DESCRIPCIÓN DE UNA ESTRELLA.
Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten
radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones
nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella.
Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo
la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en
rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de
posición se perciben sólo a través de los siglos.
SISTEMAS ESTELARES.
Un sistema estelar (binario o múltiple) 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.
Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o
una galaxia, si bien, en un
sentido extenso ambos son sistemas estelares.
AGRUPACIONES
ESTELARES
Son grupos de estrellas ligadas entre sí por la gravedad. A veces también
las liga su origen.
Se los suele llamar cúmulos estelares. Hay abiertos y cerrados
ASOCIACIONES ESTELARES.
Son grupos de estrellas con características físicas similares y que se
encuentran reunidas en una cierta región del espacio.Tienen una densidad
bastante menor y no están caracterizados por una estructura particular.
TEMPERATURA SUPERFICIAL DE UNA ESTRELLA
Es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas mediante la
explicación de las leyes de radiación: la ley de WIEN presenta problemas debido
al intervalo de longitud de onda. La ley de STEFAN-BOLTZMANN se emplea cuando
se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. La ley de BLANK es la
más utilizada para determinar temperatura por intermedio de colores.
CLASIFICACION ESPECTRAL
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Espectro de la
Estrella Rigel.
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Una de las maneras de clasificar las estrellas es por medio
de su espectro. Esta clasificacion fue desarrollada inicialmente en la Universidad de
Harvard, y posteriormente se fue perfeccionando hasta llegar a la actual
clasificación completa.
Clasificacion comun
Clasificacion extendida
Estrellas infrarrojas
Tipo: L
Temperatura superficial: entre 2000 - 1500ºK
Caracteristicas espectrales: Bandas de TiO y oxido de vanadio (VO) débiles;
hidruro de hierro (FeH) y hidruro de cromo (CrH) se incrementan; metales
alcalinos como (Na), potasio (K), cesio (Cs), rubidio (Rb). En enanas muy
marrones (líneas litio (Li)).
Ejemplos: 2MASS J1146+2230
existen los subtipos:
Subtipos:
Están indicados por un numero detrás de 0 a 9. Numero mas alto = temperatura
superficial más baja.
Otros tipos:
Tipo S
Descripción: Estrellas M con fuertes bandas de oxido de circonio (ZrO) y bandas
débiles o ausentes de TiO.
Subtipos:
Primer numero detrás: 1-10
Clase de temperatura: numero mas alto = temperatura de superficie mas baja.
Segundo numero detrás: 1-9
Clase de abundancia: numero mas alto = mas abundancia de ZrO a TiO
Ejemplos: U Cassiopeiae, T Camelopardalis
Tipo MS
Descripción: Estrella que tienen propiedades espectrales entre los tipos M y S.
Ejemplos: RR Carinae
Códigos añadidos
Còdigo 'a' + 'b'
Estrella mas brillante (a) o mas débil (b) que una estrella típica de su clase.
Para estrellas de clase I los códigos se usaran siempre.
DIAGRAMA DE HERTZPRUNG-RUSSELL
Es un grafico bidimensional que representa la relación entre el índice de
calor de una estrella (sobre las abscisas, aumentando hacia la derecha), por
esta razón se lo conoce también como diagrama color- magnitud debido a la
relación que existe entre índice de color, temperatura efectiva y tipo
espectral, cualquiera de ellos puede usarse indistintamente sobre el eje de las
abscisas.
MASA DE LAS ESTRELLAS
Los astrónomos han encontrado, mediante modelos numéricos y observaciones,
cómo se relaciona el tiempo de vida de una estrella y la masa con la que nace.
Las estrellas con masa mucho más grande que el Sol viven poco tiempo (unos
1.1 millones de años), cuanto más masiva sea una estrella más pronto morirá.
Una estrella con 100 veces la masa del sol habría nacido y muerto unas 4000
veces en lo que el Sol ha tenido de vida (4,500,000,000 años).
Por otro lado, las estrellas con menor masa que el Sol viven mucho tiempo
(10 mil millones de años). Cuanto menos masa tenga una estrella más tiempo
vivirá. De hecho, se han encontrado estrellas que se formaron poco después de
haberse creado el universo, hace unos 13,000,000,000 años. Sin embargo, hacia
ambos lados existen límites.
