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.
domingo, 8 de agosto de 2010
UNA ESTRELLA ANCIANA HABRÍA ORIGINADO EL SISTEMA SOLAR
El origen de algunos de los elementos radioactivos encontrados en los meteoritos, que datan de la época de formación del Sistema Solar, pudo proceder de una estrella de seis masas solares atravesando la última fase de su vida a su paso por la vecindad solar.
(9 de Marzo, 2010 - Publicado el 18 Junio 2009 por IGC.ES) La incógnita sobre el origen de los componentes radioactivos hallados en los meteoritos más primitivos, aquellos que se remontan a la formación de nuestro Sistema Solar, parece tener una nueva respuesta. Un grupo internacional de astrofísicos, liderado por investigadores españoles, ha llegado a la conclusión de que esos isótopos radioactivos podrían proceder de una antigua estrella del tamaño de seis masas solares en los últimos momentos de su vida. Estos elementos podrían haber desempeñado un papel esencial en la evolución de los primeros bloques constitutivos de los planetas rocosos que forman el Sistema Solar.
Desde su descubrimiento en los años sesenta del siglo pasado, el origen de los elementos radioactivos que se incorporaron a los primeros materiales sólidos que formaron los meteoritos ha sido un tema muy debatido por los astrónomos. Los meteoritos más primitivos han preservado en su interior esos materiales primigenios dado que proceden de asteroides pequeños que nunca llegaron a convertirse en planetas. Son, por lo tanto, el único registro tangible del origen del Sistema Solar.
Hasta la fecha, se había pensado que esos núcleos radioactivos, especialmente el aluminio (26Al) y el hierro (60Fe), podrían proceder de una supernova cercana que habría dispersado estos elementos en el momento de su explosión, aunque esta teoría no parecía ajustarse totalmente a las observaciones realizadas. Según Josep M. Trigo, investigador del CSIC y del Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña, “este nuevo estudio proporciona el primer modelo astrofísico que reproduce las abundancias de estos elementos en los primeros meteoritos, llamados condritas, sin necesidad de invocar la presencia de una supernova en la vecindad solar, en los momentos iniciales de la formación del Sistema Solar”.
En su lugar, los resultados obtenidos por el nuevo estudio sugieren que una vieja estrella cercana equivalente a seis soles, mucho menos energética y masiva que una supernova, pudo bastar para proporcionar los principales núcleos radioactivos retenidos en los meteoritos primitivos. “Gracias a este trabajo se ha comprobado que la proporción de isótopos radioactivos estimados en nuestros modelos de una estrella de seis masas solares coincide a la medida en los meteoritos primitivos”, señala Aníbal García Hernández, investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).
Formación planetaria
En general, las estrellas mayores que el Sol conforme envejecen queman en su interior elementos cada vez más pesados, desde el hidrógeno hasta el hierro. En este proceso las estrellas aumentan su tamaño y algunas llegan a convertirse en gigantes rojas (estrellas en la rama asintótica de las gigantes o AGB de sus siglas en inglés), mientras que otras, las más masivas, por encima de 8 veces la masa del Sol, acabarían sus vidas explotando como supernovas. Ambos tipos de estrellas se hacen inestables al final de sus días, hasta que, en sus últimos latidos, expulsan al espacio las capas más externas de su atmósfera. Estos residuos son los ladrillos a partir de los cuales se construyen nuevas generaciones de estrellas y planetas.
Según el estudio, los elementos radioactivos sintetizados en el interior de estrellas gigantes rojas cercanas, con masas aproximadamente seis veces mayor que la del Sol, habrían participado enriqueciendo la nebulosa a partir de la cual se formó el Sistema Solar sin necesidad de la contribución de estrellas más masivas, que habrían producido supernovas, como hasta ahora se suponía. La desintegración de esos isótopos en el interior de los primeros cuerpos o protoplanetas sería responsable del calentamiento interno que ayudó a que los primeros minerales se fundiesen y recristalizasen para dar lugar a los planetas rocosos y grandes asteroides. “El trabajo demuestra que de ese modo las abundancias de los principales núcleos radioactivos medidas en meteoritos serían perfectamente consistentes con los producidos por este tipo de estrellas”, señala Arturo Manchado, investigador del IAC.
En el estudio, que se acaba de publicar en la revista especializada Meteoritics & Planetary Science, han participado los investigadores españoles Josep M. Trigo, del Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC-IEEC), Aníbal García Hernández y Arturo Manchado, del Instituto de Astrofísica de Canarias, Pedro García Lario del European Space Astronomy Centre (ESAC) de Madrid, María Lugaro y Mark van Raai de la Universidad de Utrecht, así como Amanda Karakas del Observatorio Mount Stromlo de Australia.
(9 de Marzo, 2010 - Publicado el 18 Junio 2009 por IGC.ES) La incógnita sobre el origen de los componentes radioactivos hallados en los meteoritos más primitivos, aquellos que se remontan a la formación de nuestro Sistema Solar, parece tener una nueva respuesta. Un grupo internacional de astrofísicos, liderado por investigadores españoles, ha llegado a la conclusión de que esos isótopos radioactivos podrían proceder de una antigua estrella del tamaño de seis masas solares en los últimos momentos de su vida. Estos elementos podrían haber desempeñado un papel esencial en la evolución de los primeros bloques constitutivos de los planetas rocosos que forman el Sistema Solar.
Desde su descubrimiento en los años sesenta del siglo pasado, el origen de los elementos radioactivos que se incorporaron a los primeros materiales sólidos que formaron los meteoritos ha sido un tema muy debatido por los astrónomos. Los meteoritos más primitivos han preservado en su interior esos materiales primigenios dado que proceden de asteroides pequeños que nunca llegaron a convertirse en planetas. Son, por lo tanto, el único registro tangible del origen del Sistema Solar.
Hasta la fecha, se había pensado que esos núcleos radioactivos, especialmente el aluminio (26Al) y el hierro (60Fe), podrían proceder de una supernova cercana que habría dispersado estos elementos en el momento de su explosión, aunque esta teoría no parecía ajustarse totalmente a las observaciones realizadas. Según Josep M. Trigo, investigador del CSIC y del Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña, “este nuevo estudio proporciona el primer modelo astrofísico que reproduce las abundancias de estos elementos en los primeros meteoritos, llamados condritas, sin necesidad de invocar la presencia de una supernova en la vecindad solar, en los momentos iniciales de la formación del Sistema Solar”.
En su lugar, los resultados obtenidos por el nuevo estudio sugieren que una vieja estrella cercana equivalente a seis soles, mucho menos energética y masiva que una supernova, pudo bastar para proporcionar los principales núcleos radioactivos retenidos en los meteoritos primitivos. “Gracias a este trabajo se ha comprobado que la proporción de isótopos radioactivos estimados en nuestros modelos de una estrella de seis masas solares coincide a la medida en los meteoritos primitivos”, señala Aníbal García Hernández, investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).
Formación planetaria
En general, las estrellas mayores que el Sol conforme envejecen queman en su interior elementos cada vez más pesados, desde el hidrógeno hasta el hierro. En este proceso las estrellas aumentan su tamaño y algunas llegan a convertirse en gigantes rojas (estrellas en la rama asintótica de las gigantes o AGB de sus siglas en inglés), mientras que otras, las más masivas, por encima de 8 veces la masa del Sol, acabarían sus vidas explotando como supernovas. Ambos tipos de estrellas se hacen inestables al final de sus días, hasta que, en sus últimos latidos, expulsan al espacio las capas más externas de su atmósfera. Estos residuos son los ladrillos a partir de los cuales se construyen nuevas generaciones de estrellas y planetas.
Según el estudio, los elementos radioactivos sintetizados en el interior de estrellas gigantes rojas cercanas, con masas aproximadamente seis veces mayor que la del Sol, habrían participado enriqueciendo la nebulosa a partir de la cual se formó el Sistema Solar sin necesidad de la contribución de estrellas más masivas, que habrían producido supernovas, como hasta ahora se suponía. La desintegración de esos isótopos en el interior de los primeros cuerpos o protoplanetas sería responsable del calentamiento interno que ayudó a que los primeros minerales se fundiesen y recristalizasen para dar lugar a los planetas rocosos y grandes asteroides. “El trabajo demuestra que de ese modo las abundancias de los principales núcleos radioactivos medidas en meteoritos serían perfectamente consistentes con los producidos por este tipo de estrellas”, señala Arturo Manchado, investigador del IAC.
En el estudio, que se acaba de publicar en la revista especializada Meteoritics & Planetary Science, han participado los investigadores españoles Josep M. Trigo, del Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC-IEEC), Aníbal García Hernández y Arturo Manchado, del Instituto de Astrofísica de Canarias, Pedro García Lario del European Space Astronomy Centre (ESAC) de Madrid, María Lugaro y Mark van Raai de la Universidad de Utrecht, así como Amanda Karakas del Observatorio Mount Stromlo de Australia.
DESCUBREN LA MAYOR ESTRELLA DEL UNIVERSO
Con el observatorio VLT de Paranal, en el desierto de Atacama, descubrieron una estrella que nació con la masa de 300 soles, duplicando el récord anterior.
