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Estrellas
Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (Msol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro Volver |
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Materia oscura
En cosmología se denomina materia oscura a partículas hipotéticas de materia que no pueden ser detectadas por la radiación que emiten. La materia oscura no es visible en ninguna parte del espectro electromagnético con los medios técnicos actuales pero su existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en materia visible como estrellas o galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. Volver |
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Cúmulo estelar
Un cúmulo estelar (o conglomerado estelar) es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. Hay dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos. Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de varios centenares o miles de estrellas viejas, mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente unos pocos centenares de estrellas muy jóvenes. Los cúmulos abiertos son rotos o disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación. Los cúmulos abiertos disgregados evolucionan con la mayoría de sus miembros siguiendo movimientos parecidos constituyendo una asociación estelar o un grupo en movimiento. Los cúmulos estelares ayudan a comprender la evolución estelar al ser estrellas formadas en la misma época a partir del material de una nube molecular. También representan un importante paso en la determinación de la escala del Universo. Algunos de los cúmulos más cercanos pueden utilizarse para medir sus distancias absolutas por medio de la técnica del paralaje. El diagrama de Hertzsprung-Russell de estos cúmulos puede entonces representarse con los valores de luminosidad absoluta. Los diagramas similares de cúmulos cuya distancia no es conocida pueden ser comparados con los de distancia calibrada estimando la distancia que los separa de nosotros. Volver |
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Ley de Hubble
La ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia. Esta ley conduce al modelo del Universo en expansión y, retrocediendo en el tiempo, a la teoría del Big Bang. Fue formulada por primera vez por Edwin Hubble en 1929. Según la Ley de Hubble, la medida de la expansión del Universo viene dada por la Constante de Hubble. En los años 20, Hubble comparó las distancias a las galaxias con sus respectivos corrimientos al rojo debidos a la recesión o alejamiento relativo entre ellas según el Efecto Doppler, encontrando entre ambas magnitudes una relación lineal, es decir, cuanto más lejos se halla una galaxia, mayor es su corrimiento al rojo. Al coeficiente de proporcionalidad se lo denomina Constante de Hubble, H0. Hubble interpretó esta relación como una prueba de que el Universo se estaba expandiendo y que, por lo tanto, debió tener un origen. Posteriormente, los modelos teóricos cosmológicos basados en la Teoría de la Relatividad_General de Albert Einstein permitieron explicar esta expansión, ya que surge de forma natural a partir las ecuaciones de campo. El propio Einstein, quien creía en un principio en un Universo estático, introdujo de forma artificial un término extra a estas ecuaciones, denominado constante cosmológica, para evitar el fenómeno de la expansión. Tras los resultados publicados por Hubble, Einstein se retractó y retiró este término, al que denominó "el mayor error de mi carrera". Volver |
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Edwin Hubble
Edwin Powell Hubble (Marshfield, Missouri, 20 de noviembre de 1889 - Pasadena, California, 28 de septiembre de 1953) fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por haber demostrado la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es considerado como el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros campos. Su llegada al Observatorio Monte Wilson, coincidió con la finalización de la construcción del telescopio Hooker, de 100" (2,54 m, el más potente del mundo en aquella época. Las observaciones realizadas por Hubble en 1923 y 1924 con ese telescopio establecieron sin ningún género de dudas que numerosas nebulosas observadas con anterioridad con telescopios menos potentes no formaban parte de nuestra galaxia como se pensaba, sino que se trataba de galaxias distintas de la Vía Láctea. Hubble pudo observar estrellas individuales en el brazo espiral de Andrómeda encontrando algunas cefeidas variables que le permitieron