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¿cuánto sabés sobre el universo? - Biblioteca del Observatorio

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¿cuánto sabés sobre el universo? - Biblioteca del Observatorio
¿CUÁNTO SABÉS
SOBRE EL
UNIVERSO?
Apuntes básicos sobre
Astronomía - 2014
Autores: Dra. Eugenia Díaz-Giménez / Dr. Ariel Zandivarez
Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (CONICET)
Observatorio Astronómico de Córdoba (UNC)
Imagen: Aldo Mottino / Estación Astrofísica de Bosque Alegre
2
Índice
INTRODUCCIÓN............................................................................................................................. 5
0.1 LA LUZ.................................................................................................................................. 5
0.2 LAS IMÁGENES ASTRONÓMICAS......................................................................................8
CAPÍTULO 1: Sistema Solar y otros sistemas planetarios.......................................................11
1.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DEL SISTEMA SOLAR..................................................11
1.2 FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR.................................................................................13
1.3 MOVIMIENTO DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR.................................................13
1.4 CARACTERÍSTICAS DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR......................................14
1.4.1 SOL.............................................................................................................................. 16
1.4.2 MERCURIO.................................................................................................................. 17
1.4.3 VENUS......................................................................................................................... 17
1.4.4 TIERRA........................................................................................................................ 18
1.4.5 MARTE......................................................................................................................... 22
1.4.6 CINTURÓN DE ASTEROIDES.....................................................................................23
1.4.7 JÚPITER...................................................................................................................... 23
1.4.8 SATURNO.................................................................................................................... 24
1.4.9 URANO........................................................................................................................ 24
1.4.10 NEPTUNO.................................................................................................................. 25
1.4.11 OBJETOS TRANSNEPTUNIANOS (CINTURÓN DE KUIPER Y NUBE DE OORT). .25
1.4.12 PLANETAS ENANOS.................................................................................................26
1.5 COMPARACIÓN DE DISTANCIAS Y TAMAÑOS................................................................27
1.6 OTROS SISTEMAS PLANETARIOS...................................................................................28
1.6.1 DETECCIÓN:............................................................................................................... 28
1.6.2 DESCUBRIMIENTOS...................................................................................................30
1.6.3 ZONA DE HABITABILIDAD..........................................................................................31
1.6.4 EXTRAÑOS MUNDOS.................................................................................................32
1.7 ALBEDO: ¿espejito o carbón?.............................................................................................34
CAPÍTULO 2: Estrellas................................................................................................................. 36
2.1 UNA ESTRELLA VIVA: LA FUSIÓN NUCLEAR..................................................................36
2.2 DIAGRAMA HERTZPRUNG-RUSSEL.................................................................................37
2.3 CARACTERÍSTICAS DE LAS ESTRELLAS EN LAS DIFERENTES CLASIFICACIONES. .38
2.3.1 POR COLOR................................................................................................................ 38
2.3.2 POR TEMPERATURA (ESPECTRAL).........................................................................39
2.3.3 POR LUMINOSIDAD....................................................................................................39
2.4 NACIMIENTO, VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS......................................................43
2.4.1 EVOLUCIÓN................................................................................................................ 44
2.4.2 EL FINAL DEL SOL......................................................................................................47
2.5 ¿CÓMO SE ESTUDIA LA EVOLUCIÓN DE OBJETOS ASTRONÓMICOS?......................49
CAPÍTULO 3: Galaxias................................................................................................................. 51
3.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DE LAS GALAXIAS.......................................................51
3.2 CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS.................................................................................52
3.2.1 POR MORFOLOGÍA....................................................................................................52
3.2.2 POR DINÁMICA........................................................................................................... 53
3.3 GRUPOS Y CÚMULOS DE GALAXIAS...............................................................................55
3.4 MEDICIÓN DE DISTANCIAS A LOS OBJETOS ASTRONÓMICOS...................................56
3.4.1 RADAR......................................................................................................................... 57
3.4.2 PARALAJE................................................................................................................... 57
3
3.4.3 MÓDULO DE DISTANCIA – FAROLAS ESTÁNDARES..............................................59
3.4.4 PARALAJE ESPECTROSCÓPICA..............................................................................60
3.4.5 AJUSTE DE LA SECUENCIA PRINCIPAL...................................................................61
3.4.6 CEFEIDAS................................................................................................................... 62
3.4.7 RELACIÓN TULLY-FISHER y FABER-JACKSON.......................................................63
3.4.8 SUPERNOVAS............................................................................................................ 63
3.4.9 LEY DE HUBBLE......................................................................................................... 64
CAPÍTULO 4: Cosmología........................................................................................................... 66
4.1 ORIGEN DEL UNIVERSO...................................................................................................66
4.2 PRINCIPIO COSMOLÓGICO: El Universo, ¿es igual en todas partes?..............................67
4.3 FORMACIÓN DE ESTRUCTURAS Y COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO:...........................68
CAPÍTULO 5: Mirando al cielo.....................................................................................................71
5.1 MOVIMIENTO APARENTE DEL CIELO..............................................................................71
5.1.1 BUSCANDO EL POLO SUR CELESTE.......................................................................73
5.2 RECONOCIMIENTO DEL CIELO........................................................................................76
5.2.1 CONTANDO ESTRELLAS...........................................................................................76
5.2.2 CONSTELACIONES....................................................................................................80
5.2.3 DISTANCIAS Y TAMAÑOS EN EL CIELO...................................................................81
5.2.4 NO TODO LO QUE BRILLA ES ESTRELLA................................................................83
5.2.5 DE METEORITOS Y OTRAS YERBAS........................................................................86
5.3 RECOMENDACIONES PARA LA OBSERVACIÓN DEL CIELO.........................................89
5.3.1 OBSERVACIÓN A SIMPLE VISTA..............................................................................89
5.3.2 OBSERVACIÓN CON BINOCULARES........................................................................91
5.3.3 OBSERVACIÓN CON TELESCOPIOS (con aportes de la Lic. Mónica Taormina).......92
4
INTRODUCCIÓN
“ Podemos perdonar fácilmente a un niño
que le tiene miedo a la oscuridad;
la verdadera tragedia de la vida es
cuando un adulto le tiene miedo a la luz”
Platón (427 a.C. – 347 a.C.)