Comparando las superestrellas con el Sol. Crédito: ESO. (22 de Julio, 2010
ESO) Utilizando una combinación de instrumentos del Very Large Telescope de ESO, un equipo de astrónomos descubrieron las estrellas más masivas encontradas hasta ahora, una de ellas tiene un peso de nacimiento de más de 300 veces la masa del Sol, el doble del límite aceptado actualmente de 150 masas solares. La existencia de tales monstruos –millones de veces más luminosos que el Sol, que pierden materia a través de vientos muy poderosos- pone un nuevo límite a cuán masivas pueden ser las estrellas.
Imagen: Esta ilustración artística muestra los tamaños relativos de estrellas jóvenes, desde las más pequeñas llamadas “enanas rojas” -que pesan alrededor de 0,1 masas solares-, pasando por las “enanas amarillas” -de masa como el Sol- y las “enanas azules” -estrellas masivas que pesan 8 veces más que el Sol-, hasta llegar a la estrella de 300 masas solares recién descubierta, llamada R136a1.
En equipo, dirigido por Paul Crowther, profesor de astrofísica de la Universidad de Sheffield, utilizó el Very Large Telescope (VLT) de ESO, e información de archivo del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA para estudiar en detalle dos cúmulos jóvenes de estrellas: NGC 3603 y RMC 136a. NGC 3603 es una fábrica estelar donde las estrellas se forman intensamente en las extensas nubes de gas y polvo de la nebulosa, ubicada a 22.000 años-luz de distancia del Sol (ver comunicado de ESO). RMC 136a (más conocido como R136) es otro cúmulo de estrellas calientes jóvenes y masivas, ubicado dentro de la Nebulosa de la Tarántula en una de nuestras galaxias vecinas, la Gran Nube de Magallanes, a 165.000 años-luz de distancia.
El equipo encontró varias estrellas con temperaturas superficiales sobre los 40.000 grados: unas siete veces más calientes que nuestro Sol, algunas decenas de veces más grandes y varios millones de veces más brillantes que éste. Comparaciones con modelos indican que varias de estas estrellas nacieron con masas superiores a 150 masas solares. La estrella R136a1, encontrada en el cúmulo R136, es la estrella más masiva que se haya descubierto, con una masa actual de 265 masas solares y un peso al nacer de unas 320 veces la masa del Sol.
En NGC 3603 los astrónomos pudieron también medir directamente las masas de dos estrellas que pertenecen a un sistema estelar doble [1], como una validación de los modelos utilizados. Las estrellas A1, B y C en este cúmulo poseen al nacer masas estimadas superiores o cercanas a 150 masas solares.
Las estrellas muy masivas producen flujos muy poderosos. “A diferencia de los humanos, estas estrellas nacen pesadas y pierden peso con la edad”, señala Paul Crowther. “Al tener un poco más de un millón de años, la estrella más extrema R136a1 está en una ‘edad mediana’ y ha sufrido una intensa pérdida de peso, despojándose en ese lapso de tiempo de una quinta parte de su masa inicial o más de 50 masas solares”.
Si R136a1 reemplazara al Sol en nuestro Sistema Solar, sobrepasaría al Sol en luminosidad, tanto como el Sol sobrepasa actualmente a la Luna llena. “Su enorme masa obligaría a la Tierra a orbitarla más rápido, y el año se reduciría a tres semanas. Además bañaría a la Tierra con una radiación ultravioleta increíblemente intensa, haciendo imposible la vida en nuestro planeta”, dice Raphael Hirschi, de la Universidad Keele y parte del equipo.
Estas estrellas de gran peso son extremadamente raras y se forman únicamente dentro de los cúmulos estelares más densos. Distinguir estrellas individuales, como se ha logrado ahora por primera vez, requiere del especial poder de resolución de los instrumentos de infrarrojo del VLT [2].
El equipo también estimó la masa máxima posible de las estrellas dentro de estos cúmulos y el número relativo de estas estrellas más masivas. “Las estrellas más pequeñas tienen un límite de más de unas 80 veces más que Júpiter, bajo el cual son ‘estrellas fallidas’ o enanas marrones”, dice el miembro del equipo Olivier Schnurr del Astrophysikalisches Institut Potsdam. “Nuestro nuevo descubrimiento apoya la visión previa de que también hay un límite superior que determina cuán grande pueden llegar a ser las estrellas, si bien ese límite se incrementó por un factor de dos, hasta unas 300 masas solares”.
Dentro de R136, sólo cuatro estrellas pesaron al nacer más de 150 masas solares, sin embargo son responsables de casi la mitad del viento y del poder de radiación de todo el cúmulo, que comprende aproximadamente unas 100.000 estrellas en total. R136a1 por sí sola energiza sus alrededores en un factor de más de 50 comparado con el cúmulo de la Nebulosa de Orión, la zona de formación de estrellas masivas más cercana a la Tierra.
Comprender cómo se forman las estrellas muy masivas es bastante difícil debido a sus cortas vidas y fuertes vientos, por lo tanto, identificar casos tan extremos como el de R136a1 aumenta aún más el desafío para los teóricos. “O bien nacieron tan grandes o estrellas más pequeñas se fusionaron para producirlas”, explica Crowther.
Estrellas entre unas 8 y 150 masas solares explotan al fin de sus cortas vidas como supernovas, dejando atrás exóticos remanentes, como estrellas de neutrones o agujeros negros. Una vez establecida la existencia de estrellas que pesan entre 150 y 300 masas solares, los descubrimientos realizados por los astrónomos aumentan las posibilidades de que existan “pares de supernovas inestables” excepcionalmente brillantes, que se aniquilan completamente sin dejar rastros, esparciendo hasta diez masas solares de hierro en sus alrededores. Unos pocos candidatos a tales explosiones ya han sido propuestos en años recientes.
R136a1 no es sólo la estrella más masiva que se haya encontrado, sino que también es la más luminosa, unas 10 millones de veces más que el Sol. “Debido a la rareza de estos monstruos, creo que es improbable que este nuevo récord sea superado dentro de poco”, concluye Crowther.
Comparando las superestrellas con el Sol. Crédito: ESO. (22 de Julio, 2010
ESO) Utilizando una combinación de instrumentos del Very Large Telescope de ESO, un equipo de astrónomos descubrieron las estrellas más masivas encontradas hasta ahora, una de ellas tiene un peso de nacimiento de más de 300 veces la masa del Sol, el doble del límite aceptado actualmente de 150 masas solares. La existencia de tales monstruos –millones de veces más luminosos que el Sol, que pierden materia a través de vientos muy poderosos- pone un nuevo límite a cuán masivas pueden ser las estrellas.
Imagen: Esta ilustración artística muestra los tamaños relativos de estrellas jóvenes, desde las más pequeñas llamadas “enanas rojas” -que pesan alrededor de 0,1 masas solares-, pasando por las “enanas amarillas” -de masa como el Sol- y las “enanas azules” -estrellas masivas que pesan 8 veces más que el Sol-, hasta llegar a la estrella de 300 masas solares recién descubierta, llamada R136a1.
En equipo, dirigido por Paul Crowther, profesor de astrofísica de la Universidad de Sheffield, utilizó el Very Large Telescope (VLT) de ESO, e información de archivo del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA para estudiar en detalle dos cúmulos jóvenes de estrellas: NGC 3603 y RMC 136a. NGC 3603 es una fábrica estelar donde las estrellas se forman intensamente en las extensas nubes de gas y polvo de la nebulosa, ubicada a 22.000 años-luz de distancia del Sol (ver comunicado de ESO). RMC 136a (más conocido como R136) es otro cúmulo de estrellas calientes jóvenes y masivas, ubicado dentro de la Nebulosa de la Tarántula en una de nuestras galaxias vecinas, la Gran Nube de Magallanes, a 165.000 años-luz de distancia.
El equipo encontró varias estrellas con temperaturas superficiales sobre los 40.000 grados: unas siete veces más calientes que nuestro Sol, algunas decenas de veces más grandes y varios millones de veces más brillantes que éste. Comparaciones con modelos indican que varias de estas estrellas nacieron con masas superiores a 150 masas solares. La estrella R136a1, encontrada en el cúmulo R136, es la estrella más masiva que se haya descubierto, con una masa actual de 265 masas solares y un peso al nacer de unas 320 veces la masa del Sol.
En NGC 3603 los astrónomos pudieron también medir directamente las masas de dos estrellas que pertenecen a un sistema estelar doble [1], como una validación de los modelos utilizados. Las estrellas A1, B y C en este cúmulo poseen al nacer masas estimadas superiores o cercanas a 150 masas solares.
Las estrellas muy masivas producen flujos muy poderosos. “A diferencia de los humanos, estas estrellas nacen pesadas y pierden peso con la edad”, señala Paul Crowther. “Al tener un poco más de un millón de años, la estrella más extrema R136a1 está en una ‘edad mediana’ y ha sufrido una intensa pérdida de peso, despojándose en ese lapso de tiempo de una quinta parte de su masa inicial o más de 50 masas solares”.
