miércoles, 1 de diciembre de 2010
Modelos Cosmologicos
Dado que los cosmólogos no pueden hacer modelos físicos del Universo, establecen sistemas de ecuaciones matemáticas y así describir el comportamiento de los diferentes tipos de posibles universos (como son “posibles” lo escribimos con “u” minúscula).
Algunos modelos tienen detalles e interacciones complicadas y las ecuaciones solo pueden resolverse con computadoras muy poderosas. Pero algunas ecuaciones son relativamente fáciles y el comportamiento de dichos modelos puede ser desarrollado con lápiz, papel y un poco de capacidad mental. De esta forma es como Einstein descubrió que las ecuaciones de su Teoría de la Relatividad General predicen que el Universo se está expandiendo. A pesar de ello, Einstein, en un principio no creyó en un universo dinámico, a pesar de que sus ecuaciones decían lo contrario. Solo un hombre estaba dispuesto a aceptar la relatividad al pie de la letra, mientras Einstein y otros científicos buscaban modos de evitar las predicciones de la Relatividad general, el físico y matemático ruso Alexander Friedmann hizo dos suposiciones muy simples:
1- Que el Universo parece el mismo desde cualquier dirección desde la que se lo observe.
2- Y que ello también sería cierto si se lo observara desde cualquier otro lugar.
A partir de estas dos ideas Friedmann demostró que no se puede esperar que el universo sea estático. De hecho en 1922, Friedmann predijo exactamente lo que Hubble encontró varios años después.
Existen tres tipos de modelos que obedecen a las dos suposiciones fundamentales de Friedmann, aunque él encontró solo una:
a) Abierto: El universo se expande tan rápido que la atracción gravitatoria no puede frenarlo, las galaxias se separarán con una velocidad estacionaria.
b) Plano: En este modelo el universo se está expandiendo con la velocidad justa para evitar colapsarse, aunque las galaxias siempre se estarán separando, lo harán con una velocidad cada vez menor, pero nunca llagara a cero.
c) Cerrado: Este es el que Friedmann encontró. El universo se expande lo suficientemente lento como para que la atracción gravitatoria de las galaxias frene la expansión y comience a contraerse.
Para saber cual de estos modelos es el más coherente con nuestro Universo necesitamos saber el ritmo actual de expansión y la densidad media presente, o sea cuanta materia contiene el Universo.
Si la densidad es menor a un cierto valor crítico, la atracción gravitatoria será demasiado débil para poder detener la expansión. Si la densidad es mayor al valor crítico, la gravedad parará la expansión en algún tiempo futuro y hará que el universo comience a contraerse.
De todas formas, todas estas soluciones tienen en común que en algún tiempo pasado (aproximadamente 15 mil millones de años) la distancia entre las galaxias debe haber sido cero. Ese instante es el que llamamos Big Bang.
Big Bang
Algunos modelos tienen detalles e interacciones complicadas y las ecuaciones solo pueden resolverse con computadoras muy poderosas. Pero algunas ecuaciones son relativamente fáciles y el comportamiento de dichos modelos puede ser desarrollado con lápiz, papel y un poco de capacidad mental. De esta forma es como Einstein descubrió que las ecuaciones de su Teoría de la Relatividad General predicen que el Universo se está expandiendo. A pesar de ello, Einstein, en un principio no creyó en un universo dinámico, a pesar de que sus ecuaciones decían lo contrario. Solo un hombre estaba dispuesto a aceptar la relatividad al pie de la letra, mientras Einstein y otros científicos buscaban modos de evitar las predicciones de la Relatividad general, el físico y matemático ruso Alexander Friedmann hizo dos suposiciones muy simples:
1- Que el Universo parece el mismo desde cualquier dirección desde la que se lo observe.
2- Y que ello también sería cierto si se lo observara desde cualquier otro lugar.
A partir de estas dos ideas Friedmann demostró que no se puede esperar que el universo sea estático. De hecho en 1922, Friedmann predijo exactamente lo que Hubble encontró varios años después.