En este apunte detallaremos las características físicas de distintos objetos que pueblan el
Universo, y haremos un recorrido por las distintas escalas de tamaños y distancias. También
compartiremos algunos consejos para la observación del cielo. Mucho de lo que está recopilado
en estos textos fue publicado originalmente en la página de Facebook del Observatorio
Astronómico de Córdoba (http://bit.ly/ObservatorioCBA) entre los años 2011 y 2013, algunos de
los temas están basados en preguntas que recibíamos de nuestros lectores. Otros temas pueden
consultarlos en los videos explicativos que compartimos en www.youtube.com/user/arielz77
0.1 LA LUZ
Antes de empezar nuestro viaje por el Universo, es necesario hacer un breve repaso sobre el
principal objeto de estudio de la Astronomía: la luz.
Toda la información que tenemos del Universo la recibimos en forma de luz (radiación
electromagnética). La luz viaja a velocidad finita: ~300.000 km/s. Esto no es una hipótesis, no es
una teoría, no es una ley. Es un hecho. Y es un hecho que no es muy difícil de comprobar. En la
Tierra las distancias son demasiado pequeñas para darnos cuenta que la luz no se transporta de
manera instantánea, pero por ejemplo nuestra vecina más cercana, la Luna, ya nos sirve de
laboratorio para hacer experimentos: la Luna se encuentra a unos 384.000km de la tierra, es decir
que con el instrumental necesario (un láser potente y una antena receptora) podríamos determinar
cuánto tiempo le lleva a la luz viajar desde la Tierra, rebotar en los espejos que dejaron los
astronautas en la Luna, y regresar hasta nuestro receptor. Bueno, ese viaje de ida y vuelta le toma
a la luz unos 2 segundos y medio, es decir, no es instantáneo. La utilización de distintos métodos
de procesamiento de esa luz es la que nos permite acceder a las diferentes características de
cada objeto, ya sea a través del análisis de imágenes, espectros (descomposición en colores),
magnitudes (brillos), etc. La velocidad con que se desplaza la luz se ha medido con una precisión
inimaginable. Galileo (1638) empezó desarrollando algunos métodos, luego Fizeau (1849) y
Michelson (1926) lo perfeccionaron. A través del uso de instrumental de alta precisión como
relojes de cesio y lásers, se pudo determinar que la velocidad de la luz en el vacío es de
299.792,458 km/s con un error de 0,001 km/s.
Ahora, el hecho de que la luz viaja a una velocidad finita tiene como consecuencia una de las
cosas más interesantes que tiene la Astronomía: hace que siempre estemos "desactualizados" sin
importar cuánto nos esforcemos por estar al día, es decir, cada vez que miramos al cielo estamos
viendo el pasado. Así, la aparentemente simple pregunta: ¿qué está sucediendo en el Sol en este
momento? no puede ser respondida por un observador en la Tierra, ya que a la luz le toma 8
minutos recorrer los 150 millones de kilómetros que separan al Sol de la Tierra. Para galaxias
distantes, los tiempos de viaje de la luz son mucho mayores. Y a medida que observamos objetos
más y más lejanos, esa “desactualización” es más y más evidente. Veamos un par de ejemplos
más:
5
(1) supongamos que la estrella Betelgeuse de la constelación de Orión explota como supernova
hoy, ahora mismo. Dadas la distancia a la estrella y la velocidad con la que viaja esa información
(luz), en la Tierra no nos enteraríamos hasta dentro de ~642 años. O, dicho de otra manera, si
Betelgeuse hubiera explotado hace ~642 años, recién esta noche veríamos una espectacular
explosión en el cielo.
(2) la luz que vemos ahora de nuestra galaxia espiral vecina Andrómeda, salió de esa galaxia
hace 2.500.000 años, es decir, la vemos cómo era hace 2 millones y medio de años atrás! Si nos
sirve de consuelo, si un astrónomo nos estuviera observando desde Andrómeda también nos
vería desactualizados, vería la Tierra cómo era hace esa misma cantidad de años. Como dijo
Albert Einstein: "El pasado, presente y futuro son sólo ilusiones, aunque sean persistentes".
El tiempo en el pasado en el cuál la luz que recibimos ahora de un objeto distante fue emitida se
llama tiempo "look-back". Cuando en astronomía se discuten eventos que suceden en objetos
distantes, se sabe que el evento ocurrió hace mucho debido al tiempo de viaje de la luz. Ya que
en astronomía sólo podemos estudiar imágenes de los objetos (no podemos viajar hasta ellos
para tocarlos o ponerles un termómetro!!!) el estudio del universo es similar a encontrar un
conjunto de fotos de un niño en una "cápsula del tiempo" de hace 300 años. Podemos ver cómo el
niño fue desarrollándose hace 300 años atrás, aunque él no continúe con vida hoy. Otra analogía
que sirve para comprender mejor la forma en la que se trabaja en astronomía, es la comparación
de observar el cielo con tener un pariente en un lugar alejado, supongamos en China.