Si R136a1 reemplazara al Sol en nuestro Sistema Solar, sobrepasaría al Sol en luminosidad, tanto como el Sol sobrepasa actualmente a la Luna llena. “Su enorme masa obligaría a la Tierra a orbitarla más rápido, y el año se reduciría a tres semanas. Además bañaría a la Tierra con una radiación ultravioleta increíblemente intensa, haciendo imposible la vida en nuestro planeta”, dice Raphael Hirschi, de la Universidad Keele y parte del equipo.
Estas estrellas de gran peso son extremadamente raras y se forman únicamente dentro de los cúmulos estelares más densos. Distinguir estrellas individuales, como se ha logrado ahora por primera vez, requiere del especial poder de resolución de los instrumentos de infrarrojo del VLT [2].
El equipo también estimó la masa máxima posible de las estrellas dentro de estos cúmulos y el número relativo de estas estrellas más masivas. “Las estrellas más pequeñas tienen un límite de más de unas 80 veces más que Júpiter, bajo el cual son ‘estrellas fallidas’ o enanas marrones”, dice el miembro del equipo Olivier Schnurr del Astrophysikalisches Institut Potsdam. “Nuestro nuevo descubrimiento apoya la visión previa de que también hay un límite superior que determina cuán grande pueden llegar a ser las estrellas, si bien ese límite se incrementó por un factor de dos, hasta unas 300 masas solares”.
Dentro de R136, sólo cuatro estrellas pesaron al nacer más de 150 masas solares, sin embargo son responsables de casi la mitad del viento y del poder de radiación de todo el cúmulo, que comprende aproximadamente unas 100.000 estrellas en total. R136a1 por sí sola energiza sus alrededores en un factor de más de 50 comparado con el cúmulo de la Nebulosa de Orión, la zona de formación de estrellas masivas más cercana a la Tierra.
Comprender cómo se forman las estrellas muy masivas es bastante difícil debido a sus cortas vidas y fuertes vientos, por lo tanto, identificar casos tan extremos como el de R136a1 aumenta aún más el desafío para los teóricos. “O bien nacieron tan grandes o estrellas más pequeñas se fusionaron para producirlas”, explica Crowther.
Estrellas entre unas 8 y 150 masas solares explotan al fin de sus cortas vidas como supernovas, dejando atrás exóticos remanentes, como estrellas de neutrones o agujeros negros. Una vez establecida la existencia de estrellas que pesan entre 150 y 300 masas solares, los descubrimientos realizados por los astrónomos aumentan las posibilidades de que existan “pares de supernovas inestables” excepcionalmente brillantes, que se aniquilan completamente sin dejar rastros, esparciendo hasta diez masas solares de hierro en sus alrededores. Unos pocos candidatos a tales explosiones ya han sido propuestos en años recientes.
R136a1 no es sólo la estrella más masiva que se haya encontrado, sino que también es la más luminosa, unas 10 millones de veces más que el Sol. “Debido a la rareza de estos monstruos, creo que es improbable que este nuevo récord sea superado dentro de poco”, concluye Crowther.
Origen y evolucion del sistema solar
1) Contribuciones de antiguos sabios griegos al conocimiento del mundo
Anaximandro (570 a.c.) Afirma que la tierra es cilíndrica, tres veces más ancha que profunda y únicamente con la parte superior habitada; esta Tierra está aislada en el espacio. El cielo es una esfera en el centro de la cual se sostiene, sin soportes, nuestro cilindro. Los astros pertenecen a ruedas tubulares opacas que contienen fuego y en las cuales, en ciertos puntos, un agujero deja ver ese fuego. Esas ruedas giran alrededor del cilindro terrestre: Primera noción del círculo en cosmología. Los eclipses y las fases de la Luna resultan de la obturación de sus respectivos agujeros. Además, las estrellas estaban más cerca de la Luna y el Sol.
Heráclides (500a.c.) Le atribuye al Sol el tamaño de un pie humano y ve en él una antorcha divina que nace y muere cada día. Al mismo tiempo, hace girar sobre si misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo.
Tales (600a.c.) Atribuye forma esférica a la Tierra y a todos los astros del cielo, considerando a nuestro planeta un cuerpo de segunda importancia que no esta en reposo en el centro del universo.
Anaxágoras (450 a.c.) Dice que los planetas y la Luna son cuerpos sólidos como la Tierra, lanzados al espacio como proyectiles; da la teoría exacta de los eclipses de Luna por inmersión en la sombra de la Tierra: primera teoría de un fenómeno astronómico por una relación entre los astros.
Filolao (410a.c.) Dice que el centro del mundo está ocupado por un cierto “fuego”; el Sol gira en un año en torno a ese fuego central en una órbita más lejana. Alrededor del fuego, rota un planeta desconocido: la “Anti-Tierra”, luego viene la Tierra, describiendo un circulo alrededor del fuego en 24 horas, pero volviendo siempre la misma cara al exterior. Más lejos coloca a la Luna, al Sol y luego a los planetas en el siguiente orden: Venus, Mercurio, Marte, Júpiter y Saturno.
Heráclides del Ponto (373 a.c.) Dice que la tierra gira sobre sí misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo. También señaló que Venus gira alrededor del Sol y en torno a la Tierra, reafirmando que a veces, Venus se halla más cerca y otras más lejos de nosotros.
PLATON: por su parte sostenía que la tierra estaba inmóvil en el centro del universo diseñando un sistema geométrico sencillo.
EUDOXIO: consideraba que cada planeta se encontraba fijo al ecuador de una esfera que rotaba uniformemente alrededor de sus dos polos.
2) Modelo geocéntrico: Los primeros estudios cosmológicos que tuvieron seria repercusión en las creencias humanas fueron los del filósofo griego Aristóteles
El modelo que éste proponía era simple: la Tierra era el centro del universo y el resto de astros giraban a su alrededor. Dichos astros giraban circularmente teniendo todos como eje de giro la Tierra. Además atribuyó una naturaleza celeste a dichos cuerpos: su movimiento era circular porque se consideraba el único movimiento perfecto
En el siglo II d.C. Claudio Ptolomeo sugirió un nuevo modelo en el que dotaba a los planetas de diversos movimientos simultáneos. Es decir, los planetas, además de girar circularmente alrededor de la Tierra como decía Aristóteles, se desplazaban en
Movimientos circulares secundarios llamados epiciclos, circunferencias menores al llamado deferente (movimiento de traslación alrededor de la Tierra de Aristóteles). Por ello, los movimientos celestes eran una conjunción de movimientos circulares que vistos todos ellos desde la Tierra daban la impresión de ser un sólo movimiento irregular e imperfecto. Está claro que cada planeta tiene su movimiento propio, diferente para cada uno, con irregularidades características de cada astro. Por ello, cada movimiento planetario tenía determinados epiciclos, no correspondidos con los epiciclos de cualquier otro planeta, es decir, cada astro tenía un número diferente de epiciclos, en momentos diferentes y en situaciones también distintas. Con ello podemos observar que en vez de hablar de un modelo astronómico, estamos inmersos en un conjunto de singularidades, distintas para cada planeta y que no siguen orden alguno, no siguen un patrón que determine que estamos ante un modelo correcto: simplemente nos encontramos ante un método que reproducía el conjunto de observaciones conocidas y las ajustaba a las nuevas observaciones.
Modelo heliocéntrico: los astrónomos empezaron a plantearse la perfección de los axiomas geocéntricos en los que se basaban. Copérnico fue uno de estos astrónomos. Propuso un revolucionario sistema basado en el Sol como centro universal y la Tierra como mero astro rotador sobre éste. En efecto, el resto de planetas del sistema también giraban circularmente alrededor del Sol: éste era el astro rey y no la Tierra. Postuló además que en el caso particular de nuestro planeta existían tres rotaciones:
1º - La ya comentada rotación alrededor del Sol (anual), llamado movimiento de traslación.
2º - La rotación sobre su propio eje (diaria), llamado movimiento de rotación.
3º - La rotación cónica (anual), llamado movimiento de recesión.
3) PTOLOMEO: diseño un modelo en el que supuso la tierra fija ubicada en el centro de un conjunto de astros que incluía el sol, la luna y los planetas, todos moviéndose a sus alrededores mas allá de estos astros se ubican las estrellas.
Explicaba los movimientos aparentes de los astros debido a que cada unos de ellos se movían describiendo una frecuencia llamada epiciclo, cuyo centro se movía a su vez describiendo otra circunferencia alrededor de la tierra llamada círculo deferente. Para explicar ciertas irregularidades en los movimientos de los planetas, se hizo luego necesario suponer que tanto el círculo deferente como el epiciclo, eran excéntricos.
