Me gusto mucho la forma de trabajar que abordamos durante el año.
Fue muy productiva la forma ya que : -pudimos trabajar en grupo colaborativamente y nadie quedó sin hacer nada como ocurre la mayoría de las veces que se trabaja en grupo.
- aprendimos criterios y condiciones necesarias para llevar adelante una buena exposición oral.
- aprendimos a hacer mapas conceptuales, teniendo en cuenta que en los recuadros solo se colocan conceptos(cosa que anteriormente no sabíamos ni hacíamos).
-fijamos conocimientos a través de la utilización de diferentes herramientas tecnológicas, sin la necesidad de estudiar.
martes, 27 de noviembre de 2012
Cosmología
La cosmología 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.
Hoy en día, con el creciente grado de especialización en todas las actividades intelectuales, la tendencia es fraccionar, dividir los temas en sus partes más pequeñas. La Cosmología, como la entendemos hoy, toma el sentido inverso. Trata de colocar juntas todas las piezas del gran rompecabezas que constituye el estudio del Universo, y conseguir un todo coherente y armonioso.
La Teoría del Big Bang
En cosmología física,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 espacio-temporal.
Técnicamente, este modelo se basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann-Lemaítre-Robertson-Walker.El término Big Bang se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en que se inició la expansión observable del Universo, como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
A pesar de que el modelo del Big Bang o La Gran Explosion, es un modelo teórico observacionalmente bastante robusto y ampliamente aceptado entre la comunidad científica, hay algunos aspectos que todavía quedan por resolver:
Hoy en día, con el creciente grado de especialización en todas las actividades intelectuales, la tendencia es fraccionar, dividir los temas en sus partes más pequeñas. La Cosmología, como la entendemos hoy, toma el sentido inverso. Trata de colocar juntas todas las piezas del gran rompecabezas que constituye el estudio del Universo, y conseguir un todo coherente y armonioso.
La Teoría del Big Bang
En cosmología física,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 espacio-temporal.
Técnicamente, este modelo se basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann-Lemaítre-Robertson-Walker.El término Big Bang se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en que se inició la expansión observable del Universo, como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
A pesar de que el modelo del Big Bang o La Gran Explosion, es un modelo teórico observacionalmente bastante robusto y ampliamente aceptado entre la comunidad científica, hay algunos aspectos que todavía quedan por resolver:
* Se desconoce qué ocurrió en los primeros instantes tras el Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio del universo temprano, una de cuyas metas es encontrar la explicación a una posible unificación de las cuatro fuerzas fundamentales (fuerte, débil, electromagnética y gravitacional).
* No existe un modelo definitivo de la formación de las estructuras actuales, a partir del Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio de la formación y evolución de las galaxias y la inflación cósmica.
* Queda por saber a qué se debe el hecho de que el universo se expanda con aceleración (Véase Aceleración de la expansión del universo).
* No se sabe cuál es el destino final del universo.
* Se desconoce en su mayor parte la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura.
* En el momento después del Big Bang las partículas elementales aparecieron, los quarks arriba en los protones y los quarks abajo en los neutrones, y no se conoce la proporcion entre protones y neutrones, estas particulas estan hechas por dos quarks con la misma carga eléctrica, no se habrían podido unir gracias a la interacción electromagnética, es inútil recurrir a la interacción nuclear fuerte, pues ésta solo tiene un alcance del tamaño máximo de un núcleo atómico y además porque la interacción electromagnética tiene un alcance gigantesco y si el universo se agrandó en un solo segundo cien octillones de veces, en este brevísimo lapso de tiempo la interacción nuclear fuerte no podría unir la casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks.
Modelo Inflacionario
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.
Fue por primera vez propuesta por el físico y cosmólogo Alan Guth en 1981 e independientemente Andrei Linde
y Andreas Albrecht junto con Paul Steinhardt le dieron su forma moderna.
Es actualmente considerada como parte dl modelo cosmológico estándar del Big Bang caliente.La partícula
elemental o el campo hipotético que se piensa que es responsable de la inflación es llamada inflatón.
Es a menudo conocida como un período de expansión acelerada porque la distancia entre dos observadores
fijos se incrementa a una taza acelerante cuando se mueven alejándose.
Colisionador de hadrones LHC
El Colisionador de hadrones LHC fue diseñado para colisionar haces de hadrones, 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.
Consiste en un circuito cerrado debido a la tecnología actual.