Supongamos que nuestro pariente tiene un hijo, y nos manda esa información por correo. Pero el
cartero decide venir a pie (bueno, sí, tiene que ser buen nadador también). Entonces, a los 10
años nos llega la carta de nuestro pariente que acaba de tener un hijo e inclusive nos manda una
bonita foto de un bebé. Nosotros podremos conocer ese bebé cómo era hace 10 años, pero no
sabemos cómo luce ahora mismo! Lo mismo sucede con la información que nos llega de todos los
objetos del universo. ¿Viene con un cartero chino? No, viaja a una velocidad que, a pesar de ser
lo que se mueve más rápido en el universo, no es suficiente para que la información se traslade
de forma instantánea.
Bueno, resumiendo, cada vez que se habla de objetos astronómicos se toma por sentado que
estamos viéndolos cómo eran en el momento en el que la luz empezó su viaje hacia nosotros, es
decir que los estamos viendo cómo eran en el pasado. No se trata de qué tan grande sea nuestro
telescopio, ni de qué tan avanzada sea nuestra tecnología, ni en qué lugar del Universo nos
encontramos. Se trata de la velocidad con que la luz recorre una determinada distancia y llega
hasta nuestro detector (ya sea un ojo, unos binoculares o el telescopio más grande del mundo!)
La luz, o radiación electromagnética, contiene toda la información que obtenemos de los objetos.
Estudiando la descomposición de la luz en “colores” o longitudes de onda, podemos conocer la
composición química de los objetos o la distancia a la que estos se encuentran, entre otras cosas.
Esa descomposición de la luz es lo que se conoce como el espectro electromagnético. El espectro
se puede dividir en regiones: rayos gamma, rayos X, ultravioleta, visible, infrarrojo, microondas y
radio. Todos los objetos que emiten luz, lo hacen en todo el rango de longitudes de onda del
espectro electromagnético, algunos más intensamente en alguna región particular del espectro.
Por ejemplo, la emisión de luz del Sol es más intensa en la región que denominamos “visible”, que
es la que nuestro ojo es capaz de detectar, pero también emite rayos X, rayos ultravioletas y luz
infrarroja. El rango en el que la emisión de un objeto es más intensa está relacionado con la
temperatura del objeto emisor. En la siguiente imagen se esquematiza el espectro de luz , la
longitud de onda, la frecuencia y la temperatura característica de cada longitud de onda:
6
Fuente Wikipedia - http://commons.wikimedia.org/wiki/File:EM_Spectrum_Properties_es.svg
En Astronomía se estudia la luz recibida en todo el espectro electromagnético. Se desarrollan
detectores especiales para cada rango de longitudes de onda, así se cuenta con telescopios
sensibles a la radiación en ondas de Radio, en infrarrojo, en visible, en rayos X, etc. Algunas de
las longitudes de onda que componen la luz son absorbidas por nuestra atmósfera, por lo que
muchas veces se colocan telescopios fuera de la atmósfera para poder recibir esa porción de
información. En la siguiente imagen se muestran algunos de los observatorios más conocidos
mundialmente que trabajan en diferentes rangos del espectro electromagnético, ya sea desde la
tierra o desde afuera de la atmósfera.
Fuente: NASA http://imagine.gsfc.nasa.gov/Images/science/observatories_across_spectrum_labeled_full.jp g
7
0.2 LAS IMÁGENES ASTRONÓMICAS
La observación de objetos astronómicos en distintas longitudes de onda brinda información de las
componentes y temperaturas de dichos objetos. A menudo vemos imágenes a todo color de los
objetos astronómicos, los colores vibrantes de las imágenes de nebulosas y galaxias son
ampliamente admirados, pero, si existieran viajeros espaciales que pudieran pasar por estos
objetos: ¿qué verían? o ¿ cómo se hacen las imágenes de objetos del espacio?
Los telescopios pueden captar la radiación de energía del espectro electromagnético que es
invisible para el ojo humano. Los detectores electrónicos, similares a los encontrados en nuestras
cámaras digitales, crean imágenes en blanco y negro que luego son transmitidas a las
computadoras para su procesamiento.
Debido a que los detectores sólo miden la intensidad de la radiación, las imágenes aparecen en
escala de grises. Sin embargo, cada píxel se compone de un determinado tono de gris que
contiene alguna información de color basado en la longitud de onda (“color”) recogida por el
telescopio. Las imágenes finales se componen de dos o más capas de estas exposiciones en
escala de grises. Los colores que hacen que las imágenes espaciales sean tan agradables a la
vista se agregan generalmente como una herramienta para que los científicos estudien un proceso
físico.
