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ASTRONOMÍA archivo del portal de recursos
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Ciencia que tiene por objeto el estudio del universo, de los cuerpos
que lo constituyen, de las posiciones relativas que éstos ocupan,
de las leyes que gobiernan sus movimientos y de la evolución que
experimentan a lo largo del tiempo. Esta disciplina comprende tres ramas
principales: la astronomía de posición y la mecánica
celeste, que se encargan de determinar las coordenadas de los astros y estudian
la magnitud de su variación natural; la astrofísica, en sus
aspectos aplicado y teórico, que estudia las leyes físicas
que rigen su comportamiento, y la cosmología, que estudia las leyes
generales de la estructura, el origen y la evolución del universo
como un todo.
Orígenes
Considerada la ciencia más antigua,
la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas,
tales como la matemática, la física, la geografía,
etc. Las culturas antiguas (babilónica, china, egipcia, griega, india,
maya, etc.) poseían conocimientos astronómicos rudimentarios,
limitados a la observación a simple vista, aplicados con fines prácticos
o mítico-religiosos. Las teorías astronómicas de la
Antigüedad estuvieron dominadas por la autoridad de Aristóteles
(s. IV a.J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los trabajos
de observación más importantes de esta época se deben
al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II a.J.C.) cuya obra ha
llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o
«Almagesto» (s. IX), gracias a Tolomeo (fines del s.
II d.J.C.). La observación a simple vista completada con el empleo
de instrumentos rudimentarios (astrolabios, ballestillas, etc.) permitió
establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la
Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas
y determinar la paralaje a ciertos cuerpos. Con posterioridad, los trabajos
de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y
Johannes Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas
de esta disciplina, es decir, de la teoría heliocéntrica,
la confección de tablas astronómicas y catálogos muy
extensos, el establecimiento de los primeros observatorios astronómicos
permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los planetas
(leyes de Kepler).
Telescopios
y radiotelescopios
La astronomía experimentó
una verdadera revolución entre los ss. XVI y XVII gracias a los trabajos
de Galileo Galilei y la aplicación, por primera vez, del anteojo
a la observación de los cuerpos celestes. El posterior desarrollo
de estos instrumentos ópticos y de otros instrumentos astronómicos
permitió el descubrimiento de los planetas lejanos y de una gran
variedad de cuerpos no visibles a simple vista (asteroides, galaxias, cúmulos,
etc.), así como una notable expansión de los límites
del universo observable. En cuanto a sus aspectos teóricos, la principal
contribución se debió a la formulación de la ley de
la gravitación universal por I. Newton, origen de la llamada mecánica
celeste. Esta teoría gravitatoria permitió explicar el origen
de las mareas y calcular con precisión las trayectorias de la Luna,
los planetas y los cometas. A este respecto destaca la predicción,
hecha por E. Halley con 75 años de antelación, del regreso
del cometa que ahora lleva su nombre, cuya confirmación en 1759 supuso
la consagración definitiva de la ley formulada por I. Newton y de
los métodos de la mecánica celeste. Esta disciplina, que alcanzó
un alto grado de perfeccionamiento entre los ss. XVII y XIX, quedó
definitivamente asentada tras la localización del planeta Neptuno
(1846) en la posición predicha por los cálculos.
Astronomía moderna
La introducción de las técnicas fotográficas
a partir del s. XIX y el desarrollo, a partir de la II Guerra Mundial, de
los detectores de ondas radio (radiotelescopio) impulsó el desarrollo
de la principal rama de la astronomía, la astrofísica, y facilitó
el estudio de la composición, estructura y evolución de los
cuerpos celestes. En época reciente, los avances de la astronáutica
han permitido situar instrumentos de observación fuera de la atmósfera
terrestre y superar de este modo las limitaciones que ésta impone
al paso de las radiaciones correspondientes a ciertas bandas del espectro
electromagnético (rayos gamma, rayos X, etc.), lo que ha traído
consigo el florecimiento de la llamada astronomía de altas energías.
Entre los intrumentos capaces de captar ciertos rangos de la radiación
electromagnética, situados a bordo de satélites astronómicos,
destaca el telescopio espacial Hubble.