4) En el sistema Ptolemaico, cada planeta es movido por dos o más esferas: una esfera es su deferente que se centra en la tierra, y la otra esfera es el epiciclo que se encaja en el deferente. El planeta se encaja en la esfera del epiciclo. El deferente rota alrededor de la tierra mientras que el epiciclo rota dentro del deferente, haciendo que el planeta se acerque y se aleje de la tierra en diversos puntos en su órbita, inclusive haciendo que disminuya su velocidad, se detenga, y se mueva en el sentido contrario (en movimiento retrógrado). Los epiciclos de Venus y de Mercurio están centrados siempre en una línea entre la Tierra y el Sol (Mercurio más cercano a la Tierra), lo que explica porqué siempre se encuentran cerca de él en el cielo. El orden de las esferas Ptolemaicas a partir de la Tierra es:
• Luna
• Mercurio
• Venus
• Sol
• Marte
• Júpiter
• Saturno
• Estrellas fijas
5) Las ideas más importantes del Sistema de Copérnico son:
• a diferencia de la teoría de Tolomeo, Copérnico vio que cuanto mayor era el radio de la órbita de un planeta, más tiempo tardaba en dar una vuelta completa alrededor del Sol.
• la Tierra giraba una vez al día sobre su eje.
• la Tierra completaba cada año una vuelta alrededor de él.
Las imperfecciones que presenta dicho sistema son:
• argumenta q los movimientos de los planetas eran circulares
• diferenciación del mundo celeste y terrestre
6) Entre 1543 y 1600 Copérnico contaba con muy pocos seguidores. Fue objeto de numerosas críticas, en especial de la Iglesia, por negar que la Tierra fuera el centro del Universo. La mayoría de sus seguidores servían a la corte de reyes, príncipes y emperadores. Los más importantes fueron Galileo y el astrónomo alemán Johannes Kepler, que a menudo discutían sobre sus respectivas interpretaciones de la teoría de Copérnico. El astrónomo danés Tycho Brahe llegó, en 1588, a una posición intermedia, según la cual la Tierra permanecía estática y el resto de los planetas giraban alrededor del Sol, que a su vez giraba también alrededor de la Tierra.
7)
SISTEMA DESCRIPCION
Brahe Presuponía que los cinco planetas conocidos giraban alrededor del Sol, el cual, junto con los planetas, daba una vuelta alrededor de la Tierra una vez al año. La Tierra es el centro del Universo y el Sol, alrededor del cual se mueven todos los planetas, gira alrededor de la Tierra. La esfera de las estrellas giraba una vez al día alrededor de la Tierra inmóvil.
Copérnico Proponía un sistema basado en el Sol como centro universal y a la Tierra y el resto de los planetas como astros rotadores sobre éste. Postuló también tres rotaciones que realizaba nuestro planeta: * rotación alrededor del Sol (anual), llamado movimiento de traslación. * Rotación sobre su propio eje (diaria), llamado movimiento de rotación. * Rotación cónica (anual), llamado movimiento de recesión.
Ptolomeo Diseño un modelo en el que supuso la tierra fija ubicada en el centro de un conjunto de astros que incluía el sol, la luna y los planetas, todos moviéndose a sus alrededores y más allá de estos astros se ubican las estrellas. Explicaba los movimientos aparentes de los astros debido a que cada unos de ellos se movían describiendo una frecuencia llamada epiciclo
8) Las palabras de Albert Einstein nos dan a entender que es tan importante la experiencia como los conocimientos previos que el investigador tiene acerca de un tema.
9) Principales aportes de Tycho Brahe:
• Realizó medidas sistemáticas y precisas de la posición de los planetas, el Sol y la Luna, a partir de las cuales encontró que los planetas se desviaban de las posiciones predichas por los movimientos epicíclicos y resolvió casi por completo el movimiento lunar.
• Sin instrumentos, excepto una esfera y un compás, consiguió detectar graves errores en las tablas astronómicas de la época y se dispuso a corregirlos.
• Hizo que se construyera Uraniborg, un palacio que se convertiría en el primer instituto de investigación astronómica.
• En aquella época se creía en la inmutabilidad del cielo y en la imposibilidad de la aparición de nuevas estrellas, pero Brahe en 1572, cuando tenía 26 años de edad, observó una supernova en la constelación de Cassiopeia. No fue el primero en descubrir la aparición de esta supernova, pero publicó las mejores observaciones de su aparición y de la evolución de su brillo, razón por la cual se le conoce con su nombre.
• Observó los cometas de los años 1577, 1580, 1585, 1593 y 1596 y su poca paralaje le llevó a suponer que se trataba de fenómenos supralunares, situándolo, por tanto, lejos de la atmósfera terrestre, contrariamente a lo que muchos pensaban. La determinación de la órbita de dicho cometa, le permitió enterrar definitivamente la idea de los orbes como cuerpos materiales.
Tras su muerte, las medidas sobre la posición de los planetas pasaron a posesión de Kepler, y las medidas del movimiento de Marte, en particular de su movimiento retrógrado, fueron esenciales para que pudiera formular las tres leyes que rigen el movimiento de los planetas. Posteriormente, estas leyes sirvieron de base a la Ley de la Gravitación Universal de Newton.
10) Primera Ley de Kepler (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.
Esta Ley permitió afirmar el modelo heliocéntrico propuesto por Copérnico y explicar los movimientos que realizan los planetas en torno al sol.
11) Las importancias que tuvo la utilización del telescopio de Galileo son:
• Desveló, por primera vez desde la Antigüedad, muchísimas estrellas y fenómenos que eran demasiado débiles para el ojo humano, iniciándose así la Astronomía moderna.
• Gracias a sus observaciones, construyó un poderoso argumento a favor del universo copernicano.
Sus mayores argumentos a favor del sistema heliocéntrico provenían de la observación de que las lunas de Júpiter constituían un sistema parecido a lo que debía ser el sistema solar, y de la constatación de que Venus pasaba por fases similares a las de nuestra Luna.
12) Newton elaboro la ley de gravitación universal y estableció las bases de la mecánica clásica mediante las leyes que llevan su nombre. Entre sus otros descubrimientos científicos destacan los trabajos sobre la naturaleza de la luz y la óptica y el desarrollo del cálculo matemático.
Newton fue el primero, a través de la ley de gravitación universal en demostrar que las mismas leyes que gobernaban el movimiento en la tierra eran las mismas que gobernaban los movimientos de los cuerpos celestes en el espacio y determinaban todos los fenómenos terrestres y celestes
13) Durante el siglo 19, las observaciones de las posiciones de Urano se notaban en discrepancia con las efemérides predichas. Dos matemáticos, un francés, Urbain Leverrier, y un inglés, John Couch Adams, analizaron estas pequeñas desviaciones de las posiciones predichas asumiendo que eran debidas a la atracción gravitacional de otro, desconocido, planeta. Adams y Leverrier trabajaron independientemente, y ambos predijeron la presencia de un nuevo planeta, en substancialmente el mismo lugar en el cielo.
Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de otro planeta, Neptuno, que encontró Galle, el 23 de septiembre de 1846, a menos de un grado de la posición calculada por Adams y Le Verrier. Más tarde se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno.
Neptuno es un planeta muy azulado muy similar a Urano; es ligeramente más pequeño pero su masa es más densa.
Anaximandro (570 a.c.) Afirma que la tierra es cilíndrica, tres veces más ancha que profunda y únicamente con la parte superior habitada; esta Tierra está aislada en el espacio. El cielo es una esfera en el centro de la cual se sostiene, sin soportes, nuestro cilindro. Los astros pertenecen a ruedas tubulares opacas que contienen fuego y en las cuales, en ciertos puntos, un agujero deja ver ese fuego. Esas ruedas giran alrededor del cilindro terrestre: Primera noción del círculo en cosmología. Los eclipses y las fases de la Luna resultan de la obturación de sus respectivos agujeros. Además, las estrellas estaban más cerca de la Luna y el Sol.
Heráclides (500a.c.) Le atribuye al Sol el tamaño de un pie humano y ve en él una antorcha divina que nace y muere cada día. Al mismo tiempo, hace girar sobre si misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo.
Tales (600a.c.) Atribuye forma esférica a la Tierra y a todos los astros del cielo, considerando a nuestro planeta un cuerpo de segunda importancia que no esta en reposo en el centro del universo.
Anaxágoras (450 a.c.) Dice que los planetas y la Luna son cuerpos sólidos como la Tierra, lanzados al espacio como proyectiles; da la teoría exacta de los eclipses de Luna por inmersión en la sombra de la Tierra: primera teoría de un fenómeno astronómico por una relación entre los astros.
Filolao (410a.c.) Dice que el centro del mundo está ocupado por un cierto “fuego”; el Sol gira en un año en torno a ese fuego central en una órbita más lejana. Alrededor del fuego, rota un planeta desconocido: la “Anti-Tierra”, luego viene la Tierra, describiendo un circulo alrededor del fuego en 24 horas, pero volviendo siempre la misma cara al exterior. Más lejos coloca a la Luna, al Sol y luego a los planetas en el siguiente orden: Venus, Mercurio, Marte, Júpiter y Saturno.
Heráclides del Ponto (373 a.c.) Dice que la tierra gira sobre sí misma en 24 horas mientras que el cielo está en reposo. También señaló que Venus gira alrededor del Sol y en torno a la Tierra, reafirmando que a veces, Venus se halla más cerca y otras más lejos de nosotros.