Existen tres tipos de modelos que obedecen a las dos suposiciones fundamentales de Friedmann, aunque él encontró solo una:
a) Abierto: El universo se expande tan rápido que la atracción gravitatoria no puede frenarlo, las galaxias se separarán con una velocidad estacionaria.
b) Plano: En este modelo el universo se está expandiendo con la velocidad justa para evitar colapsarse, aunque las galaxias siempre se estarán separando, lo harán con una velocidad cada vez menor, pero nunca llagara a cero.
c) Cerrado: Este es el que Friedmann encontró. El universo se expande lo suficientemente lento como para que la atracción gravitatoria de las galaxias frene la expansión y comience a contraerse.
Para saber cual de estos modelos es el más coherente con nuestro Universo necesitamos saber el ritmo actual de expansión y la densidad media presente, o sea cuanta materia contiene el Universo.
Si la densidad es menor a un cierto valor crítico, la atracción gravitatoria será demasiado débil para poder detener la expansión. Si la densidad es mayor al valor crítico, la gravedad parará la expansión en algún tiempo futuro y hará que el universo comience a contraerse.
De todas formas, todas estas soluciones tienen en común que en algún tiempo pasado (aproximadamente 15 mil millones de años) la distancia entre las galaxias debe haber sido cero. Ese instante es el que llamamos Big Bang.
Big Bang
El Gran Colisionador de Hadrones
El Gran Colisionador de Hadrones, GCH (en inglés Large Hadron Collider, LHC) es un acelerador y colisionador de partículas ubicado en la Organización Europea para la Investigación Nuclear. Fue diseñado para colisionar haces de hadrones, más exactamente de protones, de hasta 7 TeV de energía, siendo su propósito principal examinar la validez y límites del Modelo Estándar, el cual es actualmente el marco teórico de la física de partículas, del que se conoce su ruptura a niveles de energía altos.
Dentro del colisionador dos haces de protones son acelerados en sentidos opuestos hasta alcanzar el 99,99% de la velocidad de la luz, y se los hace chocar entre sí produciendo altísimas energías (aunque a escalas subatómicas) que permitirían simular algunos eventos ocurridos inmediatamente después del big bang.
Teóricamente se espera que este instrumento permita confirmar la existencia de la partícula conocida como bosón de Higgs, a veces llamada "partícula de Dios" o “partícula de la masa”. La observación de esta partícula confirmaría las predicciones y "enlaces perdidos" del Modelo Estándar de la física, pudiéndose explicar cómo las otras partículas elementales adquieren propiedades como la masa.
Verificar la existencia del bosón de Higgs sería un paso significativo en la búsqueda de una teoría de la gran unificación, que pretende relacionar tres de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas, quedando fuera de ella únicamente la gravedad. Además este bosón podría explicar por qué la gravedad es tan débil comparada con las otras tres fuerzas. Junto al bosón de Higgs también podrían producirse otras nuevas partículas que fueron predichas teóricamente, y para las que se ha planificado su búsqueda, como los strangelets, los micro agujeros negros, el monopolo magnético o las partículas supersimétricas.
Dentro del colisionador dos haces de protones son acelerados en sentidos opuestos hasta alcanzar el 99,99% de la velocidad de la luz, y se los hace chocar entre sí produciendo altísimas energías (aunque a escalas subatómicas) que permitirían simular algunos eventos ocurridos inmediatamente después del big bang.
Teóricamente se espera que este instrumento permita confirmar la existencia de la partícula conocida como bosón de Higgs, a veces llamada "partícula de Dios" o “partícula de la masa”. La observación de esta partícula confirmaría las predicciones y "enlaces perdidos" del Modelo Estándar de la física, pudiéndose explicar cómo las otras partículas elementales adquieren propiedades como la masa.