Los filtros se aplican a las imágenes con el fin de aislar las energías específicas de la radiación y
bloquear a otras. Cuando se aplica un conjunto de filtros rojo-verde-azul (RGB), y las imágenes
subsiguientes se colocan en capas una sobre la otra en orden cromático, se imitan los receptores
RGB de nuestros ojos, y se generan imágenes de "color natural". Por lo tanto, sólo las imágenes
de color natural se acercan a lo que los hipotéticos exploradores del espacio serían testigos
mientras viajan al pasado por el espacio. La siguiente es una imagen en color natural:
Galaxia Activa Centaurus A - Créditos: E.J. Schreier(AUI) et al.,Hubble,NASA; Inset: NOAO
8
Un color representativo se utiliza para aproximar la apariencia de un objeto en longitudes de onda
que no podemos ver, como infrarrojos o ultravioletas. A las longitudes de onda que no podemos
ver se les asignan colores del espectro de luz visible, lo que nos permite teatralizar lo que podría
verse si nuestros ojos fueran capaces de percibir otras longitudes de onda.
Imágenes en colores mejorados, o “colores falsos” no siguen el orden cromático y se crean por
diversas razones, tales como el estudio de detalles estructurales finos que se perderían en el
espectro de luz visible, o simplemente por razones estéticas. Las imágenes compuestas se crean
cuando dos o más longitudes de onda se combinan.
Galaxia NGC 1512 - Crédito: NASA, ESA, y D. Maoz (Universidad de Tel-Aviv y Universidad de Columbia)
La colección de imágenes que se muestra en esta fotografía representan diferentes exposiciones
de NGC 1512, una galaxia ubicada a unos 30 millones de años luz de distancia de la Tierra en la
constelación Horologium. Mediante la asignación de color azul al espectro ultravioleta, verde para
el espectro de luz visible, y rojo para los infrarrojos, los científicos fueron capaces de generar la
imagen compuesta del centro con el fin de estudiar los cúmulos de estrellas cerca del núcleo de la
galaxia. Las 7 imágenes circundantes abarcan la amplia gama de longitudes de onda que el
telescopio espacial Hubble es capaz de capturar.
Al procesar estas imágenes, los científicos tienen cuidado de no crear detalles que no estaban
presentes en los datos originales. Es necesario que el orden cromático sea cuidadosa y
metódicamente aplicado a las exposiciones a fin de garantizar su valor en la investigación, de lo
contrario los matices de color pueden producir una variedad de resultados. Siempre que ciertos
9
principios científicos sean respetados, los grupos que procesan estas imágenes tienen cierta
cantidad de libertad estética. La manipulación y tratamiento de imágenes se rigen por una gran
cantidad de parámetros, lo que significa que el resultado final es en gran parte un producto de la
ciencia pura con un toque de gusto personal.
Referencias:
http://www.spacetelescope.org/projects/fits_liberator/improc/
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2001/16/image/m/
http://observatorio.info/2010/11/centro-de-centaurus-a/
http://www.espacioprofundo.com.ar/verarticulo/Nuevas_imagenes_de_la_galaxia_del_Sombrero.ht
ml
Actividades:
Construcción de espectroscopios: http://sac.csic.es/unawe/Actividades/ESPECTROS%20EN
%20TODAS%20PARTES%20REVISADO.pdf
10
CAPÍTULO 1: Sistema Solar y otros sistemas planetarios
“Por lo tanto, es innecesario investigar qué es lo que hay
más allá del espacio celestial, vacío o tiempo. Porque
hay un único espacio general, una única vasta inmensidad
que podríamos llamar vacío; en ella existen innumerables
orbes como ésta en la que vivimos y crecemos.
A este espacio lo declaramos como infinito, ya que
ni la razón, la conveniencia, la posibilidad, el sentido
de percepción o la naturaleza le pueden asignar un límite.
En él, existen un número infinito de mundos del mismo tipo que el nuestro”
Giordano Bruno (1548 – 1600)
1.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DEL SISTEMA SOLAR
A lo largo de la historia de toda la humanidad han habido diferentes puntos de vista con respecto a
la forma, conformación, comportamiento y movimiento de la Tierra, hasta llegar al punto en el que
vivimos hoy en día. Actualmente hay una serie de teorías que han sido comprobadas
científicamente y por lo tanto fueron aceptadas por los científicos de todo el mundo. Pero para
llegar hasta este punto, tuvo que pasar mucho tiempo, durante el cual coexistieron varias teorías
diferentes, unas más aceptadas que otras. A continuación se mencionan algunos de los aportes
más sobresalientes realizados a la Astronomía en este campo.
Tales de Mileto – Siglo VII a.C.
Concibió la redondez de la Tierra.
Teorizó que la Tierra era una esfera
cubierta por una superficie redonda que
giraba alrededor de ésta (así explicaba la
noche) y que tenía algunos agujeros por los
cuales se observaba, aún en la oscuridad
nocturna, un poco de la luz exterior a la
tierra, a la que él llamo "fuego eterno"
Discípulos de Pitágoras – Siglo V a.C.
Sostuvieron que el planeta era esférico y
que se movía en el espacio.
Platón – 427 a.C. al 347 a.C.
Dedujo que la Tierra era redonda
basándose en la sombra de ésta sobre la
Luna durante un eclipse Lunar.
Concibió a la Tierra inmóvil y como centro
del Universo.
Aristóteles – 384 a.C. al 322 a.C.
Sostenía que la Tierra estaba inmóvil y era
el centro del Universo
Aristarco de Samos – 310 a.C. al 230 a.C.
Sostenía que la Tierra giraba, que se movía
y no era el centro del Universo,
proponiendo así el primer modelo
heliocéntrico.
Determinó la distancia Tierra-Luna y la
distancia Tierra-Sol.
