20 % del total. Ej.: M84, M85, NGC 3115, etc.

3. Galaxias elípticas (E).- Representan el 15 % del total, en estas no hay estrellas jóvenes ni polvo, y escasean los gases. Ejemplo: Galaxias satélites de Andrómeda (M32 y NGC205), Leo I, Leo II, M87, etc.

4. Galaxias irregulares (I).- Representan el 3 % del total de las galaxias del Universo. Ejm: Nubes de Magallanes.

NGC205

P.N Magallanes

NGC 3115

LA VÍA LÁCTEA


-Es el nombre que designa a nuestra galaxia.

-Se le llama también “camino de Santiago”. -Si nos encontramos lejos del resplandor de las luces de la ciudad podremos apreciar la Vía Láctea, un cinturón difuso de luz cruzando el oscuro cielo.

-Según las nuevas imágenes obtenidas por el telescopio espacial Spitzer, la vía láctea tendría la forma de espiral en barra. Conformada de dos brazos principales de estrellas (Scutum-Centaurus y Perseus), dos brazos menores (Sagittarius y Perseus) y un pequeño brazo parcial llamado Orión -en donde se ubica el Sol- situado entre Sagittarius y Perseus. Foto de la Vía Láctea


- Las estrellas entran y salen de los brazos. El propio Sol podría haber residido alguna vez en otro brazo.

- Las estrellas de la Vía Láctea giran alrededor de su núcleo.

- La distancia que separa el Sol del centro de la galaxia es de 32 mil años luz.

- Hoy se calcula que su diámetro máximo es de 60 000 Parsec.

- La masa de nuestra galaxia se ha calculado en una magnitud de 3 x 1041 kg. la cual constituye más de 1011 masas del Sol, precisamente alrededor de tal número de estrellas (cien mil millones) entran en la Vía Láctea.

Foto de la Vía Láctea


Nuestra galaxia posee tres pequeñas galaxias satélites situadas relativamente cerca:

• la Gran Nube de Magallanes de la constelación la Dorada.

• La Pequeña Nube de Magallanes de la constelación el Tucán.

(Estas dos son visibles a simple vista en el hemisferio sur y en el hemisferio norte hasta los 6° de latitud).

• A principios de la década de 1980 se descubrió otra galaxia, llamada Mini Nube de Magallanes.

Gran Nube de Magallanes

Pequeña Nube de Magallanes


Al igual que todas las galaxias la nuestra se encuentra en expansión, teniendo también un movimiento de rotación sobre un eje que une los polos galácticos. Contemplada desde el polo norte galáctico, la rotación de la Vía Láctea se produce en el sentido de las agujas del reloj, arrastrando los brazos espirales; en la región de la Vía Láctea en la que está colocado nuestro sistema solar, la velocidad de la rotación es de unos 275 km/s, lo que permite calcular que la velocidad de la Vía Láctea necesita de unos 220 millones de años para efectuar una vuelta completa.

Como broma, Zeus puso a mamar al bebé Heracles de Hera. Cuando ésta se percató, lo arrojó de su lado. De la leche derramada se formó la Vía Láctea.


En nuestra Galaxia, la Vía Láctea, se reconocen cuatro partes:

1)BULBO.- Ubicado en el centro, con unos 5 000 Pc de espesor, desde nuestro punto de observación se sitúa hacia la constelación de sagitario. Contiene gases en poca cantidad, conformado fundamentalmente de estrellas viejas. La región central del bulbo, la más densa, recibe el nombre de núcleo, un esferoide aplastado y tal vez centrado en un agujero negro.

2)DISCO.- Que contiene estrellas (entre ellas el Sol) y polvo interestelar, esta zona acumula el 70 % de la masa total de la galaxia. Aquí hay poca población de estrellas viejas (población II) y de nebulosas planetarias.

3)HALO.- Se ubica alrededor del disco, aquí hay, sobre todo, estrellas viejas agrupadas en cúmulos globulares.

4)CORONA.- Descubierta recientemente, tenue pero muy extensa, donde al parecer no hay estrellas, sino la “materia oscura”.



LAS ESTRELLAS

Son los astros más grandes que pueblan el universo, y componentes fundamentales de las galaxias. Brillan con luz propia por las transmutaciones nucleares que experimentan en su núcleo.