Hacer un recorrido lineal requeriría varias veces los 27km que tiene el circuito cerrado, y resultaría muy caro y
sería inestable.
En un acelerador de un circuito cerrado se puede dar más empuje a las partículas sin tener que extender la
longitud de su recorrido. El límite es la capacidad de hacer girar una partícula cargada a la que seentregó mucha
energía.
No se advierte que pueda haber peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán. El Universo hace
constantemente lo que hará el acelerador y no se han visto consecuencias catastróficas.Los rayos cósmicos
que llegan a la Tierra y chocan con la materia de la atmósfera superior traen energías mayores, en algunos
casos enormemente, en algunos casos enormemente mayores. La diferencia es que en el acelerador se puede
controlar el experimento y analizar con detalles lo producido.
La teoría de 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.
La siguiente formulación de una teoría de cuerdas se debe a los cientificosJöel Scherk y John Schwuarz, que
en 1974 publicaron un artículo en el que demostraban que una teoría basada en objetos unidimensionales o
"cuerdas" en lugar de partículas puntuales podía describir la fuerza gravitatoria. Aunque estas ideas no
recibieron en ese momento mucha atención hasta la Primera revolución de supercuerdas de 1984. De acuerdo
con la formulación de la teoría de cuerdas surgida de esta revolución, las teorías de cuerdas pueden
considerarse de hecho un caso general de teoría de Kaluza-Klein cuantizada.
Las ideas fundamentales son dos:
- Los objetos básicos de la teoría no serían partículas puntuales sino objetos unidimensionales extendidos (en las cinco teorías de cuerdas convencionales estos objetos eran unidimensionales o "cuerdas"; actualmente en la teoría-M se admiten también de dimensión superior o "p-branas"). Esto renormaliza algunos infinitos de los cálculos perturbativos.
- El espacio-tiempo en el que se mueven las cuerdas y p-branas de la teoría no sería el espacio-tiempo ordinario de 4 dimensiones sino un espacio de tipo Kaluza-Klein, en el que a las cuatro dimensiones convencionales se añaden 6 dimensiones compactificadas en forma de variedad de Calabi-Yau. Por tanto convencionalmente en la teoría de cuerdas existe 1 dimensión temporal, 3 dimensiones espaciales ordinarias y 6 dimensiones compactificadas e inobservables en la práctica.
A continuación un video a cerca de la Teoría del Big Bang
Nuestro Universo
Estrellas
Descripción
Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.
Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)
Sistema estelar
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
Todos los sistemas estelares son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre sí.
Se considera que las componentes de estrellas dobles y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros como, por ejemplo, los cúmulos estelares.
TIPOS: ASOCIACIONES Y CÚMULOS
Según las condiciones en que se produzca el nacimiento de una agrupación estelar, las estrellas resultantes pueden quedar vinculadas entre sí unas a las otras por su atracción gravitatoria y constituir un sistema ligado conocido como cúmulo estelar, o bien pueden formar un agregado disperso, no ligado gravitatoriamente, llamado asociación estelar
Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años). Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos, que en ambos casos es de unos pocos pársecs.
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. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
Las asociaciones estelares son de dos tipos:
Las más conocidas y numerosas son las constituidas por estrellas gigantes de altísima temperatura, también llamadas "Asociaciones O", porque su Categoría espectral va de O a B2. Las estrellas que forman parte de ellas, un centenar como promedio, son estrellas jóvenes (algunos millones de años), animadas por un movimiento de expansión de algunos km/seg. y se encuentran habitualmente inmersas en nubes de hidrógeno.
enos numerosas resultan en cambio las asociaciones formadas por estrellas variables enanas de edad muy joven. También son llamadas "Asociaciones T" de T Tauri, es decir del prototipo de estrella variable que mejor representa la clase. También éstas aparecen asociadas a nebulosas. Un ejemplo típico de estas asociaciones se encuentra en el trapecio de Orión.
Temperatura superficial de una estrella
Mediante la aplicación de las leyes de radiación, es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta última: la de wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas. Tal vez sea la ley de Planck el método más utilizado para determinar temperaturas estelares por intermedio de los índices de color.
En las estrellas de mayor temperatura (de color azul), que son también las de mayor masa, aquellas que toman valores entre 40.000 K y 50.000 K; en cambio en las más frías (de color rojo) sus temperaturas son del orden de los 2.500 K a 3.000 K.
Clasificación espectral
La clasificación espectral divide las estrellas en tipos espectrales y, con un refinamiento posterior, en clases de luminosidad.