Verificar la existencia del bosón de Higgs sería un paso significativo en la búsqueda de una teoría de la gran unificación, que pretende relacionar tres de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas, quedando fuera de ella únicamente la gravedad. Además este bosón podría explicar por qué la gravedad es tan débil comparada con las otras tres fuerzas. Junto al bosón de Higgs también podrían producirse otras nuevas partículas que fueron predichas teóricamente, y para las que se ha planificado su búsqueda, como los strangelets, los micro agujeros negros, el monopolo magnético o las partículas supersimétricas.
Cosmologia
La cosmología física, es la rama de la astrofísica, que estudia la estructura a gran escala y la dinámica del Universo. En particular, trata de responder las preguntas acerca del origen, la evolución y el destino del Universo.
Trata de entender las grandes estructuras del universo en el presente (galaxias,agrupaciones galácticas y supercúmulos), utilizar los objetos más distantes y energéticos (quásares, supernovas y GRBs) para entender la evolución del universo y estudiar los fenómenos ocurridos en el universo primigenio cerca de la singularidad inicial (inflación cósmica, nucleosíntesis primordial y Radiación de fondo de microondas).
Big Bang e Historia del Universo
La teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal.
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.
Trata de entender las grandes estructuras del universo en el presente (galaxias,agrupaciones galácticas y supercúmulos), utilizar los objetos más distantes y energéticos (quásares, supernovas y GRBs) para entender la evolución del universo y estudiar los fenómenos ocurridos en el universo primigenio cerca de la singularidad inicial (inflación cósmica, nucleosíntesis primordial y Radiación de fondo de microondas).
Big Bang e Historia del Universo
La teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal.
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.
jueves, 16 de septiembre de 2010
Estrellas, Materia Interestelar, Nebulosas, Galaxias, Vía Láctea, Quasares, Estrella de Neutrones y Agujeros Negros
1) Las estrellas son esféricas, compuestas principalmente de hidrógeno y helio. En su interior se desarrollan reacciones nucleares que transforman el combustible (hidrógeno) en elementos más pesados (helio) y emiten al exterior la energía resultante de dicha operación.
Suelen estar agrupadas estrechamente con otras estrellas y en éste caso se las denomina "binarias" y también pueden estar acompañadas de una corte de planetas y cuerpos menores, que se mantienen cerca gracias a su potente gravedad.
Debido a su gran masa, la fuerza de gravedad que ejercen hacia el interior es muy grande y sólo pueden mantener su tamaño gracias a la presión de las reacciones que he descrito. Cuando se les agota el combustible nuclear (hidrógeno) deben quemar otros elementos para poder resistir la presión y cuando han agotado todos los posibles combustibles mueren de diferentes maneras.
Las más chicas se van apagando y mueren, las más grandes explotan y generan supernovas (expulsan una gran cantidad de materia hacia el espacio, formando una nebulosa) y las súper gigantes, al no poder contrarrestar la gravedad, se comprimen en un punto de diámetro cero y gravedad infinita: un agujero negro.
2) Un sistema estelar (binario o múltiple puterio) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad.
3) Las estrellas nacen en grupos los cuales tienden después a dispersarse. Podemos distinguir dos clases de agrupaciones estelares: los cúmulos estelares o abiertos y los cúmulos globulares:
Los cúmulos abiertos o galácticos. Son agrupaciones de estrellas físicamente relacionadas entre sí al haber nacido de la misma nube molecular. Pueden estar formados desde unas pocas estrellas hasta centenares de ellas. A dichas estrellas se dice que son de la población I ya que tienen un alto porcentaje de metales.
Los cúmulos globulares son objetos esféricos muy compactos que poseen entre 50.000 y un millón de componentes ligados por una fuerte atracción gravitatoria, de manera que no se dispersan. El diámetro medio de estos objetos es de 90 años-luz y se encuentran en el halo de la galaxia formando una nube esférica alrededor de ésta. Las estrellas que forman los cúmulos globulares son poco masivas, pobres en metales (población II), rojizas y frías.