La evolución actual de
la astronomía está caracterizada por la extensión del
campo de exploración más allá de las bandas de frecuencias
visibles y del radio del espectro electromagnético, por el desarrollo
de nuevos telescopios terrestres equipados con ópticas múltiples
y variables, y de nuevos ingenios espaciales destinados a la observación
desde fuera de la atmósfera terrestre y a la exploración de
los cuerpos que forman el sistema solar.
Universo:
Conjunto de todo lo existente. Tanto la estructura a gran escala del universo
como las cuestiones relativas a su origen, evolución y posible futuro
son estudiadas por la cosmología. En la actualidad, dicha disciplina
está estrechamente relacionada con la física nuclear de los
constituyentes fundamentales de la materia y también con la teoría
de la gravitación generalmente aceptada, la relatividad general,
que a nivel cosmológico juega un papel de gran importancia. El universo
contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño,
llamadas supercúmulos, amén de materia intergaláctica.
Si se supone que se cumple el llamado principio cosmológico, es decir,
si se acepta que el universo presenta el mismo aspecto a gran escala en
todas las direcciones (isotropía) y que ofrece la misma imagen independientemente
del lugar en que se observe (homogeneidad), es posible formular las ecuaciones
cosmológicas correspondientes a su evolución. Sin embargo,
de las ecuaciones de la relatividad e imponiendo las restricciones mencionadas
se obtiene, para la evolución del universo, una serie de modelos
(cerrados y abiertos) que dependen de parámetros tales como la masa
en él contenida, dato difícil de obtener dado que se considera
que aproximadamente el 90% es inobservable (masa oscura). Esto hace que
no sea posible, en la actualidad, optar por uno de ellos. No obstante, un
hecho que sí queda bien establecido es el de un universo en expansión,
lo que se ve confirmado por las observaciones. En cuanto al origen, la hipótesis
aceptada generalmente hoy en día es la de la explosión inicial
o big bang. De acuerdo con ella, el universo se originó a partir
de unas condiciones de densidad infinita, temperatura altísima y
curvatura del espacio-tiempo infinita, a partir de las cuales fue solucionando
hasta alcanzar el estado que presenta en la actualidad. Dicha teoría
estima la edad del universo en unos 15.000 millones de años, supone
que la expansión fue en principio suave y ordenada, y que pasó
por un período de expansión exponencial (fase inflacionaria).
Por otro lado, las fluctuaciones de la densidad (inicialmente pequeñas)
dieron lugar a regiones (de densidad mayor) en las que el menor ritmo de
expansión permitió la aparición de las estrellas, galaxias,
etc., o sea, de los constituyentes del universo visible.
Big bang:
Nombre que recibe el instante inicial de la gran explosión (en inglés,
big bang) que dio origen a la expansión del universo, según
la teoría cosmológica que goza en la actualidad de mayor aceptación
y es conocida como modelo estándar. La teoría del big bang
predice un universo con una edad finita, comprendida entre 10.000 y 20.000
millones de años. En las últimas décadas, los esfuerzos
y medios empleados en tratar de precisar esa edad han sido muy importantes,
influyendo notablemente en el desarrollo de la cosmología moderna.
Además, conociendo el parámetro que determina la edad del
universo es posible establecer asimismo la distancia a la que se encuentran
las galaxias remotas. Éste es el objetivo principal de los estudios
en el campo de la cosmología y a él está dedicado uno
de los proyectos más ambiciosos de la observación astronómica
del siglo, que tiene como centro la puesta en órbita del telescopio
espacial «Hubble», cuyas observaciones han de ayudar
a determinar las escalas de distancias en el universo. Dado que las galaxias
se alejan mutuamente con el paso del tiempo, al invertir el proceso se recupera
la imagen de un universo donde éstas estaban más juntas, hasta
llegar a un punto en que toda la materia se encuentra concentrada en un
mismo lugar, punto correspondiente al origen de universo. El desarrollo
de la teoría del big bang se inició en la década de
los años treinta del siglo XX, principalmente gracias a los trabajos
de Georges Henri Lemaître, completados en la década de los
años cuarenta por los de George Gamow y su equipo.
Gravitación:
La gravitación
es la fuerza de atracción mutua que experimentan los cuerpos por
el hecho de tener una masa determinada. La existencia de dicha fuerza fue
establecida por el matemático y físico inglés Isaac
Newton en el s. XVII, quien, además, desarrolló para su formulación
el llamado cálculo de fluxiones (lo que en la actualidad se conoce
como cálculo integral).