Los tipos espectrales se definen en función de las características presentes en el espectro de las estrellas. Originalmente, los tipos espectrales fueron definidos por letras del alfabeto: A, B, C… Conforme avanzaba la clasificación, algunos tipos se refundieron, y con ellos sus letras. Posteriormente, los diferentes tipos espectrales pudieron asociarse a la temperatura de las estrellas (lo que constituye un descubrimiento fundamental) y fueron ordenados en temperaturas decrecientes. De este modo, quedó la moderna serie de tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M. Esta serie ha sido recientemente extendida hacia temperaturas menores con dos nuevos tipos espectrales, el L y el T. Los tipos O tienen temperaturas superficiales de al menos 30 000 kelvin. Los tipos fríos llegan a temperaturas por debajo de 2000 K. Cada tipo espectral está dividido en diez subtipos que recibieron números del 0 (el más caliente) al 9 (el más frío).
La clase de luminosidad indica el tamaño de la estrella en comparación con estrellas de su mismo tipo espectral. Las clases de luminosidad se designan mediante números romanos: I, II, III, IV, V… A menor número romano, mayor tamaño de la estrella. Las clases I y II designan supergigantes, la clase III gigantes, la clase IV subgigantes y la clase V, las enanas de la secuencia principal. Menos utilizadas son las clases VI y VII, para designar a las subenanas y las enanas blancas. Nuestro Sol es de tipo G2V, es decir, una estrella de tipo espectral G2 y clase de luminosidad V.
Diagrama de Hertzsprung-Rusell
El diagrama de Hertzsprung-Russell, ideado independientemente por E. Hertzsprung y H. N Russell entre 1905 y 1913, es un diagrama estadístico en el que las estrellas están clasificadas en base a la temperatura y a la luminosidad.
La representación está hecha sobre un plano de Coordenadas cartesianas en las que se dispone la temperatura superficial de las estrellas sobre el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha y la luminosidad sobre el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba.
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
Masa de una estrella
Las estrellas son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington.
Estructura interna de las estrellas
Una estrella 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 como 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 Cromosfera, Fotosfera 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 tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. La temperatura es 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.
Tiempo de vida de una estrella
Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas. Estos se basan en la medición de:
Un agujero negro es el nombre que se le da a una región del espacio donde las gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz.
Muchos agujeros negros probablemente se forman cuando cuando estrellas gigantes de al menos 20 veces la masa del sol consumen todo su combustible y colapsan, creando en la implosión un núcleo extremadamente denso .
Los científicos piensan que los supermasivos agujeros negros son el resultado del colapso de numerosas estrellas en el centro de las galaxias.
No es posible para los astrónomos mirar directamente los agujeros negros, debido a que estos no despiden luz; pero pueden inferir su presencia en los efectos que provocan los efectos en las órbitas de las estrellas cercanas, o en las erupciones de rayos-X de la materia que es absorbida dentro del monstruo.
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
Galaxias
Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico,materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y también se les llama galaxias irregulares
Quasares
Los Quasares, u objetos quasi estelares, llevan ese nombre debido a que son objetos puntuales como las estrellas. Sin embargo, no son estrellas. Diversos análisis han determinado que se encuentran muy lejos, algunos son los objetos más distantes que podemos ver. También son muy brillantes. Que el brillo se pueda ver desde Tierra indica que tienen mucha energía. ¿Qué podrán ser? Durante muchos años los astrónomos se mantuvieron perplejos.
Se ha determinado que los quasares son muy probablemente el centro de Galaxias Activas . En el centro de muchas galaxias podría haber hoyos negros super masivos. Alrededor de estos hoyos negros se forman gigantes discos de materia que cae dentro de ellos. Esta materia es mucho más caliente de lo que podamos imaginar, y brilla de tal manera que algunos núcleos de galaxias activas brillan mucho más que las galaxias que los albergan.
Los hoyos negros también forman chorros de materia que es expulsada desde el centro de la galaxia. Estos chorros pueden ser expulsados durante millones de años luz. Los quasares son un núcleo galáctico activo especial que tienen sus chorros alineados con nuestra línea de visión. Estamos mirando directamente al chorro y se ve extraordinariamente brillante.
Relación entre quasares y galaxias
Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los quasares 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 quasares. Hoy en día, se piensa que los quasares 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.
Ejemplo de objeto peculiar: objeto de Hoag
Descubierta en 1950 por el astrónomo Art Hoag, el Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 años luz y está situado a alrededor de 600 millones de años luz hacia la constelación de la Serpiente.
