COSMOLOGIA

Cosmología, del griego κοσμολογία («cosmologuía», compuesto por κόσμος, /kosmos/, «cosmos, orden», y λογια, /loguía/, «tratado, estudio») es el estudio del universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro. Aunque la palabra «cosmología» fue utilizada por primera vez en 1730 en la Cosmología generalis de Christian Wolff, el estudio científico del universo tiene una larga historia, que involucra a la física, la astronomía, la filosofía, el esoterismo y la religión.
El nacimiento de la cosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipótesis de que las estrellas de la Vía Láctea pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otros cuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos.
TEORIA DEL BIG-BANG Entre las distintas explicaciones que intentaron dar cuenta del origen del Universo, la que goza de mayor aceptación en el ámbito de las ciencias es la del Big Bang (Gran Explosión), que en los últimos años se popularizó de la mano de las investigaciones del científico británico Stephen Hawking, considerado hoy uno de los mayores exponentes en el ámbito de la física.
De acuerdo con esta teoría, hace 14 mil millones de años —tal vez 15 mil millones, según algunos científicos—, la Tierra, el Sol, todo el sistema solar, las galaxias, todo el Universo, estaban contenidos en una pequeñísima partícula con una temperatura mayor al trillón de grados. Por algún motivo que todavía es oscuro, esa partícula explotó y así nació el Universo.
La teoría del Big Bang sostiene que a partir de esa explosión se produjo una expansión del Universo, que sigue hasta hoy. Esa partícula inicial, de milímetros de diámetro, era al principio una densa ''sopa'' muy caliente en la que no se distinguían formas. Pero 400.000 años después de la explosión esa sopa perdió densidad, se enfrió y permitió que se formaran los cuerpos que componen el Universo.
MODELO INFLACCIONARIO. La inflación cósmica es un conjunto de propuestas en el marco de la física teórica para explicar la expansión ultrarrápida del universo en los instantes iniciales y resolver el llamado problema del horizonte.
GRAN COLISIONADOR DE HADRONES. LHC 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.
TEORIA DE LAS CUERDAS. La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".
De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.

Nuestro universo

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

Espectro de la Estrella Rigel.

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.

 

 

 

Satelites Argentinos (ARSAT)

Despegue de nave espacial

Satelites artificiales y naves espaciales

Nave espacial

Cohete ruso Protón-K despegando con el módulo Zvezda para la ISS (Baikonur, 12 de julio de 2000).

 

 

Una nave espacial o astronave es un vehículo diseñado para funcionar más allá de la superficie terrestre, en el espacio exterior. Las naves espaciales pueden ser robóticas o bien estar tripuladas.
Dado el escaso desarrollo real de las naves espaciales, gran parte de las ideas y desarrollos se encuentran todavía en el ámbito de la ciencia ficción, especialmente en la llamada ciencia ficción dura.

Diseño

El diseño de naves espaciales abarca tanto a las naves no tripuladas o robóticas (satélites y sondas) como a las tripuladas (estaciones espaciales, transbordadores y módulos).
Todas las naves espaciales hasta la fecha constan de dos partes:

• Cohete: sección impulsora, compuesta por los motores y los depósitos de combustible, cuya misión es abandonar la atmósfera terrestre.
• La nave en sí, que efectuará propiamente el viaje por el espacio, y que puede adoptar cualquiera de las formas anteriormente mencionadas.

 

Sistemas de propulsión

Los cohetes impulsores funcionan con combustible químico, ya sea sólido o líquido, mientras que las naves pueden funcionar con motores químicos, nucleares, iónicos o incluso mediante velas solares.
Los cohetes químicos tienen una autonomía muy limitada debido a su enorme gasto de masa propelente y sería poco probable que nos llevasen mucho más allá de Marte. De hecho, sin poder desterrar totalmente este tipo de impulsor, la NASA está evaluando la posibilidad de construir un cañón electromagnético en la falda de una montaña para auxiliar en el despegue a las lanzaderas espaciales, ahorrando combustible y disminuyendo los riesgos de accidentes.Aún hoy la idea del cañón continua vigente en la forma de catapultas electromagnéticas y la llamada «propulsión a explosión atómica», conceptualmente idéntica a la explosión química.