Las estrellas se forman de vastas nubes de materia interestelar (nebulosas). Cuando su temperatura se eleva suficientemente, en sus zonas centrales empiezan a producirse reacciones termonucleares que las hacen radiantes. Durante la mayor parte de su vida, obtienen su energía de la transformación de Hidrógeno en Helio. Cuando se agota su combustible nuclear, pasan a una fase explosiva y llegan a terminar, según la masa que tengan, en una enana blanca, una estrella de neutrones o en un agujero negro.

La energía que irradian las estrellas que, además de luz, incluye ondas de radio, rayos infrarrojos, ultravioletas, “x” y partículas subatómicas es producto de la fusión nuclear.


Estos astros están a grandes distancias de la Tierra, tanto, que el Apolo XI, habría tardado 600 mil años en llegar a la estrella más próxima a la nuestra. Esta estrella más cercana al Sol es Alpha Centauri, que brilla en el cielo del hemisferio sur en otoño; Nuestras naves espaciales más rápidas tardarían 70.000 años en alcanzar esta estrella.

Las estrellas están animadas por dos movimientos principales, rotación y traslación, siendo el valor característico de sus velocidades de 100 km/s. Más cerca del centro galáctico, las estrellas se mueven un poco más de prisa que el sol, mientras que las que están alejadas del centro giran con más lentitud.

En los últimos años se han descubierto por lo menos 9 planetas que giran alrededor de otras estrellas como el Sol. Algunas estrellas orbitadas por planetas son: 16 Cyg B (la estrella número 16 en orden de brillo en la constelación del Cisne) y 47 UMa (en la Osa Mayor).

Alpha Centauri

Estrella Polar

Clasificación de las estrellas


* Por su clase espectral: Clasificación hecha por el Astrónomo Italiano Angelo Secchi, quien notó la estrecha relación entre las temperaturas superficiales y el color de las estrellas, dividiéndolas en 10 clases espectrales: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S.

* Por su luminosidad1. Supergigantes (10 000 veces la luminosidad del Sol)2. Gigantes (100 veces más luminosas que el Sol).3. Enanas (de una luminosidad comparable o inferior a la del Sol)

* Por su tamaño1. Supergigantes Rojas (cuyo radio es 1 000 veces mayor que el del Sol)2. Gigantes Rojas (unas 100 veces el radio del Sol)3. Enanas: a. Secuencia principal (como el Sol) b. Enanas Blancas (de unos 5 000 Km de radio). c. Estrellas de Neutrones (cuyo radio es de unos 10 Km)

Más datos sobre estrellas


* Nova (en latín stella nova, 'estrella nueva'): Una nova es una explosión termonuclear causada por la acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca. Muchas de estas explosiones se generan cuando interactúan dos estrellas, una enana blanca y una estrella fría (una gigante roja por ejemplo). La expansión de la gigante roja permite que sus capas exteriores queden atrapadas en el campo gravitatorio de la enana blanca, formando un disco de acreción.

La estrella Nova Cygni 1975 comparada con la estrella Deneb, la más brillante de la constelación

de Capricornio con magnitud aparente +2,85

Formación de una nova

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5d/Making_a_Nova.jpg


Tal nombre se debe a que, debido a colisiones entre las partículas del disco, éste pierde energía y algunas partes caen sobre la enana blanca, que gana así cierta masa en un proceso llamado acreción. La gran gravedad superficial de la enana blanca comprime esta masa formada esencialmente de hidrógeno, y la calienta. La temperatura se hace tan alta que comienza la fusión de este hidrógeno, lo que calienta aún más la superficie y se inicia la fusión en el disco de acreción, produciéndose un enorme destello de luz, y las capas superiores del disco son arrojadas lejos de la influencia gravitatoria de la enana blanca.

Parte del disco de acreción que es impulsado hacia el exterior forma una nube de gas y polvo que se observa alrededor de la post-nova.

En el caso de las novas, sólo aparecen afectadas por la explosión las capas exteriores, mientras que la explosión de una supernova afecta toda la estrella. Aún las más luminosas como Nova Cygni 1975, brillan 1.000 veces menos que las supernovas.