También conocido como PGC 54559, se trata de una extraña galaxia anular.
Una galaxia anular o en anillo es muy poco frecuente. El anillo está formado por estrellas azules masivas, relativamente jóvenes y muy brillantes. La región intermedia aparece más oscura, aparentemente “vacía”, porque contiene una cantidad relativamente pequeña de materia luminosa.
Cómo se formó realmente es aún desconocido.
Las hipótesis de su origen incluyen una colisión de galaxias hace billones de años. Como hemos dicho, generalmente las galaxias anulares se forman por la colisión entre una galaxia pequeña y otra mayor con forma de disco.
A continuación, un vídeo con sorprendentes imágenes a cerca de nuestro universo
Descripción
Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)
Sistema estelar
Agrupaciones estelares
Todos los sistemas estelares son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre sí.
Se considera que las componentes de estrellas dobles y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros como, por ejemplo, los cúmulos estelares.
TIPOS: ASOCIACIONES Y CÚMULOS
Según las condiciones en que se produzca el nacimiento de una agrupación estelar, las estrellas resultantes pueden quedar vinculadas entre sí unas a las otras por su atracción gravitatoria y constituir un sistema ligado conocido como cúmulo estelar, o bien pueden formar un agregado disperso, no ligado gravitatoriamente, llamado asociación estelar
Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años). Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos, que en ambos casos es de unos pocos pársecs.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. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
Las asociaciones estelares son de dos tipos:
Las más conocidas y numerosas son las constituidas por estrellas gigantes de altísima temperatura, también llamadas "Asociaciones O", porque su Categoría espectral va de O a B2. Las estrellas que forman parte de ellas, un centenar como promedio, son estrellas jóvenes (algunos millones de años), animadas por un movimiento de expansión de algunos km/seg. y se encuentran habitualmente inmersas en nubes de hidrógeno.
enos numerosas resultan en cambio las asociaciones formadas por estrellas variables enanas de edad muy joven. También son llamadas "Asociaciones T" de T Tauri, es decir del prototipo de estrella variable que mejor representa la clase. También éstas aparecen asociadas a nebulosas. Un ejemplo típico de estas asociaciones se encuentra en el trapecio de Orión.
Temperatura superficial de una estrella
Mediante la aplicación de las leyes de radiación, es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta última: la de wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas. Tal vez sea la ley de Planck el método más utilizado para determinar temperaturas estelares por intermedio de los índices de color.
En las estrellas de mayor temperatura (de color azul), que son también las de mayor masa, aquellas que toman valores entre 40.000 K y 50.000 K; en cambio en las más frías (de color rojo) sus temperaturas son del orden de los 2.500 K a 3.000 K.
Clasificación espectral
La clasificación espectral divide las estrellas en tipos espectrales y, con un refinamiento posterior, en clases de luminosidad. Los tipos espectrales se definen en función de las características presentes en el espectro de las estrellas. Originalmente, los tipos espectrales fueron definidos por letras del alfabeto: A, B, C… Conforme avanzaba la clasificación, algunos tipos se refundieron, y con ellos sus letras. Posteriormente, los diferentes tipos espectrales pudieron asociarse a la temperatura de las estrellas (lo que constituye un descubrimiento fundamental) y fueron ordenados en temperaturas decrecientes. De este modo, quedó la moderna serie de tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M. Esta serie ha sido recientemente extendida hacia temperaturas menores con dos nuevos tipos espectrales, el L y el T. Los tipos O tienen temperaturas superficiales de al menos 30 000 kelvin. Los tipos fríos llegan a temperaturas por debajo de 2000 K. Cada tipo espectral está dividido en diez subtipos que recibieron números del 0 (el más caliente) al 9 (el más frío).
Diagrama de Hertzsprung-Rusell
El diagrama de Hertzsprung-Russell, ideado independientemente por E. Hertzsprung y H. N Russell entre 1905 y 1913, es un diagrama estadístico en el que las estrellas están clasificadas en base a la temperatura y a la luminosidad.
La representación está hecha sobre un plano de Coordenadas cartesianas en las que se dispone la temperatura superficial de las estrellas sobre el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha y la luminosidad sobre el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba.
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
Masa de una estrella
Las estrellas son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington.
Estructura interna de las estrellasUna estrella 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 como 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 Cromosfera, Fotosfera 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 tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. La temperatura es 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.