Ley
de la gravitación universal:
La ley
formulada por Newton y que recibe el nombre de ley de la gravitación
universal, afirma que la fuerza de atracción que e
xperimentan dos cuerpos dotados de masa es directamente proporcional
al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia
que los separa (ley de la inversa del cuadrado de la distancia). La ley
incluye una constante de proporcionalidad (G) que recibe el nombre de constante
de la gravitación universal y cuyo valor, determinado mediante experimentos
muy precisos, es de 6,670.10-11 Nm²/kg².
Para determinar
la intensidad del campo gravitatorio asociado a un cuerpo con un radio y
una masa determinados, se establece la aceleración con la que cae
un cuerpo de prueba (de radio y masa unidad) en el seno de dicho campo.
Mediante la aplicación de la segunda ley de Newton tomando los valores
de la fuerza de la gravedad y una masa conocida, se puede obtener la aceleración
de la gravedad. Dicha aceleración tiene valores diferentes dependiendo
del cuerpo sobre el que se mida; así, para la Tierra se considera
un valor de 9,8 m/s² (que equivalen a 9,8 N/kg), mientras que el
valor que se obtiene para la superficie de la Luna es de tan sólo
1,6 m/s², es decir, unas seis veces menor que el correspondiente
a nuestro planeta, y en uno de los planetas gigantes del sistema solar,
Júpiter, este valor sería de unos 24,9 m/s².
En un sistema aislado formado por dos cuerpos, uno de los cuales gira alrededor
del otro, teniendo el primero una masa mucho menor que el segundo y describiendo
una órbita estable y circular en torno al cuerpo que ocupa el centro,
la fuerza centrífuga tiene un valor igual al de la centrípeta
debido a la existencia de la gravitación universal. A partir de consideraciones
como ésta es posible deducir una de las leyes de Kepler (la tercera),
que relaciona el radio de la órbita que describe un cuerpo alrededor
de otro central, con el tiempo que tarda en barrer el área que dicha
órbita encierra, y que afirma que el tiempo es proporcional a 3/2
del radio. Este resultado es de aplicación universal y se cumple
asimismo para las órbitas elípticas, de las cuales la órbita
circular es un caso particular en el que los semiejes mayor y menor son
iguales.
Galaxia:
Conjunto de estrellas y de materia interestelar, ligadas por interacciones
gravitatorias, que presenta las mismas características que la Galaxia
(Vía Láctea) a la que pertenece nuestro sistema solar. Las
galaxias pueden constar sólo de dos miembros (galaxia doble), aislados
o enlazados por un puente de materia gaseosa, o bien constituir inmensas
concentraciones de centenares y hasta millares de estrellas (cúmulos
y supercúmulos). Solamente poseen un nombre específico las
galaxias que destacan a simple vista en el cielo nocturno. En general, se
las designa por el número de orden que tienen en los catálogos
«Messier» (M), «Dreyer» o el «New
General Catalogue» (NGC)).
Todas las galaxias existentes
en el universo pueden agruparse en unos pocos tipos principales:
galaxias elípticas (E) Se
se caracterizan por tener forma de elipsoide de revolución, cuyo
aplanamiento permite dividirlas en ocho grandes grupos, desde E0 (esféricas)
hasta E7 (las de forma elíptica más pronunciada). En ellas,
la concentración de estrellas disminuye del núcleo, muy pequeño
y brillante, hacia los bordes.
galaxias espirales o espirales normales (S) Son aquellas que presentan unos brazos
que emergen tangencialmente del núcleo en dos puntos diametralmente
opuestos. Dotadas de un movimiento de rotación, entre ellas se distinguen
tres grupos (Sa, Sb, Sc), según la abertura de sus brazos y la importancia
de la condensación central. Incluyen el grupo de las espirales barradas
(SB), divididas a su vez en tres grupos (SBa, SBb y SBc), según el
desarrollo de la barra, y cada uno de ellos en dos subgrupos, según
que los brazos salgan en ángulo recto de los extremos de la barra
SBa o tangencialmente del núcleo SBa.
Galaxias
irregulares (Ir) Comprende aquellas galaxias cuyo
aspecto no presenta una simetría ni una estructura bien definidas.