medir su distancia y establecer su naturaleza extragaláctica ampliando los límites del Universo conocido hasta entonces. El 30 de diciembre de 1924 hizo público su descubrimiento. Remarcablemente la idea de que las nebulosas espirales observadas por Hubble fueran objetos extragalácticos había sido sugerida en otros términos mucho antes por Immanuel Kant en 1755 acuñando el término de Universos isla. Posteriormente, con Milton Humason, descubrió la relación entre la velocidad a la que se alejan las galaxias y la distancia, conocida como "ley de recesión de galaxias", o Ley de Hubble (1927,1929), evidencia de la expansión del Universo y una de las más importantes de la teoría del origen del mismo conocida como Gran Explosión (Big Bang). Entre sus otros méritos Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias que perdura sin demasiados cambios en nuestros días (1926). Hubble escribió una popular obra de divulgación Realm of the Nebula (1936) en la que presentaba sus descubrimientos. En su honor, el telescopio orbital lanzado en 1990 se llama Telescopio espacial Hubble. Volver |
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Universo
El Universo es el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describe todo aspecto de este universo con sus fenómenos. Edad: el Universo tiene 13.700 millones de años (margen de error cercano al 1%). Destino final: la evidencia apoya la Teoría de la expansión permanente del Universo. En el principio del Universo hace unos 15.000 millones de años, todo el material de las galaxias debió estar "concentrado" en un solo punto. Las investigaciones indican que los bloques estructurales de nuestro Universo surgieron en el primer instante de un gran estallido -el Big Bang- que fue el inicio de una inimaginable explosión. 1. Al momento de ocurrir el "Big Bang", el Universo es solo un punto aunque infinitamente caliente y denso. 2. En las primeras mil millonésimas de segundo, el Universo aumenta su tamaño al tamaño de un balón de Voleibol. 3. Transcurrida un millonésima de segundo, el Universo pasa a ser una bola de fuego que se expande con violencia; su radio es de 16 mil millones de km y su interior esta lleno de protones, neutrones y electrones, así como miles de millones de neutrinos. 4. Un minuto después el Universo, ya con un diámetro de 16 mil billones de km, es un gigantesco reactor termonuclear, que transforma los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio producidos durante la gran explosión. Su temperatura de varios miles de millones de grados es demasiado alta como para que se formen átomos complejos. 5. Después de algunos cuantos de miles de años, la temperatura del Universo desciende hasta cerca de los 4000°C. La mezcla brillante de materia y radiación se ha enfriado lo suficiente para que se realicen la formación de átomos. El Universo se oscurece y la materia empieza a concentrarse debido a la fuerza de gravedad. 6. En unos miles de millones de años más, al contraerse las vastas nubes de gas, surgen las galaxias y se desata la formación de las estrellas. 7. Hoy las galaxias se agrupan en súper cúmulos distantes entre sí de 100 millones a 400 millones de años luz, en grandes espacios de oscuridad de promedio, y el calor del Big-Bang ha menguado hasta convertirse en una débil radiación de trasfondo. Resulta de interés también la teorización y estudio de la denominada "materia oscura", que resultaría el gran componente secreto del Universo que podría constituir su mayor parte. Los físicos han calculado que a raíz del Big Bang se produjeron enormes cantidades de neutrinos, cerca de 10 a la noventa millones, partículas sin masa que solamente en los últimos años han podido ser estudiadas. Volver |
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Grupo Local
Se denomina Grupo Local al grupo de galaxias en el que se encuentra la nuestra, la Vía Láctea. Está dominado por dos galaxias espirales gigantes, Andrómeda y la Vía Láctea. El resto de galaxias, unas 30, son más pequeñas; muchas de ellas son galaxias satélite de una de las mayores. Las galaxias libres giran en torno al centro de masas del grupo, situado entre Andrómeda y la Vía Láctea. Además, nuestro Grupo Local está contenido dentro del supercúmulo de Virgo, cuyo centro gravitatorio es el denominado Gran Atractor, hacia el cual se dirige el Grupo Local. Dentro del Grupo Local, se conocen tres sistemas dominados por una galaxia masiva actuando como centro de gravedad y varias galaxias actuando como satélites. Volver |
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Galaxia de Andrómeda