Tiempo de vida de una estrella
Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas. Estos se basan en la medición de:
- la cantidad de combustible que ha consumido
- su temperatura
- la radioactividad de sus elementos pesados
Evolución estelar
La evolución estelar comprende, a grandes rasgos, el proceso vital de las estrellas. Las estrellas también nacen, se desarrollan y mueren, pasando por diferentes fases más o menos espectaculares, las cuales determinan cómo se comportará una estrella en el futuro, y qué es lo que le puede pasar en las etapas finales de su vida. El proceso de evolución estelar abarca miles de millones de años, pero los astrónomos han podido observar estrellas en distintos periodos, y por tanto formarse un esquema general de su evolución. A continuación se sintetizan sus principales etapas.
Formación de la estrella
Las estrellas se forman a partir de nubes de gas interestelar. Existen mecanismos exteriores a la nube que la comprimen y aumentan su densidad, pudiendo contraerse entonces por efecto de la gravedad aunque su masa sea menor; por otra parte, al contraerse, la nube se fragmenta en trozos más pequeños que pueden originar embriones estelares. Como sucede en cualquier gas, aparece una presión que tiende a frenar la caída de materia hacia el centro, a detener la contracción. Llega un momento en que la presión contrarresta casi exactamente la atracción gravitatoria: en la zona en la que esto sucede cesa prácticamente la contracción (en realidad sigue, pero lo hace muy lentamente). Se empieza a formar un núcleo caliente en torno al cual giraba la parte exterior de la nebulosidad, hasta que existe la temperatura suficiente para generar reacciones termonucleares, como la fusión nuclear; una vez que ocurre esto, se empieza a generar energía; la estrella empieza a brillar.
Una vez que la estrella empieza a conformarse como tal, debe respetar dos equilibrios fundamentales durante toda su vida. El Equilibrio Térmico, es decir que toda la energía producida en su interior debe estar balanceada con la energía que
es radiada al exterior, y además con su temperatura interna. El segundo es el Equilibrio Hidrostático; la presión a cualquier profundidad de la estrella debe ser suficiente para compensar el peso de las capas superiores. Ambos equilibrios se mantienen a lo largo de millones de años, tiempo durante el cual la estrella tendrá una vida estable. La masa de la nube de gas va a determinar la masa de la estrella, y junto con ello, va a determinar como serán los siguientes pasos de su evolución.
Vida activa de la estrella
Una vez que la estrella ya está consolidada como tal, comienza un periodo de vida activa sin mayores interrupciones. Junto con la etapa pasada de formación, también pudieron haberse formado planetas a su alrededor, producto de los restos de polvo y gas circundantes. Mientras la estrella se mantiene estable, se encontrará dentro de algo que se conoce como la Secuencia principal, un estado en que se hallan la mayoría de las estrellas. En este estado la estrella funciona quemando hidrógeno mediante fusión nuclear, principalmente; las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida en la secuencia principal.
Existen distintos tipos de estrellas en la secuencia principal, dentro de su vida activa. Hay algunas muy grandes y masivas, como las gigantes azules, así como muy pequeñas y de poca masa, como las enanas rojas; nuestro Sol se encuentra en la secuencia principal catalogada como una enana amarilla. Precisamente, según la masa y características de la estrella, se determina el modo en que ésta va a quemar su hidrógeno; la combustión del hidrógeno se lleva a cabo mediante una cadena de reacciones, donde destacan las cadenas PP (protón-protón) y el Ciclo CNO (intervención de carbono, nitrógeno y oxígeno). Asimismo, según la masa y características de la estrella, se determina el tiempo que ésta estará en la secuencia principal, para luego pasar a sus etapas finales.
Etapas finales de la estrella
Las estrellas llegan las etapas finales de su vida cuando empieza a agotarse su combustible principal, el hidrógeno. Como el hidrógeno se consume para transformarse en helio durante las reacciones de fusión nuclear, el helio comienza a acumularse en el centro de la estrella; llegado un momento, el helio comienza a interrumpir las reacciones de fusión, disminuyendo su presión y obligándola a comprimirse y calentarse mucho más. Así comienza una serie de nuevas reacciones de combustión de nuevos combustibles, que provocan una expansión de la envoltura de la estrella, cuyas capas externas se van enfriando paulatinamente. Este nuevo equilibrio previo a su desenlace final, ha transformado la estrella en una Gigante roja, la cual se encuentra fuera de la secuencia principal; tal como ha ocurrido anteriormente, la masa inicial de la estrella determinará su futuro luego de este punto.