4) Estrellas ligadas: Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. Los cúmulos, como así se llaman estas concentraciones, son fruto de grandes brotes de formación estelar.
Estrellas aisladas: No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas sienten el efecto del campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Sistemas extrasolares: En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas en torno a 1-10 veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones.
Distribución estelar: Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en Galaxias. Una Galaxia espiral típica (como la nuestra) contiene cientos de miles de millones estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. Nuestro cielo nocturno aparece homogéneo a simple vista porque no vemos más allá de una región muy localizada del plano galáctico.
5) En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares.
6) La temperatura superficial de una estrella se puede calcular de acuerdo a su índice de color.
7) Existen 4 criterios principales que se utilizan actualmente para la clasificación estelar y son:
Clasificación por centro gravitacional estelar: El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición: Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las que funcionan como centro gravitacional o las que orbitan.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional: Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas.
Clasificación de estrellas por sistema planetario: Las estrellas que poseen un sistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias.
8) El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y su temperatura superficial.
9) La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. La forma más precisa de determinar su masa es conociendo la fuerza de atracción gravitatoria que ejerce sobre otro cuerpo celeste.
10) Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos.
11) Igual que la pregunta anterior.
12) El hecho de que unas estrellas vivan millones y otras miles de millones de años, depende de la masa que posea el astro. Para la medición de la masa se toma como modelo al Sol, teniéndose así la masa solar como unidad de referencia. Se conocen estrellas de 3, 8, 10 y más masas solares, también las hay de menor masa (0.5, 0.8, etc.) Si tomamos por ejemplo, una estrella de 12 masas solares, lo primero que se piensa es que su período de vida va a ser muy largo debido a que la cantidad de materia presente en ella es mucho mayor a la de una masa solar y por lo general, son cuerpos muy voluminosos, pero precisamente debido a esto, la estrella tiene más hidrógeno en su interior, el cual sufrirá un proceso de ignición en su núcleo; estas reacciones nucleares deberán realizarse en mayor proporción para satisfacer la demanda de energía en forma de calor y radiación que va a ser expulsada hacia el espacio interestelar. Estas estrellas sólo viven varios millones de años. Basándonos en lo anteriormente expuesto, se puede decir que, a mayor masa, menor “longevidad” tienen las estrellas.
Lo contrario sucede con las estrellas de menor o igual masa que el Sol, por poseer menor cantidad de materia presente en un volumen reducido, la combustión del hidrógeno para formar helio es baja en comparación con el caso anterior, por lo cual las reservas de materia en esta estrella son mayores y en consecuencia, vivirán más tiempo: miles de millones de años.
Los procesos internos que ocurren en las estrellas, en última instancia, son los determinantes de su vida, porque, cuando el combustible nuclear se agota o los elementos químicos presentes en su seno ya no son capaces de proporcionar energía luego de sufrir transformaciones a elementos más pesados, la estrella como tal deja de existir.
13) Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
Los nombres de las fases son:
• PSP: Presecuencia principal
• SP: Secuencia principal
• SubG: Subgigante
• GR: Gigante roja
• AR: Apelotonamiento rojo
• RH: Rama horizontal
• RAG: Rama asintótica gigante
• SGAz: Supergigante azul
• SGAm: Supergigante amarilla
• SGR: Supergigante roja
• WR: Estrella Wolf-Rayet
• VLA: Variable luminosa azul
Una estrella puede morir en forma de:
• NP: Nebulosa planetaria
• SN: Supernova
• BRG: Brote de rayos gamma
y dejar un remanente estelar:
• EB: Enana blanca
• EN: Estrella de neutrones
• AN: Agujero negro
Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras.
14) Una estrella de neutrones es un púlsar que emite radiación periódica.
15) Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material puede escapar de dicha región.
16) Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Tau Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Clasificación de las estrellas variables
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
• Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
o Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
o Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
o Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
• Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
o Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
o Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.
17) En astronomía, el medio interestelar, o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.