11
Claudio Ptolomeo – (100 – 140)
Escribe el tratado astronómico “Almagesto”
en el que se formula matemáticamente la
teoría geocéntrica (la Tierra como centro
del Universo) basada en observaciones
Nicolás Copérnico – (1477 – 1543)
Postula la teoría heliocéntrica (el Sol como
centro del Universo, con los planetas
girando en círculos)
Giordano Bruno – (1548 – 1600)
Postula una teoría en la que el Sol era
simplemente una estrella más, y donde
todas las estrellas eran soles, cada uno con
sus propios planetas. Bruno veía a los
sistemas de estrella/planetas como las
unidades fundamentales del universo (no
llegó al concepto de galaxia) separadas por
vastas regiones llenas de éter. Bruno fue
quemado vivo en el año 1600 por “hereje”.
Tycho Brahe – (1546-1601)
Es el último observador “a la antigua”,
realiza innumerables observaciones de los
astros de manera sistemática.
Postula una teoría intermedia entre la de
Ptolomeo y la de Copérnico.
Johannes Kepler – (1571-1630)
Era discípulo de Tycho. Luego de la muerte
de éste tiene acceso a todos los datos
recopilados por Tycho, con los que, en
1609, logra determinar que los planetas
giran alrededor del sol en órbitas elípticas.
Es considerado el 1er astrónomo de la
historia ya que postula resultados basados
en la observación, que inclusive van en
contra de sus creencias/intuiciones.
Galileo Galilei – (1564-1642)
En 1609 construye el 1er telescopio con
fines astronómicos.
Observa 4 Lunas de Júpiter y las fases de
Venus, con lo que corrobora la teoría
heliocéntrica.
William Herschel - (1738-1822)
Observa otras galaxias, a las que denomina
“Universos-Islas”. En 1790, postula que el
Sol es el centro de nuestra galaxia, pero no
el centro del Universo.
Harlow Shapley – (1885-1972)
A través del estudio del movimiento de
estrellas de nuestra galaxia, en 1920
determina que el Sol no es el centro de la
galaxia.
12
1.2 FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR
El sistema solar se formó hace aproximadamente 4,600 millones de años. Como todas las
estrellas, el sol nace a partir de una nube de gas y polvo que empieza a colapsar. En el caso
particular del Sol, esta nube de gas y polvo antes fue perturbada por la explosión de una
supernova cercana que además de contribuir a la inestabilidad gravitatoria de las partículas de la
nube, también aporta elementos más pesados que finalmente formarán parte del sistema solar.
Cuando comienza el colapso gravitatorio de la nube, se forma un disco y en el centro empieza a
nacer una estrella. El 99% del material original va a formar la estrella central. Los planetas se
forman con el remanente que reposa sobre el disco. Los planetas cercanos al Sol retienen un
núcleo sólido formado por elementos que tienen alto punto de fusión (como silicio y otros metales),
mientras que los otros elementos más livianos son evaporados debido a las altas temperaturas.
Los planetas gigantes, Júpiter y Saturno, ubicados lo suficientemente lejos de la estrella central,
logran mantener los elementos en estado gaseoso, mientras que Urano y Neptuno contienen
núcleos de Hidrógeno en forma de hielo además de grandes cantidades de otros gases.
Luego de la formación de los planetas, se formaron los satélites de estos. Los satélites más
cercanos a los planetas gaseosos gigantes se formaron de la misma nube inicial de gas y polvo,
mientras que los más alejados son capturados por efecto de la gravedad del mismo planeta. Los
satélites de los planetas de menor tamaño son formados por colisiones (como el caso de la Luna)
o por captura de cuerpos menores (como el caso de los satélites de Marte).
Para calcular la edad del sistema solar se utiliza la técnica llamada “fechado radiométrico”. Esta
técnica estima la edad en base al decaimiento radiactivo de ciertos elementos químicos – por
ejemplo la técnica conocida como “carbono 14” sólo es útil para edades menores que 60 mil años,
mientras que para datar objetos de edades del orden de miles de millones de años, el elemento
químico más utilizado es el uranio. La edad del sistema solar se determina a partir del análisis de
meteoritos encontrados en la superficie de la Tierra. Los meteoritos más antiguos se tienen que
haber formado durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejos
encontrados en la Tierra tienen una edad de 4,600 millones de años.
1.3 MOVIMIENTO DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR
Johannes Kepler, trabajando con datos cuidadosamente recogidos por Tycho Brahe sin la ayuda
de un telescopio, desarrolló -entre los años 1609 y 1619- tres leyes que describen el movimiento
de los planetas en el cielo:
1era ley: Los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el
Sol situado en uno de los focos
Como consecuencia de la 1era ley de Kepler, hay un momento en el que el planeta se encuentra
más próximo al Sol y otro en el que está más alejado. El punto de máxima aproximación al Sol se
denomina Perihelio, y el punto de máximo alejamiento se denomina Afelio. En particular, la Tierra
pasa por el Perihelio alrededor del 4 de Enero, y pasa por el Afelio alrededor del 4 de Julio.
13
2da ley: el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales
De esta manera se indica que la velocidad del planeta en su
órbita no es constante y cuando está en el afelio su recorrido es
más lento que cuando está en el perihelio.
3ra ley: para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al
cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica P2/ a3=constante
Esta ley implica que el tiempo que un planeta demora en orbitar al Sol incrementa con el radio de
su órbita (entre más cercano esté el planeta al Sol, gira más rápido y viceversa).
1.4 CARACTERÍSTICAS DE LOS OBJETOS DEL SISTEMA SOLAR
El sistema solar está formado por una estrella, 8 planetas, 5 planetas enanos, asteroides, cometas
y rocas remanentes de la nube donde se formó el sistema solar.