Se clasifican en dos grandes grupos: las irregularidades de tipo I o magallánico
(Ir I) y las irregulares de tipo II (Ir II). Las primeras son muy ricas
en materia interestelar y en estrellas jóvenes. Las del segundo grupo
son galaxias aplanadas con zonas de absorción distribuidas irregularmente,
que a veces tienen forma de filamentos muy extensos. Son poco comunes y
difíciles de resolver en estrellas individuales.
Galaxias lenticulares o lenticulares
normales (SO) Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición
entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres
subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central
muy importante y una envoltura extensa. Incluyen las lenticulares barradas
(SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es ancha
y difusa; en el segundo (BO-2) es más luminosa en las extremidades
que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definida.
El estudio de las galaxias constituye en la actualidad uno de los principales
objetos de la astronomía. La distancia a que se hallan puede determinarse
mediante diversas técnicas, como por ejemplo estudiando el ritmo
con que varía la luz emitida por ciertas estrellas variables características
(cefeidas). El alejamiento (recesión) de las galaxias constituye
una prueba fundamental de la expansión del universo, base de la teoría
del big bang.
Markarian, galaxias de Nombre que designa las galaxias
activas (intensa emisión ultravioleta) que forman pares y tienen
probablemente un origen común, por lo que son interesantes para el
estudio general de la evolución y formación de las galaxias.
Seyfert, galaxias de Grupo de galaxias caracterizadas por presentar
un núcleo muy brillante, luminosidad variable, una emisión
de rayos infrarrojos muy intensa y un espectro de rayas muy netas y amplias.
Su nombre se debe al astrofísico Carl K. Seyfert (1911-1960), quien
las estudió por primera vez.
Vía
láctea:
Banda luminosa, formada por
múltiples estrellas, nubes de polvo y gas de nuestra galaxia, vista
desde la posición que ocupa la Tierra en el sistema solar. Rodea
la esfera celeste siguiendo aproximadamente un círculo máximo.
La Vía Láctea es una galaxia de tipo espiral, de la que forma
parte nuestro propio sistema solar. Su forma es discoidal, con unos 120.000
años luz de diámetro y unos 7.000 de espesor. La región
central está ocupada por una zona ovalada de unos 12.000 años
luz de radio (bulbo), cuyo centro constituye el núcleo de la galaxia,
de unos 800 años luz, caracterizado por una gran actividad. Dicho
núcleo, que se encuentra en el centro de una región situada
en la constelación de Sagitario, contiene unos 10.000 millones de
estrellas, alejadas entre sí por distancias del orden de una semana
luz, lo que hace que interchoquen con frecuencia. Esta región, que
no se ha podido explorar hasta épocas recientes, se conoce ya relativamente
bien salvo una pequeña zona central, cuyo radio no excede la distancia
que separa el Sol de Saturno. En el centro del núcleo existe una
fuente de ondas de radiofrecuencia (Sagitario A), muy luminosa y de estructura
muy complicada. Las zonas situadas por encima y por debajo del disco galáctico
están también ocupadas pr múltiples estrellas, si bien
su número es inferior y decrece a medida que aumenta la distancia
respecto del centro galáctico. Estas estrellas forman una región
aproximadamente esférica conocida con el nombre de halo. La Vía
Láctea contiene unos 100.000 millones de estrellas, entre las cuales
destaca el Sol, situado en las proximidades del plano central y que dista
del centro de la galaxia una distancia equivalente a 2/7 del diámetro.
Esta posición relativa respecto del plano galáctico justifica
el hecho de que al observar el cielo en la dirección de éste
se aprecie una gran aglomeración de estrellas, conocida popularmente
con el nombre de Vía Láctea o Camino de Santiago. Por los
mismos motivos, al observar zonas situadas en dirección perpendicular
al plano galáctico el número de estrellas es notablemente
menor.
Sistema solar:
Agrupación formada por una estrella (el
Sol) y los planetas y demás cuerpos que orbitan a su alrededor. El
sistema solar, con un radio de unas 100.000 ua, está formado por
un cuerpo central (el Sol, que supone un 99,85% de la masa total) y diversos
cuerpos que giran a su alrededor (los planetas y sus satélites, los
asteroides, los cometas, los meteoritos, la materia interplanetaria, etc.).