La explosión de la estrella SN 2002bj en la galaxia NGC 1821

capturado por el Katzman Automated Imaging Telescope

en Lick Observatory

http://lh3.ggpht.com/_O-Yb2LD6uuU/SvNJmau25sI/AAAAAAAAAys/HOla22S5qkA/s800/SN%202002bj_nova.jpg


El primero en haber observado una nova habría sido Hiparco.

La siguiente observación de una nova en Europa fue realizada por Tycho Brahe en 1572. A él se debe el término nova (del latín, nova stella ) e indica la idea original sobre estos objetos: de repente aparecía una estrella donde previamente no se había observado.

El próximo en observar una nova fue un astrónomo alemán, F. Fabricio en 1596, y en 1604 lo hizo Kepler. Todas estas observaciones coincidían en que aparecía una estrella muy brillante donde previamente no se había observado nada y este brillo disminuía lentamente hasta desaparecer. Remanente de la supernova de Kepler,

SN 1604

http://es.wikibooks.org/wiki/Archivo:Keplers_supernova.jpg


•Supernovas: Estrellas que al explosionar y desintegrarse forman estrellas de neutrones, alcanzan brillos de 10 a 100 millones de veces el inicial entes de declinar inexorablemente. La explosión de una supernova es mucho más espectacular y destructiva que la de una nova y mucho más rara.

Hasta 1987 sólo se habían identificado realmente tres a lo largo de la historia, la más conocida de las cuales es la que surgió en 1054 d.C. y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo. La supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. De la explosión 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 púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad

SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la

última supernova vista en la Vía Láctea.

Nebulosa del Cangrejo


Sobre su origen se manejan varias propuestas. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Se producen, también, cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.


La explosión de una supernova deja como resultado, eventualmente, una nube de polvo y gas. Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior (estrella de neutrones). Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años.

Cuando la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo próximas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares.

La energía liberada durante el corto tiempo de la explosión es equivalente a la que irradiará el Sol durante 9 mil millones de años (recordemos que la edad actual del Sol es de unos 4,5 mil millones de años).


* Enanas Blancas: Son estrellas muy densas, calientes y poco luminosas, es la culminación de las estrellas de poca masa (> 1,4 masas solares).

* Pulsar: Es una estrella de neutrones (es el residuo de una supernova) que concentra una masa mayor a la del Sol en un diámetro menor a 20 km. De increíble densidad, el pulsar gira hasta 750 veces por segundo, emitiendo haces de radiación como un faro, este efecto de dínamo origina también una potencia eléctrica de 10 mil millones de Voltios.

Como pulsares terminan las estrellas de masa comprendida entre 1,4 y 3 veces la masa del sol, estos objetos fueron descubiertos en 1 967 desde el Observatorio de Cambridge.

Representación artística de la explosión de la estrella de neutrones

(Foto: NASA

Enana Blanca


• Agujero Negro: Es el nombre que los astrónomos han dado al objeto celeste invisible que, según ellos, se forma tras el derrumbe de una gigantesca estrella, con una masa > 4 veces la del sol, la materia de dicha estrella se comprime (más allá del límite de Schwarzschild) y termina por ser tan densa que su fuerza de gravitación no permite nada, ni siquiera el paso de la luz (cuando la densidad de un cuerpo aumenta, eleva también su velocidad de escape).

El caso más claro de un agujero negro es la fuente de rayos x (Cygnus X - 1), descubierto en 1965.

LAS CONSTELACIONES


Históricamente están relacionadas con grupos de estrellas visibles a simple vista y sus nombres corresponden a figuras que se obtiene al unirlas mentalmente. Comprenden 89 sectores aislados de la esfera celeste.

La mayor es Hidra Hembra; la menor, la Cruz del Sur. En la de Can Mayor se halla la estrella que vemos más brillante: Sirio.

El mapa del hemisferio celeste boreal está basado en el trazado por Ptolomeo, en el siglo II, quien inventarió 48 constelaciones. Las constelaciones australes, tienen un origen más reciente, puesto que los astrónomos no pudieron observar el firmamento del hemisferio austral hasta mucho más tarde. Las bautizaron, principalmente Bayer y Hevelius en el siglo XVII y Lalande y La Calle en el siglo XVIII. Les dieron en su mayor parte nombre de aves o de instrumentos científicos.