A continuación se encuentran algunas definiciones útiles que se utilizarán más adelante:
Año: tiempo que le lleva a un objeto completar una órbita alrededor del Sol (traslación).
Día: tiempo que le lleva a un objeto completar una vuelta sobre su propio eje (rotación).
Velocidad de la luz: Si bien en las escalas humanas pareciera que la luz se traslada de forma
instantánea, o dicho de otra manera, que la velocidad de la luz es infinita, esto no es así: la luz
recorre 300 mil kilómetros en un segundo, es decir, la velocidad de la luz es de 300,000 km/seg.
Año luz: distancia recorrida por la luz durante un año (de manera similar se define minuto luz,
segundo luz, etc). Un año luz equivale a 9.460.800.000.000 kilómetros.
Unidad Astronómica (UA): distancia entre la Tierra y el Sol, equivale a 150 millones de kilómetros
= 8 minutos luz
Estaciones: períodos en los cuales los rayos solares inciden con un ángulo distinto sobre la
superficie del planeta debido a la inclinación del eje de rotación del planeta respecto de su plano
de traslación (órbita). En la siguiente imagen se muestra el ángulo de inclinación del eje de
rotación de cada planeta respecto de su órbita:
Mercurio, Venus y Júpiter tienen una inclinación muy pequeña, es por esto que no existen
estaciones en esos planetas. En la Tierra, Marte, Saturno y Neptuno el eje está inclinado lo
suficiente como para dar lugar a las cuatro estaciones que conocemos. Urano tiene el eje de
rotación casi horizontal, por lo que en los polos se experimentan cambios radicales en las
estaciones: son 42 años de invierno (y de noche) y 42 años de verano (y de día). Cuando los
14
rayos solares inciden de manera perpendicular al eje de rotación se denomina equinoccio (inicio
de primavera y otoño), cuando los rayos solares inciden con la máxima oblicuidad (inclinación)
respecto del eje de rotación se denominan solsticios (inicio de verano e invierno).
En la siguiente imagen se muestra la posición de la Tierra en 4 momentos distintos sobre su
órbita. En los solsticios (izquierda y derecha) los rayos solares inciden de manera más directa
sobre uno u otro hemisferio, mientras que en los equinoccios (arriba y abajo), los rayos solares
inciden de igual manera en ambos hemisferios. Las fechas son para el año 2014 (cada año varían
levemente)
Fuente Wikipedia – Créditos: Frank Horst/Gothika/Díaz-Giménez
15
1.4.1 SOL
Es la estrella más cercana a la Tierra, tiene ~4,600
millones de años, y se estima que está en la mitad de su
vida. El tamaño y la masa de esta estrella está dentro de
lo que se considera una estrella normal (no es ni la más
grande, ni la más chica; no es ni la más luminosa ni la
menos luminosa). De acuerdo con la masa de una
estrella se sabe cómo será su muerte. El Sol verá el fin
de su vida convirtiéndose en una gigante roja, que
finalmente libera su materia al medio interestelar como
nebulosa planetaria y luego su núcleo se convierte en
enana blanca (VER CAPÍTULO 2 - EVOLUCIÓN DE
LAS ESTRELLAS Y EL FINAL DEL SOL).
Créditos: Solar Dynamics Observatory (SDO)
1.
2.
3.
4.
5.
El Sol contiene aproximadamente el 99% de toda la masa del Sistema Solar.
Como todas las estrellas, el Sol está formado principalmente por Hidrógeno y Helio.
La temperatura en la superficie del Sol es de ~5,600º C.
El Radio del Sol es de 700 mil kilómetros, eso es 110 veces el Radio de la Tierra
Se encuentra a 150 millones de km de la Tierra (1 Unidad Astronómica=1UA), es decir que
a la luz le toma 8 minutos llegar hasta nosotros.
6. El ciclo de actividad solar tiene un período de ~11 años, en el que se suceden máximos y
mínimos de actividad y se invierte la polaridad del campo magnético solar. En la superficie
del Sol pueden verse las llamadas “Manchas Solares” que son zonas más frías desde
donde el Sol eyecta partículas cargadas electromagnéticamente, que vuelven a caer hacia
el Sol siguiendo las líneas del campo magnético. La frecuencia de manchas solares es
mayor a medida que el ciclo solar se aproxima a un máximo. También durante los
máximos las manchas se distribuyen más próximas al ecuador solar. La observación de
las manchas solares sirve además para estudiar la rotación del Sol.
7. Durante la actividad en la superficie del sol se producen llamaradas y eyecciones de masa
coronal, en las que algunas de esas partículas cargadas electromagnéticamente son
“sopladas” por los vientos solares y llegan hasta la Tierra atraídas por los polos magnéticos
(Norte y Sur). La interacción de esas partículas con nuestra atmósfera produce el efecto
conocido como auroras polares (boreales y australes). En general, la gente piensa que
estas auroras son más comunes en el hemisferio Norte que en el Sur. Esta percepción
sólo se debe a que la zona del hemisferio Norte donde son comúnmente visibles las
auroras se encuentra mucho más poblada que la misma región del hemisferio Sur, pero la
realidad es que las auroras son tan frecuentes en el Norte como en el Sur. En el año 1859
se pudieron observar auroras hasta en lugares como Madrid, Roma, La Habana y Hawaii.
16
1.4.2 MERCURIO
Créditos: NASA
4.