PLATON: por su parte sostenía que la tierra estaba inmóvil en el centro del universo diseñando un sistema geométrico sencillo.
EUDOXIO: consideraba que cada planeta se encontraba fijo al ecuador de una esfera que rotaba uniformemente alrededor de sus dos polos.
2) Modelo geocéntrico: Los primeros estudios cosmológicos que tuvieron seria repercusión en las creencias humanas fueron los del filósofo griego Aristóteles
El modelo que éste proponía era simple: la Tierra era el centro del universo y el resto de astros giraban a su alrededor. Dichos astros giraban circularmente teniendo todos como eje de giro la Tierra. Además atribuyó una naturaleza celeste a dichos cuerpos: su movimiento era circular porque se consideraba el único movimiento perfecto
En el siglo II d.C. Claudio Ptolomeo sugirió un nuevo modelo en el que dotaba a los planetas de diversos movimientos simultáneos. Es decir, los planetas, además de girar circularmente alrededor de la Tierra como decía Aristóteles, se desplazaban en
Movimientos circulares secundarios llamados epiciclos, circunferencias menores al llamado deferente (movimiento de traslación alrededor de la Tierra de Aristóteles). Por ello, los movimientos celestes eran una conjunción de movimientos circulares que vistos todos ellos desde la Tierra daban la impresión de ser un sólo movimiento irregular e imperfecto. Está claro que cada planeta tiene su movimiento propio, diferente para cada uno, con irregularidades características de cada astro. Por ello, cada movimiento planetario tenía determinados epiciclos, no correspondidos con los epiciclos de cualquier otro planeta, es decir, cada astro tenía un número diferente de epiciclos, en momentos diferentes y en situaciones también distintas. Con ello podemos observar que en vez de hablar de un modelo astronómico, estamos inmersos en un conjunto de singularidades, distintas para cada planeta y que no siguen orden alguno, no siguen un patrón que determine que estamos ante un modelo correcto: simplemente nos encontramos ante un método que reproducía el conjunto de observaciones conocidas y las ajustaba a las nuevas observaciones.
Modelo heliocéntrico: los astrónomos empezaron a plantearse la perfección de los axiomas geocéntricos en los que se basaban. Copérnico fue uno de estos astrónomos. Propuso un revolucionario sistema basado en el Sol como centro universal y la Tierra como mero astro rotador sobre éste. En efecto, el resto de planetas del sistema también giraban circularmente alrededor del Sol: éste era el astro rey y no la Tierra. Postuló además que en el caso particular de nuestro planeta existían tres rotaciones:
1º - La ya comentada rotación alrededor del Sol (anual), llamado movimiento de traslación.
2º - La rotación sobre su propio eje (diaria), llamado movimiento de rotación.
3º - La rotación cónica (anual), llamado movimiento de recesión.
3) PTOLOMEO: diseño un modelo en el que supuso la tierra fija ubicada en el centro de un conjunto de astros que incluía el sol, la luna y los planetas, todos moviéndose a sus alrededores mas allá de estos astros se ubican las estrellas.
Explicaba los movimientos aparentes de los astros debido a que cada unos de ellos se movían describiendo una frecuencia llamada epiciclo, cuyo centro se movía a su vez describiendo otra circunferencia alrededor de la tierra llamada círculo deferente. Para explicar ciertas irregularidades en los movimientos de los planetas, se hizo luego necesario suponer que tanto el círculo deferente como el epiciclo, eran excéntricos.
4) En el sistema Ptolemaico, cada planeta es movido por dos o más esferas: una esfera es su deferente que se centra en la tierra, y la otra esfera es el epiciclo que se encaja en el deferente. El planeta se encaja en la esfera del epiciclo. El deferente rota alrededor de la tierra mientras que el epiciclo rota dentro del deferente, haciendo que el planeta se acerque y se aleje de la tierra en diversos puntos en su órbita, inclusive haciendo que disminuya su velocidad, se detenga, y se mueva en el sentido contrario (en movimiento retrógrado). Los epiciclos de Venus y de Mercurio están centrados siempre en una línea entre la Tierra y el Sol (Mercurio más cercano a la Tierra), lo que explica porqué siempre se encuentran cerca de él en el cielo. El orden de las esferas Ptolemaicas a partir de la Tierra es:
• Luna
• Mercurio
• Venus
• Sol
• Marte
• Júpiter
• Saturno
• Estrellas fijas
5) Las ideas más importantes del Sistema de Copérnico son:
• a diferencia de la teoría de Tolomeo, Copérnico vio que cuanto mayor era el radio de la órbita de un planeta, más tiempo tardaba en dar una vuelta completa alrededor del Sol.
• la Tierra giraba una vez al día sobre su eje.
• la Tierra completaba cada año una vuelta alrededor de él.
Las imperfecciones que presenta dicho sistema son:
• argumenta q los movimientos de los planetas eran circulares
• diferenciación del mundo celeste y terrestre
6) Entre 1543 y 1600 Copérnico contaba con muy pocos seguidores. Fue objeto de numerosas críticas, en especial de la Iglesia, por negar que la Tierra fuera el centro del Universo. La mayoría de sus seguidores servían a la corte de reyes, príncipes y emperadores. Los más importantes fueron Galileo y el astrónomo alemán Johannes Kepler, que a menudo discutían sobre sus respectivas interpretaciones de la teoría de Copérnico. El astrónomo danés Tycho Brahe llegó, en 1588, a una posición intermedia, según la cual la Tierra permanecía estática y el resto de los planetas giraban alrededor del Sol, que a su vez giraba también alrededor de la Tierra.
7)
SISTEMA DESCRIPCION
Brahe Presuponía que los cinco planetas conocidos giraban alrededor del Sol, el cual, junto con los planetas, daba una vuelta alrededor de la Tierra una vez al año. La Tierra es el centro del Universo y el Sol, alrededor del cual se mueven todos los planetas, gira alrededor de la Tierra. La esfera de las estrellas giraba una vez al día alrededor de la Tierra inmóvil.
Copérnico Proponía un sistema basado en el Sol como centro universal y a la Tierra y el resto de los planetas como astros rotadores sobre éste. Postuló también tres rotaciones que realizaba nuestro planeta: * rotación alrededor del Sol (anual), llamado movimiento de traslación. * Rotación sobre su propio eje (diaria), llamado movimiento de rotación. * Rotación cónica (anual), llamado movimiento de recesión.
Ptolomeo Diseño un modelo en el que supuso la tierra fija ubicada en el centro de un conjunto de astros que incluía el sol, la luna y los planetas, todos moviéndose a sus alrededores y más allá de estos astros se ubican las estrellas. Explicaba los movimientos aparentes de los astros debido a que cada unos de ellos se movían describiendo una frecuencia llamada epiciclo
8) Las palabras de Albert Einstein nos dan a entender que es tan importante la experiencia como los conocimientos previos que el investigador tiene acerca de un tema.
9) Principales aportes de Tycho Brahe:
• Realizó medidas sistemáticas y precisas de la posición de los planetas, el Sol y la Luna, a partir de las cuales encontró que los planetas se desviaban de las posiciones predichas por los movimientos epicíclicos y resolvió casi por completo el movimiento lunar.
• Sin instrumentos, excepto una esfera y un compás, consiguió detectar graves errores en las tablas astronómicas de la época y se dispuso a corregirlos.
• Hizo que se construyera Uraniborg, un palacio que se convertiría en el primer instituto de investigación astronómica.
• En aquella época se creía en la inmutabilidad del cielo y en la imposibilidad de la aparición de nuevas estrellas, pero Brahe en 1572, cuando tenía 26 años de edad, observó una supernova en la constelación de Cassiopeia. No fue el primero en descubrir la aparición de esta supernova, pero publicó las mejores observaciones de su aparición y de la evolución de su brillo, razón por la cual se le conoce con su nombre.
• Observó los cometas de los años 1577, 1580, 1585, 1593 y 1596 y su poca paralaje le llevó a suponer que se trataba de fenómenos supralunares, situándolo, por tanto, lejos de la atmósfera terrestre, contrariamente a lo que muchos pensaban. La determinación de la órbita de dicho cometa, le permitió enterrar definitivamente la idea de los orbes como cuerpos materiales.
Tras su muerte, las medidas sobre la posición de los planetas pasaron a posesión de Kepler, y las medidas del movimiento de Marte, en particular de su movimiento retrógrado, fueron esenciales para que pudiera formular las tres leyes que rigen el movimiento de los planetas. Posteriormente, estas leyes sirvieron de base a la Ley de la Gravitación Universal de Newton.
10) Primera Ley de Kepler (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.
Esta Ley permitió afirmar el modelo heliocéntrico propuesto por Copérnico y explicar los movimientos que realizan los planetas en torno al sol.
11) Las importancias que tuvo la utilización del telescopio de Galileo son:
• Desveló, por primera vez desde la Antigüedad, muchísimas estrellas y fenómenos que eran demasiado débiles para el ojo humano, iniciándose así la Astronomía moderna.