El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comunmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
18) Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituidas por gases y polvo. Muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia, también se puede tratar de restos de estrellas o de otras ya extintas.
Según la naturaleza de su emisión se pueden clasificar en 3 tipos: Nebulosas oscuras, Nebulosas de reflexión y Nebulosas de emisión.
19) La vía Láctea es un sistema compuesto por estrellas, polvo y gas. El numero de estrellas que aparece en la banda luminosa que se observa en el cielo es enorme y casi todas están distribuidas de manera tal que forman una figura muy achatada y de gran diámetro.
20) Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nube de gas, planetas, polvo, materia oscura y quizá energía negra de negro, unidos gravitacionalmente. Históricamente las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente y son: Galaxias elípticas, Galaxias espirales y Galaxias irregulares.
21) Los quasares son objetos de composición y estructura desconocida, su propiedad mas importante es la de ser potentes emisores de radioondas.
22) Los cuásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los quásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible, ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma. La mayoría de los quásares son más brillantes en el marco de referencia de ultravioleta cercano, cerca de la línea Lyman-alfa de emisión del hidrógeno de 1.216 Å o (121,6 nm), pero debido a su corrimiento al rojo, ese punto de luminosidad se observa tan lejos como 9.000 Å (900 nm) en el infrarrojo cercano.
Los cuasares funcionan como centros activos dentro de galaxias jóvenes.
Suelen estar agrupadas estrechamente con otras estrellas y en éste caso se las denomina "binarias" y también pueden estar acompañadas de una corte de planetas y cuerpos menores, que se mantienen cerca gracias a su potente gravedad.
Debido a su gran masa, la fuerza de gravedad que ejercen hacia el interior es muy grande y sólo pueden mantener su tamaño gracias a la presión de las reacciones que he descrito. Cuando se les agota el combustible nuclear (hidrógeno) deben quemar otros elementos para poder resistir la presión y cuando han agotado todos los posibles combustibles mueren de diferentes maneras.
Las más chicas se van apagando y mueren, las más grandes explotan y generan supernovas (expulsan una gran cantidad de materia hacia el espacio, formando una nebulosa) y las súper gigantes, al no poder contrarrestar la gravedad, se comprimen en un punto de diámetro cero y gravedad infinita: un agujero negro.
2) Un sistema estelar (binario o múltiple puterio) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad.
3) Las estrellas nacen en grupos los cuales tienden después a dispersarse. Podemos distinguir dos clases de agrupaciones estelares: los cúmulos estelares o abiertos y los cúmulos globulares:
Los cúmulos abiertos o galácticos. Son agrupaciones de estrellas físicamente relacionadas entre sí al haber nacido de la misma nube molecular. Pueden estar formados desde unas pocas estrellas hasta centenares de ellas. A dichas estrellas se dice que son de la población I ya que tienen un alto porcentaje de metales.
Los cúmulos globulares son objetos esféricos muy compactos que poseen entre 50.000 y un millón de componentes ligados por una fuerte atracción gravitatoria, de manera que no se dispersan. El diámetro medio de estos objetos es de 90 años-luz y se encuentran en el halo de la galaxia formando una nube esférica alrededor de ésta. Las estrellas que forman los cúmulos globulares son poco masivas, pobres en metales (población II), rojizas y frías.
4) Estrellas ligadas: Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. Los cúmulos, como así se llaman estas concentraciones, son fruto de grandes brotes de formación estelar.
Estrellas aisladas: No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas sienten el efecto del campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Sistemas extrasolares: En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas en torno a 1-10 veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones.
Distribución estelar: Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en Galaxias. Una Galaxia espiral típica (como la nuestra) contiene cientos de miles de millones estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. Nuestro cielo nocturno aparece homogéneo a simple vista porque no vemos más allá de una región muy localizada del plano galáctico.
5) En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares.
6) La temperatura superficial de una estrella se puede calcular de acuerdo a su índice de color.