La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Objeto Messier 31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral gigante. Es el objeto visible a simple vista más alejado de la Tierra. Está a 2,9 millones de años luz (920 kpc) en dirección a la constelación de Andrómeda. Es la más grande de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo. Tiene una masa calculada de entre 300.000 y 400.000 millones de masas solares: aproximadamente una vez y media la masa de la Vía Láctea. Sin embargo, con las mejoras en las mediciones y los datos obtenidos algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31. Sin embargo, observaciones recientes del Spitzer Space Telescope revelaron que la M31 contiene un billón (10^12) de estrellas, excediendo por mucho el número de estrellas en nuestra galaxia. La galaxia se está acercando a nosotros a unos 140 kilómetros por segundo y se cree que de aquí a aproximadamente 3.000 millones de años pudiera colisionar con la nuestra y fusionarse ambas formando una gigante elíptica. Volver |
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Agrupaciones galácticas
Los agregados galácticos son super-estructuras cósmicas formadas por miles de galaxias. La materia bariónica del universo visible, se distribuye a lo largo de estructuras colosales que reciben el nombre de filamentos o muros según su forma quedando gran cantidad de regiones huecas sin apenas materia luminosa llamadas vacíos. Dichas estructuras están formadas por miles de agregados de galaxias de diferentes formas y tamaños. Estas colosales macroestructuras son las más recientes en la historia del universo. Dichas estructuras se mantienen cohesionadas por la fuerza de la gravedad pero la expansión acelerada del cosmos podría acabar imponiéndose, si no lo ha hecho ya, y detener la acumulación de materia. Los distintos agregados de galaxias que conforman el universo se llaman grupos, cúmulos y supercúmulos según su tamaño y número de galaxias que contienen. Van desde pequeños grupos con un decena de galaxias hasta grandes cúmulos de miles de galaxias. Los supercúmulos son estructuras más complejas formadas por centenares o miles de cúmulos galácticos interaccionando gravitatoriamente entre sí. Volver |
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Año luz
Un año-luz es la distancia que recorre la luz en un año. Más específicamente, la distancia que recorrería un fotón en el vacío a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o campo magnético, en un año tropical (365,25 días de 86.400 s). Equivale aproximadamente a 9,46 × 1015 m (poco menos de diez billones de km), ya que la velocidad de la luz en el vacío es de 299.792.458 m/s. Debe remarcarse que un año-luz no es una unidad de tiempo, sino de longitud. En Astrofísica, el pársec es actualmente la unidad preferida para grandes distancias. También hay unidades de otros periodos de tiempo: segundo-luz es uno de éstos. Algunos datos La luz tarda 8,3 minutos en viajar desde el Sol hasta la Tierra. La distancia entre el Sol y la estrella más próxima, Próxima Centauro, es de 4,22 años luz. La Vía Láctea, galaxia a la que pertenece el Sistema Solar, tiene 100.000 años luz de diámetro. Según la Teoría de la Relatividad, ningún objeto material (masa > 0) puede viajar más rápido que la luz. Tiempo luz: tiempo que tarda un haz de luz en llegar a la Tierra desde un cuerpo celeste Volver |
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Secuencia de Hubble
La secuencia de Hubble es una clasificación de tipos de galaxias desarrollada por Edwin Hubble en 1936. También se la conoce como diagrama diapasón a consecuencia de la forma de su representación gráfica. Los tipos de galaxias se dividen como sigue: Galaxias elípticas (E0-7) tienen forma elíptica, con una distribución bastante uniforme de las estrellas por todas partes. El número indica el grado de excentricidad: las galaxias E0 son casi redondas, mientras E7 son muy aplanadas. El número indica solo la apariencia de la galaxia en el cielo, no su geometría real. Galaxias lenticulares (S0 y SB0) parecen tener una estructura de disco con una concentración de estrellas central proyectándose de él. No muestran ninguna estructura espiral. Galaxias espirales (Sa-d) tienen una concentración de estrellas central y un disco aislado que presenta brazos espirales. Los brazos están centrado alrededor de la protuberancia, variando de los muy arremolidados (Sa) a los muy sueltos (Sc y Sd). Estos últimos tienen una concentración central menos pronunciada. Galaxias espirales barradas (SBa-d) tiene una estructura en espiral, similar a las galaxias espirales pero los brazos se proyectan desde el final de una "barra" central en lugar de emanar de una concentración central, como cintas en los extremos de una batuta. De nuevo, SBa a SBd indica como de arremolinados están estos brazos. Galaxias irregulares (Irr) se dividen en Irr-I, que muestran estructura espiral deformada, e Irr-II para las galaxias que no encajan en ninguna otra categoría. Volver |