• Gracias a sus observaciones, construyó un poderoso argumento a favor del universo copernicano.
Sus mayores argumentos a favor del sistema heliocéntrico provenían de la observación de que las lunas de Júpiter constituían un sistema parecido a lo que debía ser el sistema solar, y de la constatación de que Venus pasaba por fases similares a las de nuestra Luna.
12) Newton elaboro la ley de gravitación universal y estableció las bases de la mecánica clásica mediante las leyes que llevan su nombre. Entre sus otros descubrimientos científicos destacan los trabajos sobre la naturaleza de la luz y la óptica y el desarrollo del cálculo matemático.
Newton fue el primero, a través de la ley de gravitación universal en demostrar que las mismas leyes que gobernaban el movimiento en la tierra eran las mismas que gobernaban los movimientos de los cuerpos celestes en el espacio y determinaban todos los fenómenos terrestres y celestes
13) Durante el siglo 19, las observaciones de las posiciones de Urano se notaban en discrepancia con las efemérides predichas. Dos matemáticos, un francés, Urbain Leverrier, y un inglés, John Couch Adams, analizaron estas pequeñas desviaciones de las posiciones predichas asumiendo que eran debidas a la atracción gravitacional de otro, desconocido, planeta. Adams y Leverrier trabajaron independientemente, y ambos predijeron la presencia de un nuevo planeta, en substancialmente el mismo lugar en el cielo.
Tras el descubrimiento de Urano, se observó que las órbitas de Urano, Saturno y Júpiter no se comportaban tal como predecían las leyes de Kepler y de Newton. Adams y Le Verrier, de forma independiente, calcularon la posición de otro planeta, Neptuno, que encontró Galle, el 23 de septiembre de 1846, a menos de un grado de la posición calculada por Adams y Le Verrier. Más tarde se advirtió que Galileo ya había observado Neptuno en 1611, pero lo había tomado por una estrella.
Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra. Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno.
Neptuno es un planeta muy azulado muy similar a Urano; es ligeramente más pequeño pero su masa es más densa.
sábado, 19 de junio de 2010
PRINCIPALES INSTITUCIONES ASTRONÓMICAS DE LA ARGENTINA
Observatorio Astronómico Nacional de Córdoba
El Observatorio Astronómico de Córdoba, fundado el 24 de octubre de 1871 y dependiente desde 1954 del Rectorado de la Universidad Nacional de Córdoba, tiene como objetivos la investigación, enseñanza y extensión en Astronomía. Se encuentra en la ciudad de Córdoba ubicado en la calle Laprida 854
Aspectos institucionales:
Consejo Consultivo:
Director: Dr. Emilio Lapasset
Vice-Director: Dr. Diego García Lambas
Claustro Profesores: Dr. Javier Ahumada (Titular)
Dr. Cristián Beaugé (Titular)
Dra. Victoria Alonso (Titular)
Dr. Mario Abadi (Suplente)
Dr. Manuel Merchán (Suplente)
Claustro Auxiliares: Lic. Marcelo Lares (Titular)
Dr. Ariel Zandivarez (Titular)
Claustro no-Docente: Sr. Florencio Cequeira (Titular)
Sr. Pablo Morales (Suplente)
Instrumental que poseen: Los telescopios que tiene el Observatorio Astronómico de Córdoba fijos y en funcionamiento son dos:
Telescopio refractor de 30cm de diámetro: ubicado en la sede central del OAC en la ciudad de Córdoba. Solamente se emplea para la atención de visitas, no tiene uso científico.
Telescopio reflector de 1,54m de diámetro: ubicado en la Estación Astrofísica de Bosque Alegre a unos 50km de la ciudad de Córdoba en las Sierras Chicas, su altitud es de 1250 m sobre el nivel del mar.
La cúpula principal, de 20 m de diámetro, alberga el telescopio cuyo
Espejo principal tiene 1,54 m de diámetro. Este telescopio sí tiene utilidad científica, y para ello tiene acoplado un espectrógrafo multifunción con una cámara CCD (digital) de grado científico.
El Telescopio reflector, fue fabricado por la compañía 'Warner & Swasey'. Su espejo parabólico que tiene 154 cm. de diámetro. El telescopio que pesa 28 toneladas esta modernizado con instrumental electrónico y es el principal de la institución, tiene adosado un espectrógrafo multifunción de origen Ruso que permite efectuar imágenes y espectros de los objetos celestes. Este Instrumento permite la obtención de diversos tipos de imágenes astronómicas como así también efectuar espectroscopia (descomposición de la luz en sus componentes) en distintas configuraciones y resoluciones. El detector que utiliza el espectrógrafo es un CCD de 1024 x 1024 píxeles con el cual se logra un campo de visión máximo cuadrado de unos 6 minutos de arco por lado (aproximadamente la quinta parte del tamaño de la Luna llena). En casos de eventos como eclipses, ocultaciones y aproximación de cometas se atiende al público como parte de las tareas de divulgación científica.
Equipos de profesionales que trabajan en la misma:
Hay muchos astrónomos que se dedican a hacer teoría, y por lo tanto no hacen observaciones ni con estos telescopios ni con ningún otro. En cuanto a los "astrónomos observacionales”, usualmente no requieren más de 10 o 15 noches de observación en todo el año, y para hacerlas pueden, al menos en principio, recurrir a casi cualquier telescopio del mundo.
Afortunadamente la Astronomía es una ciencia que está positivamente globalizada desde hace mucho tiempo, y esto nos permite compartir los recursos, por lo que cualquier astrónomo del mundo puede observar con cualquier telescopio del mundo, siempre que siga los procedimientos establecidos por el observatorio para solicitar tiempo de observación y su solicitud sea aprobada.
Proyectos de investigación: los astrónomos del Observatorio de Córdoba propusieron una serie de proyectos astronómicos de relevancia que fueron llevados a cabo en Bosque Alegre luego de su reacondicionamiento.
Entre ellos podemos mencionar:
-Estudio de cuerpos menores del Sistema Solar: consistía en observar los cometas, asteroides, y Neos, cuerpos celestes que se aproximan mucho a la Tierra en su trayectoria y pueden colisionar con el planeta. Las observaciones permitió a los astrónomos formar parte del consorcio que estudia estos objetos. “Es importante detectarlos por si hay riesgo de choque con la Tierra. Asimismo, su descripción da información sobre cómo fue nuestro sistema solar en sus comienzos”, indicó la astrónoma.
-Detección de estrellas enanas marrones: son estrellas frustradas que no tienen suficiente temperatura o masa para transformarse en estrellas. El espectrógrafo multifunción permitió detectar indirectamente la existencia de
estas enanas marrones, como compañeras de estrellas parecidas al Sol, a través de la técnica de velocidades radiales. “La presencia de una compañera enana marrón no detectada, hace que la estrella se mueva y observando el movimiento de la estrella podemos inferir la existencia de las enanas marrones y estudiarlas”, expresó Gómez.
-Espectroscopía de estrellas simbióticas: es el estudio de estrellas que viven juntas y permite conocer acerca de la etapa final de la vida de las estrellas.
-Espectroscopía de Estrellas Masivas con envolturas gaseosas extendidas: indaga a las estrellas en el momento en que explotan para conocer sobre su evolución y muerte.
-Espectrometría de cúmulos estelares (conjunto de estrellas)
-Fotometría y espectroscopia de galaxias normales y activas para analizar sus componentes químicos, características físicas y movimientos.
Actividades desarrolladas durante el año internacional de la astronomía
Galilean Nights
La acción global Galilean Nights, proyectada en el marco del AIA2009, con el objetivo de acercar telescopios a espacios públicos para que muchos ciudadanos pudieran recrear de algún modo la experiencia de Galileo con su primer telescopio. Más que sacar telescopios a la vía pública se brindaron una serie de 6 conferencias para todo público tocando distintos tópicos de la astronomía a cargo de algunos de los investigadores mas reconocidos, también se monto una galería de imágenes que fue llevada por varios puntos del país y que sirvió para que la gente pudiera hacer preguntas a astrónomos y estudiantes.
Algunas de las personas involucradas en el proyecto y en las conferencias fueron: Dr. José Viramonte de la Universidad Nacional de Salta y del CONICET, Andrea Costa, Mercedes Gómez, Juan José Clariá, Mario Abadi y Diego García Lambas
Telescopio Itinerante
El 18 de Abril de 2009, astrónomos del Observatorio de Córdoba dieron comienzo a viajes itinerantes por el interior de la Provincia de Córdoba, con el fin de que niños, jóvenes, adultos y público en general accedan a conferencias de divulgación y observaciones nocturnas con un telescopio.
Se recorrieron 7777 Km y se han visitado 27 localidades. Los objetivos principales de cada visita eran una charla de divulgación a cargo de un astrónomo, mostrar videos para despertarles la curiosidad y realizar observaciones directas con un telescopio Celestron de 11 pulgadas.