La materia que forma el sistema, que se puede considerar reunida casi en
su totalidad en una región de unas 50 ua de radio, se presenta en
tres formas fundamentales: la rocosa (constituida básicamente por
silicio, magnesio y hierro), la gaseosa (formada por hidrógeno y
gases nobles que apenas se condensan) y la de los hielos (compuesta por
agua, metano y amoníaco). El sistema solar posee diversas propiedades,
tales como sus órbitas (casi circulares y todas muy próximas
al plano de simetría del sistema), el movimiento directo de los planetas
(es decir, en sentido contrario a las agujas del reloj), la rotación
directa de los planetas alrededor de su eje de giro y la reducción
de las densidades planetarias desde el centro del sistema hacia sus confines.
Las técnicas de simulación mediante ordenador, utilizadas
en la actualidad para el estudio de los fenómenos de formación
y evolución de los cuerpos celestes, han permitido establecer una
teoría relativa al origen del propio sistema solar, de los planetas
que lo forman y de los satélites que orbitan a su alrededor. En cierta
medida, esta teoría confirma la hipótesis nebular formulada
por I. Kant, según la cual el sistema solar se habría formado
gracias a un proceso de contracción de una nebulosa primitiva en
rotación, probablemente gracias a la o
nda de choque de una supernova que habría explotado en
sus proximidades (enriqueciendo además dicha nube con elementos pesados).
La simulación permite justificar la formación, en ciertas
circunstancias, de una zona de condensación central (que habría
dado lugar al Sol) y de un disco restante cuya posterior fragmentación
sería responsable de la formación de los planetas. Los granos
de materia formados habrían seguido un proceso de aglomeración
(teoría de los planetesimales), hasta dar lugar a los cuerpos que
conocemos en la actualidad. La condensación se inició por
los fragmentos rocosos y continuó por los hielos. Este proceso dio
lugar también a la formación de las atmósferas primitivas.
La gran actividad del Sol en formación hizo que las atmósferas
iniciales fueran arrasadas y dejasen a los planetas desprotegidos y sometidos
a un intenso bombardeo cometario. Los planetas interiores regeneraron sus
atmósferas (salvo Mercurio, que carece de ella) mediante los procesos
volcánicos que tuvieron lugar durante la contracción que se
produjo en su enfriamiento. Por el contrario, los exteriores, apenas afectados
por la actividad solar, retuvieron la atmósfera inicial; por su parte,
Plutón y los satélites perdieron el hidrógeno y el
helio por estar sometidos a una menor atracción gravitatoria, debido
a su pequeño tamaño.
Estrella:
Las estrellas son cuerpos gasesosos cuya
existencia se debe al equilibrio entre la presión de radiación
y las fuerzas gravitatorias. Para que se inicien las reacciones de fusión
en el interior de una estrella, su masa debe ser superior a 0,05 veces la
masa del Sol. Por encima de una masa 50 veces la masa solar, las estrellas
pierden gran cantidad de materia ya que la presión de radiación
supera a la atracción gravitatoria. Muchas estrellas forman parte
de cúmulos estelares, y aproximadamente la mitad de las visibles
pertenecen a sistemas binarios o múltiples. Las estrellas se clasifican,
en función de su espectro, de acuerdo con los llamados tipos espectrales.
La relación entre la luminosidad absoluta y el tipo espectral se
representa gráficamente mediante el llamado diagrama HR o diagrama
Hertzsprung-Russell. La masa inicial de una estrella determina su evolución
posterior y su final. Así, si la masa se encuentra entre 0,1 y 1,4
masas solares, la estrella se convierte en enana blanca; si la masa es superior,
la estrella pasa por el estadio de supernova y acaba como púlsar
o, si el residuo es mucho mayor, como agujero negro. La clasificación
de las estrellas se realiza atendiendo a diversos parámetros, ya
sea de su constitución como de su posición en el cielo. Entre
la infinitud de estrellas visibles destacan:
Alcor Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma,
junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.
Aldebarán Estrella a de la
constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una
de las más brillantes del cielo. También conocida como ojo
o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra
y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.
Algol Estrella b de la constelación
de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema
doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante,
es decir, sus variaciones periódicas de luminosidad se deben a la
interposición mutua de sus componentes.
Arturo Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la
cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene
un diámetro 22 veces superior al del Sol.
Betelgeuse Estrella
a de la constelación de Orión, la más brillante y roja,
cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular,
con un período de 2,07 días. Cabra Estrella más brillante de la constelación del Cochero,
del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente
de 0,2.