Teóricamente, no pueden existir estrellas con masas superiores a unas 150
masas solares. En estrellas de este tipo los vientos estelares y la presión de
radiación son tan grandes, que las capas más externas son arrancados violenta y
constantemente.
Observacionalmente, la estrella más masiva que se conoce es HD 269810 (150
veces la masa del Sol) en la nube mayor de Magallanes, en la constelación de
Dorado.
Hacia las bajas masas también hay límites. Teóricamente, es necesario que
una estrella tenga por lo menos 0.8 de la masa del Sol para que comiencen las
reacciones nucleares en su centro. Las estrellas de baja masa son muy difíciles
de encontrar puesto que no son muy brillantes.
Cabe hacer la aclaración de que las estrellas llamadas enanas no
necesariamente tienen poca masa.
Las estrellas de baja masa (desde .7 hasta 8 veces la masa del Sol) cuando
llegan al final de sus vidas pierden mucho del material que forma sus
envolventes y crean lo que conocemos como una nebulosa planetaria. Sin embargo,
en el centro de estas estrellas el matarial colapsa más y más hacia el centro.
Los átomos que forman el núcleo llegan a estar tan próximos unos de otros que
el material se vuelve degenerado, es decir que ya no se cumple el princípio de
exclusión de Pauli para los electrones. El resultado es un material muy denso,
tanto que un cubo del tamaño de un pulgar podría pesar en la tierra
toneladas¡¡. Estas son las llamadas estrellas enanas blancas.
Los objetos que por su baja masa no logran generar reacciones nucleares con
hidrógeno son llamadas enanas café o marrones. En realidad estos objetos, son
algo intermedio entre una estrella y un planeta. De hecho, podemos decir que un
objeto es una estrella en la secuencia principal (ver diagrama H-R) sí y solo
sí ya ha comenzado a quemar hidrógeno en su núcleo para transformarlo en helio.
Las enanas marrones podrían tener reacciones nucleares de deuterio (un isotopo
del hidrógeno), pero no serían estrellas en secuencia principal.
Finalmente, la diferencia entre una enana marrón y un planeta sería que,
este último se forma entorno a una estrella y del material que está siendo
acretado. El primero, es un objeto solitario, que terminará sus días como una
enana oscura, fría y sin jamás haber generado luz visible por sí misma.
Como se mencionó antes, la cantidad de estrellas de baja masa es mucho mayor
que el número de las muy masivas. Por cada estrella masiva se llegan a formar
cientos de baja masa. Sin embargo, como lo veremos en el siguiente artículo, la
luz visible proveniente de las estrellas de alta masa es la que domina, es
decir, podemos ver las galaxias y la nuestra es visible desde las otras,
gracias a las estrellas de alta masa, a pesar de que son las menos.
ESTRUCTURA INTERNA DE
LAS ESTRELLAS
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. Pero es una temperatura engañosa. En realidad
esta capa es muy poco densa y está formada por
partículas ionizadas
altamente aceleradas por el
campo
magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas
partículas altas temperaturas.
ANALISIS INTERIOR DE LAS ESTRELLAS
Las entrañas de la estrella
Ya tenemos pues un fenómeno físico -la propagación de ondas- que conecta el
interior de una estrella con su superficie. Bastaría con escuchar esas ondas
para disfrutar de un relato fidedigno de su aventura por las entrañas de la
estrella. ¿Le resulta familiar? ¡Exacto! La Sismología obra de
forma similar. Esta rama de la
Geofísica estudia el interior de la Tierra analizando las ondas
que se propagan, ya sea por fenómenos naturales (fallas, terremotos, volcanes,
etc.) o artificiales (cargas estratégicamente colocadas). Pues bien, de forma
análoga existe una rama de la
Astrofísica llamada
Sismología Estelar o
Astrosismología, que estudia el interior estelar a partir del análisis de las
ondas que se propagan por la estrella. Éstas, al contrario de las ondas
sísmicas de la Tierra,
no pierden su energía y están reflejándose continuamente dentro de la estrella.
Pero ¿cómo detectamos las ondas estelares a millones de kilómetros de
distancia y en el vacío? Recurriendo al ingenio al que hacíamos alusión al
comienzo. El astrosismólogo detecta, en realidad, variaciones de la intensidad
luminosa proveniente de la estrella. Dichas variaciones son periódicas y
obedecen a deformaciones de la superficie estelar inducidas por los modos
naturales de oscilación de la estrella. Se trata de los modos propios de
vibración, como los característicos de los instrumentos musicales. Cada modo de
oscilación se corresponde con una variación de la luz única, lo que permite su
identificación (de la misma manera que reconocemos una nota musical).