5.
6.
7.
8.
1. Distancia al Sol: 0.4 UA =57 millones de km = 3
minutos luz
1. No tiene satélites
2. Atmósfera muy tenue (helio, hidrógeno, oxígeno y
sodio), por lo que su superficie tiene muchos cráteres
debido al impacto de objetos.
3. La falta de atmósfera hace que las temperaturas en el
día y la noche sean muy diferentes: durante el día (cara
que le da el sol) alcanzan los 430ºC, mientras que a la
noche (cara opuesta al sol) la temperatura es de
-185ºC (185 ºC bajo cero!!!)
El día en Mercurio tiene una duración de 59 días terrestres (tiempo que le toma realizar
una rotación sobre su propio eje)
El año en Mercurio tiene una duración de 88 días terrestres (tiempo que le toma realizar
una traslación alrededor del Sol) – es decir que Mercurio realiza 3 giros sobre su eje cada
2 vueltas alrededor del Sol – en 2 años tiene 3 días!!!
El radio de Mercurio es un tercio del radio de la Tierra (ver foto de comparación)
La gravedad en la superficie de mercurio es 0,38 veces la de la Tierra.
Exploración Espacial: Mariner 10 (1975) y Messenger ( 2008 hasta la actualidad).
1.4.3 VENUS
1.
Conocido como ‘lucero del alba’ y
‘lucero vespertino’, es el objeto más brillante del
cielo después de la Luna
2.
Distancia al Sol: 0.7 UA=100 millones
de km = 5,5 minutos luz
3.
No tiene satélites
4.
Tiene una atmósfera muy densa, la
presión
atmosférica
(peso de la atmósfera) es 90
Créditos: NASA
veces más grande que en la Tierra, razón por la
cual las naves que se asentaron sobre la superficie de Venus duraron apenas unos
minutos antes de ser aplastadas por el peso de la atmósfera.
5. La presencia de grandes cantidades de dióxido de Carbono en la atmósfera hace que se
produzca un fuerte efecto invernadero, por lo que el Sol no alcanza la superficie, y las
temperaturas en la superficie de Venus son de 460ºC
6. Tiene nubes de azufre y de ácido sulfúrico (lluve ácido sulfúrico!!!)
7. La rotación de Venus es retrógrada, por lo que el Sol sale por el Oeste y se pone por el
Este
8. El día de Venus tiene una duración de 243 días terrestres
9. El año de Venus tiene una duración de 224 días terrestres
10. El radio de Venus es similar al radio de la Tierra (0.95 veces el radio de la tierra, ver foto
de comparación)
11. La gravedad en la superficie de Venus es de 0,9 veces la de la Tierra.
12. Exploración Espacial: Venera 1 (1961), Mariner 2 (1962), Venera 3 (1966), Venera 4 al 8
(1967 – 1972), Venera 9 (1978), Pioneer-Venus (1978 a 1992), Magallanes (1990). En la
actualidad: Venus-Express.
17
1.4.4 TIERRA
1. Distancia al Sol: 150 millones de km = 1 UA = 8 minutos luz
2. Tiene un satélite: Luna
3. Radio = 6,400 km
4. El 70% de su superficie es agua. El agua de la Tierra provino principalmente del choque de
asteroides llamados “condritas carbonáceas”, que provienen de la región a partir de la cual
el agua está congelada, es decir, a partir del cinturón de asteroides (no confudir con
cometas).
5. Temperatura media=17ºC
6. La Atmósfera tiene 78% de Nitrógeno, 21% de Oxígeno, y 1% de otros gases
7. La inclinación de su eje de rotación respecto del plano sobre el que se traslada hace que
los rayos solares incidan sobre la superficie terrestre con distinto ángulo en distintas
épocas dando lugar a las 4 estaciones: primavera-verano-otoño-invierno (Ver figura en
página 14)
LUNA
1. Distancia a la Tierra: 385 mil km = 1,3 segundos
luz
2. Realiza una órbita alrededor de la Tierra en 28
días
3. Realiza una rotación sobre su propio eje en 28
días
4. Siempre muestra la misma cara hacia la Tierra
(debido a la rotación síncrona)
5. Posee una atmósfera muy tenue, por lo cual la
superficie de la Luna ha sufrido numerosos
Créditos: NASA
impactos de objetos que dejaron cráteres en
ella. La cara oculta es la que más cráteres presenta
6. Radio de la Luna: 1,740 km = ¼ del radio de la Tierra (se pueden comparar las
dimensiones como una pelota de básquet para la Tierra y una pelota de tenis para la Luna,
en esa escala estarían separadas por ~10 metros)