100 Horas de Astronomía
Como parte de los festejos por el año internacional de la Astronomía, se realizaron a nivel mundial el evento denominado "100 horas de Astronomía", durante los días 2, 3, 4 y 5 de abril de 2009. Durante este evento el Observatorio Astronómico de Córdoba (calle Laprida 854) ha abierto sus puertas al público en general, en horario corrido, donde se desarrollaron diferentes actividades: * Observación nocturna de los astros por distintos telescopios * Proyecciones solares (diurnas) * Visitas al museo (de 15 a 21 hs) y a la biblioteca del Observatorio * Videos documentales de Astronomía (didáticos, de 1 hora de duración, y otros de 10 minutos) * Charlas de Astrónomos invitados (a las 20 hs) * Paseo por un sistema solar a escala en el parque del Observatorio * Galería de imágenes, presentación de la exhibición denominada "El universo desde la Tierra".
Observatorio Naval Buenos Aires
El Observatorio de Marina (más tarde denominado Observatorio Naval) tuvo su inicio formal un 16 de agosto de 1881, a través de un Decreto del Presidente Julio A. Roca fue parte de la Escuela Naval y hoy es parte de la Oficina Central de Hidrografía. El Observatorio fue puesto a punto el 3 de diciembre de 1882, solo 3 días antes del pasaje de Venus. Las tareas actuales del Observatorio Naval están focalizadas hacia sus misiones fundamentales: operar y cumplir el Servicio Público Nacional de la Hora Oficial, emitir Frecuencias Patrones (sistema de señales de radio de frecuencia VLF para sincronizar relojes) y editar el Almanaque Náutico y su Suplemento (provee datos astronómicos para resolver el problema del posicionamiento en la navegación, la aeronavegación y la geodesia).
Aspectos institucionales:
JEFE DEL SERVICIO DE HIDROGRAFIA NAVAL: Contralmirante (RS) Andrés Roque Di Vincenzo
SUBJEFE DEL SERVICIO DE HIDROGRAFIA NAVAL: Capitán de Navío Raúl Héctor Llorente
SECRETARIO TECNICO: Capitán de Navío Juan Carlos Nicolau
Instrumental que poseen:
Actualmente el Servicio está equipado con:
• 2 Cesios comerciales,
• 2 Relojes Esclavos Rhode-Schwars
• Un Micro-Steper (que permite ajustes en frecuencia y tiempo),
• Un Receptor Monofrecuencia GPS (dedicado a Tiempo)
• Un Contador Digital al 10-8 segundo y
• Un Receptor-Comparador TV que mantiene enlace con la Estación Migueletes del I.G.M
Formas básicas de diseminación de Tiempo están ahora operativas: Transmisión de Señales Radio-horarias (por L.O.L.) conjuntamente con Frecuencias Patrones a razón de cinco transmisiones diarias en las frecuencias de 5, 10 y 15 MHZ. Transmisión de Tops para emisoras radiales en la banda de AM cada media hora y Servicio de Tops telefónicos en el nivel 113 audibles en todo el país.
Proyectos:
• Llevar la hora oficial a los documentos legales en Internet
• Proyecto de cambio de hora de argentina al uso horario UTC-4
Actividades que desarrollo en el Año Internacional de la Astronomía:
• Junto con la Secretaria de Educación, la Subsecretaria de Promoción de Igualdad y Calidad Educativa y la Dirección de Planeamiento e Información Educativa el Observatorio Naval de Buenos Aires participo en el documento de las Propuestas Educativas para El Año Internacional de la Astronomía propuesto por el Gobierno de Córdoba. Dentro de este documento se daba una breve explicación sobre el Año Internacional de la Astronomía y su importancia, luego sugería realizar distintas actividades como:
* Visitas al planetario Carl Sagan
* Elaboración de instrumentos astronómicos
* Observación celestes
* Conferencias sobre Astronomía
* Creación de clubes de Astronomía
* Campamentos o salidas de campo científicas-astronómicas
* Muestras fotográficas
Bibliografía
• Observatorio Naval Buenos Aires “Inicio, Contactos” [http://www.hidro.gov.ar/qsomos/Inf_Donba.asp#EL%20OBSERVATORIO%20NAVAL%20HOY], consulta: 07-08/04/2010
• Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba “Inicio, Personal, Contactos, Principal” [http://www.oac.uncor.edu/apache2-default/adminweb/html/index.html], consulta 07-08/04/2010
• Espacio profundo, “Visita a la Estación Astrofísica de Bosque Alegre” [http://www.espacioprofundo.com.ar/verarticulo/Visita_a_la_Estacion_Astrofisica_de_Bosque_Alegre.html] consulta, 08/04/2010
• Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba, “AIA 2009”
[http://2009aia.blogspot.com/] 08/04/2010
• Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba, “Estación Astrofísica Bosque Alegre” [http://www.secyt.unc.edu.ar/Nuevo/documentos/20081220BosqueAlegre.pdf] 08/04/2010
• Dayana Barrionuevo, “Reapertura del observatorio del Bosque Alegre”[http://www.dayanabarrionuevo.com/reapertura-del-observatorio-del-bosque-alegre/] 07/04/2010
• Infobaeprofesional.com “Llevarán la hora oficial a Internet para fomentar el e-commerce”[http://www.iprofesional.com/notas/60901-Llevaran-la-hora-oficial-a-Internet-para-fomentar-el-e-commerce.html] 30/03/2010
• Gob. de la Pcia. De Córdoba, “AIA 2009” [http://historiadelaastronomia.files.wordpress.com/2008/12/ano-internacional-de-la-astronomia.pdf] 06/04/2010
• Dra. Felicitas Arias, “Informe acerca del proyecto de cambio de la Hora Oficial Argentina a UTC-2h [http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/extension-y-difusion/informe-acerca-del-proyecto-de-cambio-de-la-hora]
El Observatorio Astronómico de Córdoba, fundado el 24 de octubre de 1871 y dependiente desde 1954 del Rectorado de la Universidad Nacional de Córdoba, tiene como objetivos la investigación, enseñanza y extensión en Astronomía. Se encuentra en la ciudad de Córdoba ubicado en la calle Laprida 854
Aspectos institucionales:
Consejo Consultivo:
Director: Dr. Emilio Lapasset
Vice-Director: Dr. Diego García Lambas
Claustro Profesores: Dr. Javier Ahumada (Titular)
Dr. Cristián Beaugé (Titular)
Dra. Victoria Alonso (Titular)
Dr. Mario Abadi (Suplente)
Dr. Manuel Merchán (Suplente)
Claustro Auxiliares: Lic. Marcelo Lares (Titular)
Dr. Ariel Zandivarez (Titular)
Claustro no-Docente: Sr. Florencio Cequeira (Titular)
Sr. Pablo Morales (Suplente)
Instrumental que poseen: Los telescopios que tiene el Observatorio Astronómico de Córdoba fijos y en funcionamiento son dos:
Telescopio refractor de 30cm de diámetro: ubicado en la sede central del OAC en la ciudad de Córdoba. Solamente se emplea para la atención de visitas, no tiene uso científico.
Telescopio reflector de 1,54m de diámetro: ubicado en la Estación Astrofísica de Bosque Alegre a unos 50km de la ciudad de Córdoba en las Sierras Chicas, su altitud es de 1250 m sobre el nivel del mar.
La cúpula principal, de 20 m de diámetro, alberga el telescopio cuyo
Espejo principal tiene 1,54 m de diámetro. Este telescopio sí tiene utilidad científica, y para ello tiene acoplado un espectrógrafo multifunción con una cámara CCD (digital) de grado científico.
El Telescopio reflector, fue fabricado por la compañía 'Warner & Swasey'. Su espejo parabólico que tiene 154 cm. de diámetro. El telescopio que pesa 28 toneladas esta modernizado con instrumental electrónico y es el principal de la institución, tiene adosado un espectrógrafo multifunción de origen Ruso que permite efectuar imágenes y espectros de los objetos celestes. Este Instrumento permite la obtención de diversos tipos de imágenes astronómicas como así también efectuar espectroscopia (descomposición de la luz en sus componentes) en distintas configuraciones y resoluciones. El detector que utiliza el espectrógrafo es un CCD de 1024 x 1024 píxeles con el cual se logra un campo de visión máximo cuadrado de unos 6 minutos de arco por lado (aproximadamente la quinta parte del tamaño de la Luna llena). En casos de eventos como eclipses, ocultaciones y aproximación de cometas se atiende al público como parte de las tareas de divulgación científica.
Equipos de profesionales que trabajan en la misma:
Hay muchos astrónomos que se dedican a hacer teoría, y por lo tanto no hacen observaciones ni con estos telescopios ni con ningún otro. En cuanto a los "astrónomos observacionales”, usualmente no requieren más de 10 o 15 noches de observación en todo el año, y para hacerlas pueden, al menos en principio, recurrir a casi cualquier telescopio del mundo.
Afortunadamente la Astronomía es una ciencia que está positivamente globalizada desde hace mucho tiempo, y esto nos permite compartir los recursos, por lo que cualquier astrónomo del mundo puede observar con cualquier telescopio del mundo, siempre que siga los procedimientos establecidos por el observatorio para solicitar tiempo de observación y su solicitud sea aprobada.