LAS NEBULOSAS


Masas gaseosas (H y He) y polvo cósmico que dan origen a estrellas y planetas, la única visible al ojo humano es la nebulosa Orión, estas pueden ser:

A) Brillantes: Orión, Roseta, Trífida, Dumbell.

B) Oscuras: Cabeza de caballo, Saco de Carbón.


La Nebulosa Hélix o Hélice, conocida popularmente como el ojo de Dios es el ejemplo más cercano de una nebulosa planetaria creada al final de la vida de una estrella como el Sol. El anillo gaseoso rojo está compuesto de hidrógeno y nitrógeno y la zona azul está compuesta de oxígeno. La Nebulosa Hélice, con designación técnica NGC 7293, se encuentra a 450 años luz de nosotros hacia la constelación de Acuario y abarca unos 1.5 años luz. La imagen fue capturada con el Telescopio espacial Hubble en el año 2004.

LOS QUÁSARES


Los quásares, abreviatura de quasi stars astronomical radiosources (fuente de radio cuasiestelar), fueron descubiertos por el norteamericano A. Sandage en 1960. Estos objetos tienen el aspecto de estrellas, por eso la denominación de “quasiestrellas” o como los llaman ahora, quásares.

Por la enorme magnitud de los corrimientos hacia el rojo de los quásares se deduce que están alejados a distancias inverosímiles, el más notable es, hasta ahora y desde 1 989, el quásar PC 1158 + 4635, cuyo centro muestra un corrimiento del 473 %, indicador de que el tal astro se aleja de nosotros a una velocidad próxima al 95 % de la de la luz y que se halla a una distancia de entre 12 000 y 16 000 millones de años luz.


En 1963, el astrónomo estadounidense de origen holandés Maarten Schmidt descubrió que estas líneas de emisión no identificadas en el espectro del quásar 3C 273 eran líneas ya conocidas pero que mostraban un desplazamiento hacia el rojo mucho más fuerte que en cualquier otro objeto conocido.

En 1991, investigadores del Observatorio Monte Palomar descubrieron un quásar a una distancia de 12.000 millones de años luz. A juzgar por la energía que se recibe en la Tierra desde objetos tan distantes, algunos quásares producen más energía que 2.000 galaxias; uno, el S50014 + 81, puede ser 60.000 veces más brillante que nuestra Vía Láctea.


No obstante, las radiomediciones, combinadas con el hecho de que las ondas electromagnéticas emitidas por algunos quásares varían mucho en un periodo de pocos meses, indican que los quásares deben ser mucho más pequeños que las galaxias normales. Como el tamaño de una fuente de radiación fluctuante no puede ser mucho mayor que la distancia que recorrería la luz de un extremo del objeto al otro, los astrónomos consideran que los quásares variables no pueden ser mayores de un año luz, es decir, 100.000 veces menores que la Vía Láctea.

La única explicación satisfactoria para que un mecanismo produzca tal cantidad de energía en un volumen relativamente pequeño es la absorción de grandes cantidades de materia por un agujero negro. Los astrónomos creen que los quásares son agujeros negros supermasivos rodeados de materia que gira a su alrededor; esta materia emite energía al caer en el agujero negro. En 1998, datos obtenidos por el telescopio espacial Hubble mostraban que, probablemente, los quásares son parte de grandes galaxias elípticas.



La Forma del Espacio-Tiempo


• El espacio-tiempo toma su forma debido a los efectos gravitacionales de la materia que lo compone.

• Pero si la materia en el Universo es homogénea, la forma que tenga el Universo más bien dependerá de la densidad promedio de la materia total del Universo (es decir, la masa total entre el volumen total).

La Forma del Espacio Tiempo


• Si la densidad real del Universo es mayor que un valor conocido como “densidad crítica”, Ω0, el Universo es cerrado y finito, como una esfera.

Ω0 > 1


• Si la densidad de la materia es menor que la llamada densidad crítica, el universo es abierto e infinito.

Ω0 < 1


• Si la densidad es exactamente igual a la densidad crítica, el universo es plano, pero aún se supone infinito.

• La densidad media de la materia de nuestro Universo al parecer es muy cercana a la densidad crítica.

Ω0 = 1



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