¿Cómo se determina la edad de las estrellas?
La respuesta corta es que nuestro Sol es la única estrella
de la que sabemos con absoluta precisión su edad, fijada en 4,570 millones de
años mediante datación radiactiva de meteoritos y métodos heliosísmicos.
Para el resto de estrellas, todos los métodos son bastante aproximados, a menos
que formen parte de un
cluster
(agrupaciones de cientos a millones de estrellas, más pequeñas que galaxias),
en cuyo caso sí existen métodos relativamente precisos como el que se explica a
continuación.
EVOLUCIÓN ESTELAR
En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia
de cambios que una estrella
experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes
bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías
científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz
propusieron que las estrellas extraían su energía de la
gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido
mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de
años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces
se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la
búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920
Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día
sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y
que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las
tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella
reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y
composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una
batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una
estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al
colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a
través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque
finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento
la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la
estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar,
de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de
estrellas compañeras cercanas.
ESTRELLAS NEUTRONES.
Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por
una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo
y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo
indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro
tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior,
que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa
original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un
cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a
9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un
tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas
mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y
2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que
ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio)
AGUJEROS NEGROS
El bautizo
La denominación "Agujero
negro" es atribuida a John Archibald Wheeler, y la utilizó
básicamente porque dicho fenómeno no es visible a la vista y a que traga todo
lo que está próximo a él como si fuera un hoyo al que todos caen
indefectiblemente. Antes de este nombre poseía diversas denominaciones como
"estrella congelada", "ojo del diablo", entre otros.
Buscando padrinos
La evolución de su nombre
ha ido de la mano con el entendimiento de dicho fenómeno que de por sí resulta
fascinante. Ya en 1783 John Michell planteó la idea de lo que sucedería con una
estrella súper masiva la cual poseería una gravedad tan grande que ni la misma
luz escaparía a su gravedad. Pero no fue hasta 150 años después que el
astrónomo de origen bávaro Karl Schwarzchild consiguió explicar matemáticamente
el fenómeno de los agujeros negros; para ello se apoyó en los estudios de
relatividad que realizó Albert Einstein. A partir de ese estudio es que se crea
la variable del radio de Schwarzchild el cual determina un radio de horizonte
de sucesos en el que la masa de un cuerpo puede ser comprimida para formar un
agujero negro. Pero el inconveniente es que con esta teoría los recientemente
denominados agujeros negros sólo eran conocidos como fenómenos sin carga ni
rotación.
En 1963 el físico y
matemático Roy Kerr describió el comportamiento teórico de un agujero negro en
rotación. Su modelo predecía una rotación constante en velocidad, siendo la
forma y el tamaño dependientes de la velocidad de rotación y de la masa del
agujero. El modelo indicaba también una relación directa entre la velocidad y
el grado de deformación que el agujero poseía considerando que todo cuerpo que
formara el agujero negro llegaría indefectiblemente a un estado estacionario.
Se incrementa el interés
Es así como los agujeros
negros (aún no bautizados) suscitan el interés de los más eminentes científicos
y matemáticos de nuestro mundo. Stephen Hawking conjuntamente con Roger Penrose
define al agujero negro como "un conjunto de sucesos del cual nada es
posible escapar a gran distancia". Aquí se hace popular la palabra "singularidad"
la cual se utiliza para describir en una palabra las condiciones sumamente
especiales en las que se encuentran la densidad y el espacio - tiempo. Penrose
define el término "singularidad desnuda" como el estado en donde la
densidad y el espacio - tiempo son infinitas, este estado sólo se dá dentro de
un agujero negro. Otros científicos inmersos en el estudio de los agujeros
negros fueron (antes de su denominación) Carl Sagan, Werner Israel, Richard
Feynman, entre otros.
Y finalmente ... un
nombre
No fue hasta luego de
diversos estudios e infinidad de descubrimientos que finalmente en 1969 el
científico John Weeler acuñó el término "AGUJERO NEGRO" desde el
punto de vista de la naturaleza de la luz (onda - partícula). Esto debido a la
fascinante idea de una gravedad casi infinita de la que no escapa nada (ni
siquiera la luz).
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:
- Variables
pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de
su proceso evolutivo natural.