7) Existen 4 criterios principales que se utilizan actualmente para la clasificación estelar y son:
Clasificación por centro gravitacional estelar: El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición: Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las que funcionan como centro gravitacional o las que orbitan.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional: Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas.
Clasificación de estrellas por sistema planetario: Las estrellas que poseen un sistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias.
8) El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y su temperatura superficial.
9) La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. La forma más precisa de determinar su masa es conociendo la fuerza de atracción gravitatoria que ejerce sobre otro cuerpo celeste.
10) Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos.
11) Igual que la pregunta anterior.
12) El hecho de que unas estrellas vivan millones y otras miles de millones de años, depende de la masa que posea el astro. Para la medición de la masa se toma como modelo al Sol, teniéndose así la masa solar como unidad de referencia. Se conocen estrellas de 3, 8, 10 y más masas solares, también las hay de menor masa (0.5, 0.8, etc.) Si tomamos por ejemplo, una estrella de 12 masas solares, lo primero que se piensa es que su período de vida va a ser muy largo debido a que la cantidad de materia presente en ella es mucho mayor a la de una masa solar y por lo general, son cuerpos muy voluminosos, pero precisamente debido a esto, la estrella tiene más hidrógeno en su interior, el cual sufrirá un proceso de ignición en su núcleo; estas reacciones nucleares deberán realizarse en mayor proporción para satisfacer la demanda de energía en forma de calor y radiación que va a ser expulsada hacia el espacio interestelar. Estas estrellas sólo viven varios millones de años. Basándonos en lo anteriormente expuesto, se puede decir que, a mayor masa, menor “longevidad” tienen las estrellas.
Lo contrario sucede con las estrellas de menor o igual masa que el Sol, por poseer menor cantidad de materia presente en un volumen reducido, la combustión del hidrógeno para formar helio es baja en comparación con el caso anterior, por lo cual las reservas de materia en esta estrella son mayores y en consecuencia, vivirán más tiempo: miles de millones de años.
Los procesos internos que ocurren en las estrellas, en última instancia, son los determinantes de su vida, porque, cuando el combustible nuclear se agota o los elementos químicos presentes en su seno ya no son capaces de proporcionar energía luego de sufrir transformaciones a elementos más pesados, la estrella como tal deja de existir.
13) Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
Los nombres de las fases son:
• PSP: Presecuencia principal
• SP: Secuencia principal
• SubG: Subgigante
• GR: Gigante roja
• AR: Apelotonamiento rojo
• RH: Rama horizontal
• RAG: Rama asintótica gigante
• SGAz: Supergigante azul
• SGAm: Supergigante amarilla
• SGR: Supergigante roja
• WR: Estrella Wolf-Rayet
• VLA: Variable luminosa azul
Una estrella puede morir en forma de:
• NP: Nebulosa planetaria
• SN: Supernova
• BRG: Brote de rayos gamma
y dejar un remanente estelar:
• EB: Enana blanca
• EN: Estrella de neutrones
• AN: Agujero negro
Las fases y los valores límites de las masas entre los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidad, de la velocidad de rotación y de la presencia de compañeras.
14) Una estrella de neutrones es un púlsar que emite radiación periódica.
15) Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material puede escapar de dicha región.
16) Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Tau Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Clasificación de las estrellas variables
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
• Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
o Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
o Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
o Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
• Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
o Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
o Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.
17) En astronomía, el medio interestelar, o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.
El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comunmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
18) Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituidas por gases y polvo. Muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia, también se puede tratar de restos de estrellas o de otras ya extintas.
Según la naturaleza de su emisión se pueden clasificar en 3 tipos: Nebulosas oscuras, Nebulosas de reflexión y Nebulosas de emisión.
19) La vía Láctea es un sistema compuesto por estrellas, polvo y gas. El numero de estrellas que aparece en la banda luminosa que se observa en el cielo es enorme y casi todas están distribuidas de manera tal que forman una figura muy achatada y de gran diámetro.
20) Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nube de gas, planetas, polvo, materia oscura y quizá energía negra de negro, unidos gravitacionalmente. Históricamente las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente y son: Galaxias elípticas, Galaxias espirales y Galaxias irregulares.
21) Los quasares son objetos de composición y estructura desconocida, su propiedad mas importante es la de ser potentes emisores de radioondas.
22) Los cuásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los quásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible, ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma. La mayoría de los quásares son más brillantes en el marco de referencia de ultravioleta cercano, cerca de la línea Lyman-alfa de emisión del hidrógeno de 1.216 Å o (121,6 nm), pero debido a su corrimiento al rojo, ese punto de luminosidad se observa tan lejos como 9.000 Å (900 nm) en el infrarrojo cercano.
Los cuasares funcionan como centros activos dentro de galaxias jóvenes.
lunes, 6 de septiembre de 2010
Meteoros
Meteoro, en su uso astronómico, es un concepto que se reserva para distinguir el fenómeno luminoso que se produce al atravesar un meteoroide nuestra atmósfera. Es sinónimo de estrella fugaz, término impropio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la bóveda celeste.
Según la terminología adoptada en nuestros días se tienen las siguientes definiciones básicas:
• Meteoroide: son partículas de polvo y hielo o rocas de hasta decenas de metros que se encuentran en el espacio producto del paso de algún cometa o restos de la formación del Sistema Solar.
• Meteoro: es un fenómeno luminoso producido en la alta atmósfera por la energía de los meteoroides interceptados por la órbita de la Tierra.
• Meteorito: son los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera.
Se ha comprobado que las trayectorias de las diferentes estrellas fugaces parecen provenir de un mismo lugar de la esfera celeste, punto al que se da el nombre de radiante. Es un efecto de perspectiva, pues todos van paralelos, pero igual que las vías del tren, parecen converger hacia el infinito.
Las lluvias de meteoros más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más próxima. Así, por ejemplo, tenemos las Líridas, las Perseidas, las Leónidas, las gamma Acuáridas.
Un meteoroide que no se consume en su paso por la atmósfera (fase en la que es visible como meteoro) y llega a estrellarse en la superficie terrestre, dada su energía, puede producir un cráter de impacto. El material fundido terrestre que se esparce de tal cráter puede enfriarse y solidificarse en un objeto conocido como tectita. Los fragmentos del cuerpo extraterrestre se denominan meteoritos.
Las partículas de polvo de meteoro dejadas por meteoroides en caída pueden persistir en la atmósfera hasta algunos meses. Estas partículas pueden afectar el clima, ya sea por dispersar radiación electromagnética o por catalizar reacciones químicas en la atmósfera superior.
Según la terminología adoptada en nuestros días se tienen las siguientes definiciones básicas:
• Meteoroide: son partículas de polvo y hielo o rocas de hasta decenas de metros que se encuentran en el espacio producto del paso de algún cometa o restos de la formación del Sistema Solar.
• Meteoro: es un fenómeno luminoso producido en la alta atmósfera por la energía de los meteoroides interceptados por la órbita de la Tierra.
• Meteorito: son los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera.
Se ha comprobado que las trayectorias de las diferentes estrellas fugaces parecen provenir de un mismo lugar de la esfera celeste, punto al que se da el nombre de radiante. Es un efecto de perspectiva, pues todos van paralelos, pero igual que las vías del tren, parecen converger hacia el infinito.
Las lluvias de meteoros más importantes llevan el nombre de las constelaciones en que se encuentra el radiante, al que se añade la letra griega de la estrella más próxima. Así, por ejemplo, tenemos las Líridas, las Perseidas, las Leónidas, las gamma Acuáridas.
Un meteoroide que no se consume en su paso por la atmósfera (fase en la que es visible como meteoro) y llega a estrellarse en la superficie terrestre, dada su energía, puede producir un cráter de impacto. El material fundido terrestre que se esparce de tal cráter puede enfriarse y solidificarse en un objeto conocido como tectita. Los fragmentos del cuerpo extraterrestre se denominan meteoritos.