Cabrillas
Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.
Canícula
Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.
Capella o Capela Estrella principal (a Aurigae)
de la constelación del Cochero, de magnitud 1.
Cástor Estrella a de la constelación de Géminis. Es una
estrella doble, con un período de 350 años, y sus componentes
tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.
Deneb Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante,
de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.
Denébola Segunda estrella más importante (b) de la constelación
de Leo, de magnitud 2.
Espiga Estrella principal (sistema doble con un período de 4
días) de la constelación de Virgo. Situada a unos 160 a.l.
de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral
B2.
Estrella Polar Estrella situada a menos de
1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil
para localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella
de magnitud 2 situada en la constelación de la Osa Menor (alpha Ursa
Minoris). Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año
13.000 esta posición estará ocupada por la estrella Vega.
Fomalhaut Estrella
principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l.,
tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible
desde el hemisferio norte en otoño.
Markab Estrella a de la constelación de Perseo, perteneciente
al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un valor de 2,6.
Menkar Estrella &aplha. de la
constelación de la Ballena, que tiene una magnitud 2 y forma una
figura triangular con Aldebarán y Rigel.
Mira
Ceti Estrella de tipo espectral M, perteneciente
a la constelación de la Ballena. Constituye el prototipo de las estrellas
variables de largo período, con amplitudes y períodos irregulares.
Mirach o Mirak Estrella de tipo espectral
M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelación de Andrómeda.
Mirfak Estrella
a de la constelación de Perseo. Pertenece a la clase espectral F
y tiene una magnitud de 1,9.
Mizar Estrella (doble) zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma
una pareja visible a simple vista. Pertenece al tipo espectral A y tiene
una magnitud de 2,4. Está formada por dos componentes desiguales
con una separación de 14,5°.
Perla Estrella a de la constelación de la Corona Boreal, situada
a 72 años luz de la Tierra. Posee una compañera que gira a
su alrededor con un período de 17,4 días.
Pollux o Pólux Estrella perteneciente a la constelación de Géminis,
situada a 35 años luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad
unas 34 veces mayor que la del Sol.
Proción Estrella a de la constelación del Can Menor, situada a
11 años luz de la Tierra y perteneciente al tipo espectral F. Con
una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25" por
año) y forma un sistema binario con una compañera de magnitud
13,5.
Régulo
Estrella a de la constelación de Leo, situada a 67 años luz
de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y pertenece al tipo espectral B.
Rigel Estrella b
de la constelación de Orión, situada a 540 años luz
de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y pertenece al tipo espectral B.
RR Lira Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas
pulsantes.
Rukbah
Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelación de Casiopea.
Scheat Estrella
b de la constelación de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al
tipo espectral M.
Schédir, Shédar
o Shédir Estrella
a de la constelación de Casiopea. Es una variable perteneciente al
tipo espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.
Sirio Estrella a (Sirio A) del Can
Mayor, la más brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo
espectral A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio
B), de período 50 años.
Sirrah Estrella a de la constelación de Andrómeda, de
magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.
Tolimán Estrella a de la constelación de Centauro. Se trata de
un sistema doble, en que una de las componentes es muy semejante al Sol.
Trapecio Estrella
(q) múltiple de la constelación de Orión, cuyas cuatro
componentes principales tienen magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran
Nebulosa de Orión (M 42).
Vega Estrella a de la constelación de la Lira, la más
brillante del cielo boreal. Situada a 26 años luz de la Tierra, pertenece
al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace
14.000 años y lo será nuevamente dentro de 12.000.
ver también constelaciones
Sol:
El Sol es la estrella más
cercana a la Tierra, situada a una distancia media de 149,6 millones de
km y perteneciente al tipo espectral G2. Tiene un diámetro de 1,4
millones de km y una masa 332.270 veces superior a la terrestre. Está
formado esencialmente por hidrógeno (70 %) y helio (30 %) y presenta
una densidad media de 1,4 g/cm3. En el núcleo central del Sol, donde
se concentra el 60 % de su masa, se alcanza una temperatura de unos 15 millones
de grados, suficiente como para que se verifiquen las reacciones termonucleares
que generan la gran cantidad de energía que el astro emite constantemente.