- Variables
eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies,
como llamaradas o eyecciones de materia.
- 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:
- 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.
- 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 subgrupos 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.
Medio interestelar
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, comúnmente 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.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a
William
Herschel y a
Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro
Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho
oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el
recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se
denomina
extinción estelar. Este
decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la
luz es causado por la
absorción de
fotones a
ciertas
longitudes de onda.
Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico
se encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición
Lyman-alfa.
Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por
una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la
Tierra. Asimismo,
la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de
onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un
efecto de
enrojecimiento (reddening en
inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente.
Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de
infrarrojos
permiten ver mejor a través de dichas nubes.
Otro efecto interesante es la
polarización lineal de la luz que es
debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente alargados
por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de sus líneas
de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la existencia de
campos magnéticos coherentes en el medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres
fases, dependiendo de
la temperatura del gas: muy caliente (millones de
kelvin), caliente
(miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).
Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen
nubes
moleculares,
nubes interestelares,
restos de supernovas,
nebulosas planetarias, y estructuras difusas
parecidas.
Nebulosa planetaria
Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una
envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado,
expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las
estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.
El nombre se debe a que sus descubridores, en el siglo XVIII,2
observaron que su aparencia era similar a los planetas
gigantes vistos a través de los telescopios
ópticos de la época, aunque realmente no tienen ninguna relación con los planetas.3
Se trata de un fenómeno relativamente breve en términos astronómicos, que dura
del orden de las decenas de miles de años (el tiempo de vida de una estrella
común ronda los diez mil millones de años).
La
Vía Láctea es nuestra galaxia
La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y puede tener
unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total wide unos
100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces
la del Sol.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del
centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.
No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos,
polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un
poderoso agujero negro.
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de
forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo
están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de
hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.
La
Vía Láctea forma parte del Grupo Local
Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) y del Triángulo
(M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las
galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas
y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.
En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años luz
de diámetro.
Todo el gupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de Virgo, a unos 50
millones de años luz.
Las galaxias son uno de los objetos de estudio más recurrentes para la
ciencia. Pero,
¿cuáles son las características principales de las
galaxias? Esa es a pregunta que responderemos en este nuevo
artículo de hoy. Primero comenzaremos diciendo que hay tres propiedades que son
utilizadas para separar a los diferentes tipos de galaxias. A saber:
Color
Cuando nos referimos al color de las galaxias, por lo general estamos
hablando de la población estelar. Las primeras galaxias, como por ejemplo las
elípticas, no contenían ningún tipo de gas o polvo, lo que da como resultado
que no se formen estrellas, lo cual provoca que la galaxia se vea dominada por
un color rojizo, propio de este tipo de galaxias.
Por otro lado, los cúmulos de tipo espiral sí forman estrellas y por lo
tanto los identifica un color mas bien azulado. Ambos tipos están determinados,
como dijimos, por el tipo de población, aunque también hay otros parámetros que
afectan el color de las galaxias, como por ejemplo la presencia de polvo.
Tamaño
El tamaño de las galaxias se ve determinado por la medición de su extensión
angular en el cielo y la determinación de su distancia real. También hay estudios que revelaron que el tamaño de las galaxias
también puede ser medido mediante la cantidad de materia oscura que contienen.
En el caso de nuestra galaxia,
la Vía Láctea, es considerada una
galaxia grande: la mayoria de las estrellas se encuentran en un disco que tiene
alrededor de 100.000 años luz de diámetro y 3000 años luz de ancho.
Luminosidad
La luminosidad de las galaxias puede ser determinada midiendo su magnitud y
combinándola con su distancia. En lo que respecta al tamaño, la determinación
de la magnitud de las luminosidades es complicado, ya que es bastante difícil
definir una localización precisa de lo que se podría llamar el
"borde" de una nebulosa.
Otro factor que complica la medición es el polvo cósmico, el cual puede
disminuir la luminosidad considerablemente.
Quásar
Los
Cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía, con
radiaciones similares a las de las estrellas. Los cuásares son centenares de
miles de millones de veces más brillantes que las estrellas. Posiblemente, son
agujeros negros que emiten intensa radiación cuando capturan estrellas o gas
interestelar.
Relación
entre los quasares y las galaxias
Al
principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las
galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido
llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas
con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de
galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye
con el tiempo, aunque no desaparece del todo.
es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