Las partículas de polvo de meteoro dejadas por meteoroides en caída pueden persistir en la atmósfera hasta algunos meses. Estas partículas pueden afectar el clima, ya sea por dispersar radiación electromagnética o por catalizar reacciones químicas en la atmósfera superior.
Cometas
Los cometas (del latín cometa y el griego kometes, "cabellera") son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo órbitas muy elípticas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola o cabellera característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado.
Fue después del invento del telescopio que los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas. Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó en 1705 la aparición del cometa Halley en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76 años. Sin embargo, murió antes de comprobar su predicción. Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol y por un periodo corto de tiempo.
Composición
Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros.
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 núcleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.
Los fotones que provienen del Sol (viento solar) hacen que las sustancias que forman al cometa se empiecen a calentar y se sublimen, pasando directamente de hielo a gas. Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola apunta en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.
Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las más comunes son la de polvo y la de gas.
Cometa Halley
El cometa Halley, oficialmente denominado 1P/Halley, es un cometa grande y brillante que orbita alrededor del Sol cada 75-76 años en promedio, aunque su período orbital puede oscilar entre 74 y 79 años. Es uno de los mejores conocidos y más brillantes de los cometas de "periodo corto" del cinturón de Kuiper. Se le observó por última vez en el año 1986 en las cercanías de la órbita de la Tierra, se calcula que la siguiente visita sea en el año 2061. Aunque existen otros cometas más brillantes, el Halley es el único cometa de ciclo corto que es visible a simple vista, por lo que del mismo existen muchas referencias de sus apariciones, siendo el mejor documentado.
La órbita del cometa Halley es muy elíptica, con un foco en el Sol, su distancia más corta al Sol, el perihelio es de 0,6 UA, entre las órbitas de Mercurio y Venus, mientras que su afelio, la mayor distancia al Sol, es de 35,3 UA, casi la distancia de la órbita de Plutón. Como curiosidad, entre los objetos del Sistema Solar, su órbita es retrógrada, pues orbita en dirección contraria a los planetas, con una inclinación de 18º respecto a la eclíptica.
Los cometas (del latín cometa y el griego kometes, "cabellera") son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo órbitas muy elípticas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola o cabellera característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado.
Fue después del invento del telescopio que los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas. Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó en 1705 la aparición del cometa Halley en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76 años. Sin embargo, murió antes de comprobar su predicción. Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol y por un periodo corto de tiempo.
Composición
Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros.
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 núcleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.
Los fotones que provienen del Sol (viento solar) hacen que las sustancias que forman al cometa se empiecen a calentar y se sublimen, pasando directamente de hielo a gas. Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola apunta en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.
Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las más comunes son la de polvo y la de gas.
Cometa Halley
El cometa Halley, oficialmente denominado 1P/Halley, es un cometa grande y brillante que orbita alrededor del Sol cada 75-76 años en promedio, aunque su período orbital puede oscilar entre 74 y 79 años. Es uno de los mejores conocidos y más brillantes de los cometas de "periodo corto" del cinturón de Kuiper. Se le observó por última vez en el año 1986 en las cercanías de la órbita de la Tierra, se calcula que la siguiente visita sea en el año 2061. Aunque existen otros cometas más brillantes, el Halley es el único cometa de ciclo corto que es visible a simple vista, por lo que del mismo existen muchas referencias de sus apariciones, siendo el mejor documentado.
La órbita del cometa Halley es muy elíptica, con un foco en el Sol, su distancia más corta al Sol, el perihelio es de 0,6 UA, entre las órbitas de Mercurio y Venus, mientras que su afelio, la mayor distancia al Sol, es de 35,3 UA, casi la distancia de la órbita de Plutón. Como curiosidad, entre los objetos del Sistema Solar, su órbita es retrógrada, pues orbita en dirección contraria a los planetas, con una inclinación de 18º respecto a la eclíptica.
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