La energía generada se irradia hasta una distancia de 100.000 km
de la superficie solar y llega hasta la fotosfera, que se encuentra a una
temperatura de unos 6.000°. Dicha región está caracterizada
por su aspecto moteado (granulación) y por la presencia de las manchas
solares (con un período de 11 años), que permiten determinar
el período de rotación del astro. Por encima de la fotosfera
se encuentra la cromosfera, zona en la que la densidad decrece mientras
que la temperatura alcanza los 50.000°. Por último es
tá la corona solar, que se extiende por el medio interplanetario
hasta diluirse progresivamente formando el viento solar, que determina los
límites del sistema que rodea al Sol.
Supernova:
Nombre que reciben
las estrellas variables de masa muy elevada que al alcanzar una estadio
avanzado de su evolución explotan, aumentando su luminosidad de manera
brusca, entre 10.000 millones a un billón de veces, la cual disminuye
posteriormente de forma más o menos rápida. Recibe este mismo
nombre el fenómeno experimentado por dichas estrellas.
Entre
las supernovas se distinguen dos tipos principales. Las de tipo I son las
que corresponden a la explosión de una enana blanca que forma parte
de un sistema binario y que incrementa su masa con la de su compañera
hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar. Por su parte, las de tipo
II están asociadas generalmente a las fases finales de la vida de
las estrellas supermasivas. Se caracterizan porque la desintegración
de su núcleo de hierro provoca la ruptura del equilibrio que garantiza
su estabilidad y la consiguiente explosión, con la proyección
al espacio de sus regiones externas.
Agujero
negro:
La existencia de los agujeros negros,
cuerpos supermasivos para los cuales la velocidad de escape es infinita,
no está plenamente demostrada. Se cree que se trata de astros que
se originan debido a la contracción gravitatoria de una masa 2,5
veces superior a la masa solar y con una densidad del orden de 107 g/cm³.
A causa de la enorme intensidad del campo gravitatorio creado, la velocidad
de escape desde su superficie es indefinida, y ni tan siquiera la luz (que
alcanza la máxima velocidad posible en el universo, 300.000 km/s)
puede salir al exterior; debido a ello, es invisible para cualquier observador
exterior, y de ahí su nombre. La aparición de un agujero negro
representa el último estadio de la evolución de una estrella
cuya masa original fuese superior a 1,4 masas solares y que hubiese pasado
por las fases de supernova y de estrella de neutrones de gran masa.
Para intentar descubrir la presencia de cuerpos de este tipo se estudian
las potentes fuentes de rayos X del universo y los movimientos extraños
de cuerpos que forman sistemas dobles con agujeros negros. De este estudio
puede inferirse la presencia de un cuerpo denso e invisible a partir del
movimiento que describe su compañero, visible y menos denso, en torno
del centro de masas del sistema. Experimentalmente se comprueba, además,
que cuando se lleva a cabo la determinación de la masa total de un
cúmulo de galaxias, gracias a la medición de la radiación
procedente de él, el valor total obtenido es inferior al que se deduce
cuando se estudia el movimiento del cúmulo, lo que permite concluir
que una gran parte de su masa es invisible y, por lo tanto, puede estar
constituido por agujeros negros.
Nebulosa:
Acumulación de gas y polvo interestelares.
Las nebulosas oscuras pequeñas, de formas redondas y localizadas
en los brazos de la Vía Láctea, ricos en estrellas jóvenes,
se conocen con el nombre de glóbulos (que se consideran como estados
primarios de la formación de las estrellas o protoestrellas). El
ejemplo más conocido de nebulosa planetaria es la llamada Nebulosa
del Cangrejo, para la cual se ha podido calcular la fecha en que se produjo
la explosión de supernova que la originó, a partir de la medición
de la velocidad de expansión de sus componentes respecto de los restos
de la estrella. La identificación errónea entre galaxias y
nebulosas se debe al insuficiente poder de resolución que tuvieron
los telescopios durante largo tiempo, lo que no permitía diferenciarlas
con claridad. De aspecto muy variado, con frecuencia las nebulosas evocan
formas conocidas que les dan nombre (Nebulosa de América del Norte,
Nebulosa de la Cabeza de Caballo, etc.). A pesar de ser muy numerosas y
poder ser estudiadas por millares con la ayuda de telescopios potentes,
presentan grandes dificultades de observación porque carecen de luz
propia y la materia de que están constituidas es extremadamente difusa.