El módulo de Comando/Servicio de Apolo 15 visto desde el Modulo Lunar el 2 de agosto de 1971.

 

 

El Telescopio espacial Hubble.

 

 

El vehículo de transferencia automática Jules Verne aproximándose a Estación Espacial Internacional el lunes 31 de marzo de 2008.

 

 

Concepción artística de la sonda Cassini en su maniobra de inserción en órbita alrededor de Saturno.

 

 

 

Satélite artificial

Satélite artificial Swift.

 

 

Un satélite artificial es una nave espacial fabricada en la Tierra o en otro lugar del espacio y enviada en un vehículo de lanzamiento, un tipo de cohete que envía una carga útil al espacio. Los satélites artificiales pueden orbitar alrededor de asteroides, planetas. Tras su vida útil, los satélites artificiales pueden quedar orbitando como basura espacial.

Historia de los satélites artificiales

Satélite ERS-2.

 

 

Los satélites artificiales nacieron durante la guerra fría entre los Estados Unidos y La Unión Soviética, que pretendían ambos conquistar el espacio. En mayo de 1946, el Proyecto RAND presentó el informe Preliminary Design of an Experimental World-Circling Spaceship (Diseño preliminar de una nave espacial experimental en órbita), en el cual se decía que «Un vehículo satélite con instrumentación apropiada puede ser una de las herramientas científicas más poderosas del siglo XX. La realización de una nave satélite produciría una repercusión comparable con la explosión de la bomba atómica...».

La era espacial comenzó en 1946, cuando los científicos comenzaron a utilizar los cohetes capturados V-2 alemanes para realizar mediciones de la atmósfera.¹ Antes de ese momento, los científicos utilizaban globos que llegaban a los 30 km de altitud y ondas de radio para estudiar la ionosfera. Desde 1946 a 1952 se utilizó los cohetes V-2 y Aerobee para la investigación de la parte superior de la atmósfera, lo que permitía realizar mediciones de la presión, densidad y temperatura hasta una altitud de 200 km.
Estados Unidos había considerado lanzar satélites orbitales desde 1945 bajo la Oficina de Aeronáutica de la Armada. El Proyecto RAND de la Fuerza Aérea presentó su informe pero no se creía que el satélite fuese una potencial arma militar, sino más bien una herramienta científica, política y de propaganda.

EL SATELITE ARTIFICIAL ARGENTINO 

Lusat 1

LUSAT-1
Información general
Organización	AMSAT Argentina
Fecha de lanzamiento	22 de enero de 1990
Vehículo de lanzamiento	Ariane 4
Sitio de lanzamiento	Puerto espacial de Kourou, Guayana Francesa
Aplicación	Radioaficionados
Masa	~10 Kg1
Elementos orbitales
Inclinación	98.2
Período orbital	100.56 min
Apoastro	794 Km
Periastro	776 Km

El satélite LUSAT-1 fue el primer satélite argentino.
Proyectado y construido por la filial argentina de AMSAT, a los fines de proveer comunicaciones a radioaficionados. Fue puesto en órbita por la empresa Arianespace utilizando el lanzador Ariane 4¹ lanzado el 22 de enero de 1990² desde el Puerto espacial de Kourou, Guayana Francesa.3

Leyes de Kepler

Representación gráfica de las leyes de Kepler. El Sol está situado en uno de los focos. En tiempos iguales, las áreas barridas por el planeta son iguales. Además, el planeta se moverá más rápidamente cerca del Sol.

 

 

Sello alemán de 2009 conmemorando a las leyes de Kepler.

 

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue:

• Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.

• Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.

• Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.

Donde, T  es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), (L)  la distancia media del planeta con el Sol y K  la constante de proporcionalidad.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.