Aquí comienza el principio del fin de la estrella, que puede expresarse de distintas maneras. Por una parte puede transformarse en una enana blanca, sostenida por un proceso llamado repulsión entre electrones y dejando a su alrededor una capa gaseosa llamada nebulosa planetaria, que corresponde a la expulsión de sus capas exteriores como gigante roja; por otra parte, pueden evolucionar a otra fase llamada supergigante roja, iniciando nuevas reacciones de combustión, dando paso a fenómenos más extravagantes como una supernova o un agujero negro, en donde también puede quedar un remanente estelar conocido como enana de neutrones, donde sus miembros más característicos son los pulsares. De este modo, como se puede ver, existe una gran variedad de destinos que puede tener una estrella hacia el final de su vida.
Estrellas de 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.
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.
Agujeros negros
Un agujero negro es el nombre que se le da a una región del espacio donde las gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz.Muchos agujeros negros probablemente se forman cuando cuando estrellas gigantes de al menos 20 veces la masa del sol consumen todo su combustible y colapsan, creando en la implosión un núcleo extremadamente denso .
Los científicos piensan que los supermasivos agujeros negros son el resultado del colapso de numerosas estrellas en el centro de las galaxias.
No es posible para los astrónomos mirar directamente los agujeros negros, debido a que estos no despiden luz; pero pueden inferir su presencia en los efectos que provocan los efectos en las órbitas de las estrellas cercanas, o en las erupciones de rayos-X de la materia que es absorbida dentro del monstruo.
Características y clasificación de las estrellas variables
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(Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
Muchas estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombran con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultan cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.
Pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
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.
2. 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.
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(Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
Muchas estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombran con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultan cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.
Pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
- Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios
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.
2. 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.
Características del medio interestelar
El medio interestelar 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 va desde un exiguo 1.5·10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2·10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2.7·10-24 g cm-3, lo que 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.
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).
Las características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.
El medio interestelar 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 va desde un exiguo 1.5·10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2·10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2.7·10-24 g cm-3, lo que 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.
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).
Las 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.
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.
Características de la Vía Láctea
La Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos son aproximadamente 1 trillón de km, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8.500 pc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.).El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
GalaxiasUna galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico,materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y también se les llama galaxias irregulares
QuasaresLos Quasares, u objetos quasi estelares, llevan ese nombre debido a que son objetos puntuales como las estrellas. Sin embargo, no son estrellas. Diversos análisis han determinado que se encuentran muy lejos, algunos son los objetos más distantes que podemos ver. También son muy brillantes. Que el brillo se pueda ver desde Tierra indica que tienen mucha energía. ¿Qué podrán ser? Durante muchos años los astrónomos se mantuvieron perplejos.
Se ha determinado que los quasares son muy probablemente el centro de Galaxias Activas . En el centro de muchas galaxias podría haber hoyos negros super masivos. Alrededor de estos hoyos negros se forman gigantes discos de materia que cae dentro de ellos. Esta materia es mucho más caliente de lo que podamos imaginar, y brilla de tal manera que algunos núcleos de galaxias activas brillan mucho más que las galaxias que los albergan.
Los hoyos negros también forman chorros de materia que es expulsada desde el centro de la galaxia. Estos chorros pueden ser expulsados durante millones de años luz. Los quasares son un núcleo galáctico activo especial que tienen sus chorros alineados con nuestra línea de visión. Estamos mirando directamente al chorro y se ve extraordinariamente brillante.
Relación entre quasares y galaxias
Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los quasares 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 quasares. Hoy en día, se piensa que los quasares 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.
Ejemplo de objeto peculiar: objeto de Hoag
Descubierta en 1950 por el astrónomo Art Hoag, el Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 años luz y está situado a alrededor de 600 millones de años luz hacia la constelación de la Serpiente.
También conocido como PGC 54559, se trata de una extraña galaxia anular.
Una galaxia anular o en anillo es muy poco frecuente. El anillo está formado por estrellas azules masivas, relativamente jóvenes y muy brillantes. La región intermedia aparece más oscura, aparentemente “vacía”, porque contiene una cantidad relativamente pequeña de materia luminosa.
Cómo se formó realmente es aún desconocido.
Las hipótesis de su origen incluyen una colisión de galaxias hace billones de años. Como hemos dicho, generalmente las galaxias anulares se forman por la colisión entre una galaxia pequeña y otra mayor con forma de disco.
A continuación, un vídeo con sorprendentes imágenes a cerca de nuestro universo
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