Los gases que las forman (sobre todo hidrógeno y helio) presentan
concentraciones que van desde 1 hasta 1 millón de átomos por
centímetro cúbico, mientras que el polvo que contienen (elementos
pesados y moléculas complejas) presenta densidades aún más
bajas. A pesar de ello, estas concentraciones de materia interestelar poseen
una cantidad suficiente de átomos luminiscentes y de granos de polvo
capaces de reflejar la luz como para poder ser fotografiadas (empleando
emulsiones muy sensibles y con tiempos de exposición muy prolongados).
La dinámica de estas masas de materia está gobernada por la
atracción gravitatoria, de suerte que se produce una atracción
hacia el centro que, cuando alcanza una concentración suficiente,
crea las condiciones adecuadas para la formación de una estrella
(aislada o rodeada por un sistema planetario). Los diversos tipos de nebulosas
representan los diferentes estadios que permiten al universo reutilizar
la materia que se ha dispersado con anterioridad, durante los fenómenos
violentos que tienen lugar en él.
Cabeza de Caballo, nebulosa
de la Nebulosa de la constelación de Orión, cuyo nombre se
debe a su forma.
Cangrejo, nebulosa del Pequeña nebulosa planetaria
de la constelación de Tauro, que constituye el resto de la explosión
de una supernova que tuvo lugar en 1054. Es el objeto M1 del catálogo
Messier y fue también la primera radiofuente descubierta.
Planeta:
Cuerpo
celeste que carece de luz propia y describe una órbita, generalmente
elíptica y de poca excentricidad, alrededor del Sol u otra estrella
cualquiera. El brillo de los planetas se debe al hecho de que reflejan la
luz que llega hasta ellos desde estrellas alrededor de las cuales gravitan.
Los nueve cuerpos principales del sistema solar (Mercurio, Venus, Tierra,
Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) giran en
torno al Sol acompañados de una gran cantidad de asteroides, situados
en su mayoría entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter
(cinturón de asteroides). Las leyes que rigen este movimiento planetario
fueron formuladas por J. Kepler (s. XVII), quien utilizó los extensos
datos recopilados por su maestro T. Brahe. Desde el punto de vista de sus
propiedades físicas, los planetas pueden dividirse en dos grandes
grupos: el de los que ocupan posiciones más cercanas al Sol o planetas
telúricos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y el de aquellos que
están más alejados del Sol o planetas gigantes (Júpiter,
Saturno, Urano y Neptuno). Los primeros, que tienen dimensiones relativamente
pequeñas y densidad elevada, han evolucionado mucho desde su formación.
Perdieron su atmósfera original, motivo por el cual su atmósfera
actual es de carácter secundario y está formada a partir de
los gases emitidos durante el enfriamiento de su superficie y la propia
evolución química del planeta. Por su parte, los planetas
gigantes tienen un volumen y una masa mucho mayores que los cuerpos del
primer grupo. Presentan una densidad relativamente baja, debido a su composición
(sobre todo hidrógeno y helio), semejante a la que se supone tenía
la nebulosa original que permitió su formación. Por su parte,
Plutón, el más lejano, tiene unas dimensiones semejantes a
las de un planeta telúrico y una densidad parecida a la de los planetas
gigantes. En los últimos años, si bien no se ha logrado una
evidencia incontrovertible acerca de la presencia de otros sistemas planetarios
diferentes del sistema solar, se han redoblado los esfuerzos por demostrar
su existencia.
Entre los diversos criterios de clasificación
de los planetas destacan el basado en la posición de su órbita,
respecto de la de la Tierra, y en su semejanza con otros cuerpos notables
del sistema solar. Según el primer criterio se clasifican en exteriores
o superiores (aquellos cuya órbita está más allá
de la de la Tierra), e inferiores o interiores (aquellos cuya órbita
es interior a la de la Tierra). De acuerdo con el segundo criterio se dividen
en jovianos, los semejantes a Júpiter (como Saturno, Urano y Neptuno),
caracterizados por tener una densidad inferior a la de la Tierra y una atmósfera
muy densa, y terrestres, los parecidos a la Tierra (como Mercurio, Venus
y Marte) y caracterizados por ser un cuerpo rocoso que presenta todavía
señales evidentes de la erosión de su superficie debida al
vulcanismo y al bombardeo meteórico.
ver también los planetas