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Galaxia elíptica
Algunas observaciones recientes han encontrado cúmulos de estrellas jóvenes, azules dentro de algunas galaxias elípticas, junto a otras estructuras que pueden explicarse por fusión de galaxias. En la nueva visión, una galaxia elíptica es el resultado de un largo proceso donde varias galaxias menores, de cualquier tipo, chocan y se fusionan en una mayor. Una galaxia elíptica es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas: Ausencia o insignificante momento angular. Ausencia o insignificante cantidad de materia interestelar, sin estrellas jóvenes, ausencia de cúmulos abiertos Formada de estrellas antiguas, llamadas población II Las grandes galaxias elípticas suelen tener un sistema de cúmulos globulares La imagen tradicional de las galaxias elípticas las presenta como galaxias donde la formación estelar terminó tras el estallido inicial, presentando ahora sólo viejas estrellas. Algunas observaciones recientes han encontrado cúmulos de estrellas jóvenes, azules dentro de algunas galaxias elípticas, junto a otras estructuras que pueden explicarse por fusión de galaxias. En la nueva visión, una galaxia elíptica es el resultado de un largo proceso donde varias galaxias menores, de cualquier tipo, chocan y se fusionan en una mayor. Por ejemplo, se sabe que nuestra Vía Láctea esta "digiriendo" un par de galaxias menores en la actualidad. Volver |
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Excentricidad
En matemática y geometría la excentricidad es un parámetro que determina el grado de desviación de una sección cónica con respecto a una circunferencia. Es un parámetro importante en la definición de las elipses. Valores de la excentricidad en secciones cónicas: La excentricidad de una circunferencia es cero. La excentricidad de una elipse es mayor que cero y menor que 1. La excentricidad de una parábola es 1. La excentricidad de una hipérbola es mayor que 1. Volver |
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Galaxia espiral
Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas: Tiene un momento angular total considerable. Está compuesta por una concentración de estrellas central rodeada por un disco. El núcleo central es similar a una galaxia elíptica, conteniendo numerosas estrellas antiguas, llamadas "Población II", y normalmente un agujero negro supermasivo en el centro. El disco es plano y está formado por materia interestelar, estrellas jóvenes "Población I" y cúmulos abiertos. Las galaxias espirales deben su nombre a los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares, que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales. El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBb). Volver |
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Formación estelar
La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella estaría en torno a 60 o 100 MSol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella. Volver |
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Galaxia lenticular
Una galaxia lenticular es un tipo de galaxia intermedia entre una galaxia elíptica y una galaxia espiral en la Secuencia de Hubble. Las galaxias lenticulares son con forma de disco, (al igual que las galaxias espirales) que han consumido o perdido su materia interestelar (como las galaxias elípticas). Volver |
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Galaxia espiral barrada
Una galaxia espiral barrada es una galaxia espiral con una banda central de estrellas brillantes que abarca de un lado a otro de la galaxia. Los brazos espirales parecen surgir del final de la "barra" mientras en las galaxias espirales parecen surgir del núcleo galáctico. La Vía Láctea puede ser una galaxia espiral barrada, aunque esto no es seguro. Volver |
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Galaxia irregular
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica. Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble. Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor. Volver |