Proyectos de investigación: los astrónomos del Observatorio de Córdoba propusieron una serie de proyectos astronómicos de relevancia que fueron llevados a cabo en Bosque Alegre luego de su reacondicionamiento.
Entre ellos podemos mencionar:
-Estudio de cuerpos menores del Sistema Solar: consistía en observar los cometas, asteroides, y Neos, cuerpos celestes que se aproximan mucho a la Tierra en su trayectoria y pueden colisionar con el planeta. Las observaciones permitió a los astrónomos formar parte del consorcio que estudia estos objetos. “Es importante detectarlos por si hay riesgo de choque con la Tierra. Asimismo, su descripción da información sobre cómo fue nuestro sistema solar en sus comienzos”, indicó la astrónoma.
-Detección de estrellas enanas marrones: son estrellas frustradas que no tienen suficiente temperatura o masa para transformarse en estrellas. El espectrógrafo multifunción permitió detectar indirectamente la existencia de
estas enanas marrones, como compañeras de estrellas parecidas al Sol, a través de la técnica de velocidades radiales. “La presencia de una compañera enana marrón no detectada, hace que la estrella se mueva y observando el movimiento de la estrella podemos inferir la existencia de las enanas marrones y estudiarlas”, expresó Gómez.
-Espectroscopía de estrellas simbióticas: es el estudio de estrellas que viven juntas y permite conocer acerca de la etapa final de la vida de las estrellas.
-Espectroscopía de Estrellas Masivas con envolturas gaseosas extendidas: indaga a las estrellas en el momento en que explotan para conocer sobre su evolución y muerte.
-Espectrometría de cúmulos estelares (conjunto de estrellas)
-Fotometría y espectroscopia de galaxias normales y activas para analizar sus componentes químicos, características físicas y movimientos.
Actividades desarrolladas durante el año internacional de la astronomía
Galilean Nights
La acción global Galilean Nights, proyectada en el marco del AIA2009, con el objetivo de acercar telescopios a espacios públicos para que muchos ciudadanos pudieran recrear de algún modo la experiencia de Galileo con su primer telescopio. Más que sacar telescopios a la vía pública se brindaron una serie de 6 conferencias para todo público tocando distintos tópicos de la astronomía a cargo de algunos de los investigadores mas reconocidos, también se monto una galería de imágenes que fue llevada por varios puntos del país y que sirvió para que la gente pudiera hacer preguntas a astrónomos y estudiantes.
Algunas de las personas involucradas en el proyecto y en las conferencias fueron: Dr. José Viramonte de la Universidad Nacional de Salta y del CONICET, Andrea Costa, Mercedes Gómez, Juan José Clariá, Mario Abadi y Diego García Lambas
Telescopio Itinerante
El 18 de Abril de 2009, astrónomos del Observatorio de Córdoba dieron comienzo a viajes itinerantes por el interior de la Provincia de Córdoba, con el fin de que niños, jóvenes, adultos y público en general accedan a conferencias de divulgación y observaciones nocturnas con un telescopio.
Se recorrieron 7777 Km y se han visitado 27 localidades. Los objetivos principales de cada visita eran una charla de divulgación a cargo de un astrónomo, mostrar videos para despertarles la curiosidad y realizar observaciones directas con un telescopio Celestron de 11 pulgadas.
100 Horas de Astronomía
Como parte de los festejos por el año internacional de la Astronomía, se realizaron a nivel mundial el evento denominado "100 horas de Astronomía", durante los días 2, 3, 4 y 5 de abril de 2009. Durante este evento el Observatorio Astronómico de Córdoba (calle Laprida 854) ha abierto sus puertas al público en general, en horario corrido, donde se desarrollaron diferentes actividades: * Observación nocturna de los astros por distintos telescopios * Proyecciones solares (diurnas) * Visitas al museo (de 15 a 21 hs) y a la biblioteca del Observatorio * Videos documentales de Astronomía (didáticos, de 1 hora de duración, y otros de 10 minutos) * Charlas de Astrónomos invitados (a las 20 hs) * Paseo por un sistema solar a escala en el parque del Observatorio * Galería de imágenes, presentación de la exhibición denominada "El universo desde la Tierra".
Observatorio Naval Buenos Aires
El Observatorio de Marina (más tarde denominado Observatorio Naval) tuvo su inicio formal un 16 de agosto de 1881, a través de un Decreto del Presidente Julio A. Roca fue parte de la Escuela Naval y hoy es parte de la Oficina Central de Hidrografía. El Observatorio fue puesto a punto el 3 de diciembre de 1882, solo 3 días antes del pasaje de Venus. Las tareas actuales del Observatorio Naval están focalizadas hacia sus misiones fundamentales: operar y cumplir el Servicio Público Nacional de la Hora Oficial, emitir Frecuencias Patrones (sistema de señales de radio de frecuencia VLF para sincronizar relojes) y editar el Almanaque Náutico y su Suplemento (provee datos astronómicos para resolver el problema del posicionamiento en la navegación, la aeronavegación y la geodesia).
Aspectos institucionales:
JEFE DEL SERVICIO DE HIDROGRAFIA NAVAL: Contralmirante (RS) Andrés Roque Di Vincenzo
SUBJEFE DEL SERVICIO DE HIDROGRAFIA NAVAL: Capitán de Navío Raúl Héctor Llorente
SECRETARIO TECNICO: Capitán de Navío Juan Carlos Nicolau
Instrumental que poseen:
Actualmente el Servicio está equipado con:
• 2 Cesios comerciales,
• 2 Relojes Esclavos Rhode-Schwars
• Un Micro-Steper (que permite ajustes en frecuencia y tiempo),
• Un Receptor Monofrecuencia GPS (dedicado a Tiempo)
• Un Contador Digital al 10-8 segundo y
• Un Receptor-Comparador TV que mantiene enlace con la Estación Migueletes del I.G.M
Formas básicas de diseminación de Tiempo están ahora operativas: Transmisión de Señales Radio-horarias (por L.O.L.) conjuntamente con Frecuencias Patrones a razón de cinco transmisiones diarias en las frecuencias de 5, 10 y 15 MHZ. Transmisión de Tops para emisoras radiales en la banda de AM cada media hora y Servicio de Tops telefónicos en el nivel 113 audibles en todo el país.
Proyectos:
• Llevar la hora oficial a los documentos legales en Internet
• Proyecto de cambio de hora de argentina al uso horario UTC-4
Actividades que desarrollo en el Año Internacional de la Astronomía:
• Junto con la Secretaria de Educación, la Subsecretaria de Promoción de Igualdad y Calidad Educativa y la Dirección de Planeamiento e Información Educativa el Observatorio Naval de Buenos Aires participo en el documento de las Propuestas Educativas para El Año Internacional de la Astronomía propuesto por el Gobierno de Córdoba. Dentro de este documento se daba una breve explicación sobre el Año Internacional de la Astronomía y su importancia, luego sugería realizar distintas actividades como:
* Visitas al planetario Carl Sagan
* Elaboración de instrumentos astronómicos
* Observación celestes
* Conferencias sobre Astronomía
* Creación de clubes de Astronomía
* Campamentos o salidas de campo científicas-astronómicas
* Muestras fotográficas
Bibliografía
• Observatorio Naval Buenos Aires “Inicio, Contactos” [http://www.hidro.gov.ar/qsomos/Inf_Donba.asp#EL%20OBSERVATORIO%20NAVAL%20HOY], consulta: 07-08/04/2010
• Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba “Inicio, Personal, Contactos, Principal” [http://www.oac.uncor.edu/apache2-default/adminweb/html/index.html], consulta 07-08/04/2010
• Espacio profundo, “Visita a la Estación Astrofísica de Bosque Alegre” [http://www.espacioprofundo.com.ar/verarticulo/Visita_a_la_Estacion_Astrofisica_de_Bosque_Alegre.html] consulta, 08/04/2010
• Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba, “AIA 2009”
[http://2009aia.blogspot.com/] 08/04/2010
• Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba, “Estación Astrofísica Bosque Alegre” [http://www.secyt.unc.edu.ar/Nuevo/documentos/20081220BosqueAlegre.pdf] 08/04/2010
• Dayana Barrionuevo, “Reapertura del observatorio del Bosque Alegre”[http://www.dayanabarrionuevo.com/reapertura-del-observatorio-del-bosque-alegre/] 07/04/2010
• Infobaeprofesional.com “Llevarán la hora oficial a Internet para fomentar el e-commerce”[http://www.iprofesional.com/notas/60901-Llevaran-la-hora-oficial-a-Internet-para-fomentar-el-e-commerce.html] 30/03/2010
• Gob. de la Pcia. De Córdoba, “AIA 2009” [http://historiadelaastronomia.files.wordpress.com/2008/12/ano-internacional-de-la-astronomia.pdf] 06/04/2010
• Dra. Felicitas Arias, “Informe acerca del proyecto de cambio de la Hora Oficial Argentina a UTC-2h [http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/extension-y-difusion/informe-acerca-del-proyecto-de-cambio-de-la-hora]
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