7. La gravedad sobre la superficie de la Luna es de 0.17 veces la de la Tierra.
8. La Luna Se formó como resultado de una colisión de un objeto del tamaño de Marte con la
Tierra, en la época de formación del sistema solar. Esa colisión, además de dar lugar a la
formación de la Luna, produjo la inclinación del eje terrestre (estaciones), y puede haber
modificado la atmósfera primitiva de la Tierra. Una vez consolidado el sistema Tierra-Luna,
la rotación terrestre disminuyó, pasando de 4 hs hasta las actuales 24hs
9. Sin Luna no existirían las estaciones en la Tierra, y el día sería extremadamente corto (por
ejemplo, de existir las plantas no tendrían tiempo de hacer fotosíntesis), y probablemente
tampoco existiría vida en la Tierra ya que no se hubiera producido el cambio en la
atmósfera terrestre
10. Cada año la Luna se aleja 4cm de la Tierra, lo cual contribuye a frenar la rotación terrestre
en milésimas de segundos por día (se alargan los días)
11. Exploración Espacial: Se enviaron 97 misiones a la Luna (no todas exitosas). Entre las
más famosas, fueron 24 misiones Lunik (URSS) y 17 misiones Apolo (USA). Sólo 12
hombres caminaron sobre la superficie lunar. 300kg de rocas de la Luna fueron traídas a la
Tierra por las misiones tripuladas. En la actualidad hay varios orbitadores dedicados al
estudio de la luna (ejemplo: Lunar Reconnaissance Orbiter – LRO) y un robot explorador
chino (Chang'e 3 – Yutu)
18
12. Presenta cuatro fases que se producen de acuerdo con la configuración del sistema SolLuna-Tierra, por lo que veremos iluminadas diferentes porciones de la Luna. Cada día la
luna se desplaza sobre su órbita alrededor de la Tierra, por lo que cada día es diferente el
porcentaje de su superficie que vemos iluminado, y la hora en la que la vemos en el cielo.
En las siguientes imágenes se muestran esquemas de la configuración Sol-Tierra-Luna
para entender las fases de la luna y los horarios en la que podemos verla en el cielo:
En
este
esquema
representamos
una
rotación de la tierra sobre
su propio eje, es decir: un
día en la Tierra. Vamos a
mirar el movimiento de la
tierra desde el polo Sur,
por lo que la rotación
terrestre es en sentido
horario. En 24 horas
completará una vuelta
sobre su eje. Hemos
ubicado a un observador
sobre la superficie en el
ecuador
terrestre,
y
marcamos con una línea
su horizonte, con los
puntos cardinales Este
(E) y Oeste (O). Para
observadores en otras latitudes (como nosotros) los horarios variarán un poco, pero no nos
molesta utilizar estas horas como una primera aproximación para entender la relación
entre las fases de la luna y las horas de observación.
Para el observador del gráfico, los números en el círculo representan su reloj (un reloj de
24 horas), y la cabeza del observador funciona como la aguja del reloj que nos apunta
hacia la hora del día.
En el primer reloj el Sol está justo sobre la cabeza del observador y son las 12hs, hora en
la que el sol marca el mediodía solar. En el siguiente reloj, la tierra ha girado ¼ sobre su
eje, y para el observador son las 18hs. Fíjense que a esa hora el observador ve al sol
hacia el Oeste (la puesta del sol). 6 horas más tarde, ya que la tierra siguió girando, el
observador está justo del lado opuesto a donde se encuentra el Sol, y está del lado
completamente oscuro de la tierra: es la medianoche (00hs). El último reloj nos muestra la
posición del observador 6hs más tarde: las 6 de la mañana. A esa hora, ya puede ver al
Sol apareciendo sobre el Este. Un cuarto de vuelta más y regresará a la posición del
primer reloj. En la siguiente imagen, agregamos la Luna en su órbita a lo largo de un día
terrestre.
Aquí mostramos el mismo esquema que en la imagen anterior: un día desde la Tierra. Pero
además hemos incluido a la Luna en su órbita en un día del mes que llamaremos día 1. El
observador desde la Tierra sólo puede ver la porción iluminada de luna que esté apuntando hacia
él, es decir lo que está de la línea magenta hacia adentro de la órbita lunar.
19
En este día, la Luna y el Sol están
sobre la cabeza del observador a las
12 del mediodía. La parte iluminada
de la Luna es justamente la porción
que no es visible para el observador,
por lo que desde la Tierra no
podremos ver a la Luna en el cielo:
es la fase que llamamos NUEVA.
Siguiendo la rotación terrestre, esta
luna se oculta en el oeste a las 18hs,
y aparece por el Este a las 6 de la
mañana. Es decir, durante todo el
día acompaña al Sol en el cielo.
Aclaración: esto no es un eclipse. En
este esquema hemos proyectado la
órbita de la luna en el plano de la
imagen, pero la órbita lunar tiene
una inclinación respecto de nuestra
pantalla, por lo que no se atraviesa
en la línea de la visual hacia el sol.
La luna cada día que pasa se irá moviendo sobre su órbita. Avanza casi 1 hora de nuestro reloj
por día (50 minutos). Al cabo de 7 días ocupará la posición de la imagen siguiente, y por supuesto,
el porcentaje que vemos iluminado irá cambiando cada día.
Aproximadamente 7 días después de
la imagen anterior la Luna se
encontrará en la posición que
marcamos en esta imagen. La
fracción de Luna que podemos ver
es la parte iluminada que está hacia
adentro de la línea magenta, es decir
que este día veremos un cuarto de la
Luna. Está en la fase que llamamos
CUARTO CRECIENTE (vemos una
C
en
el
cielo).
A las 12 del mediodía (el primer reloj)
el observador verá que la Luna está
apareciendo sobre su horizonte Este,
a las 18hs la verá sobre su cabeza
(segundo reloj) y a las 00hs la verá
esconderse por el Oeste (tercer
reloj). A las 6 de la mañana, ni
rastros de esta luna en el cielo.
Dejemos avanzar a la luna sobre su órbita otros siete días antes de pasar a la siguiente imagen
(no, no!!! hagamos de cuenta que ya pasaron los 7 días y vamos a la otra imagen ahora).
20
Cuando la luna está en esta posición
respecto del Sol, la fracción que
vemos iluminada de ella es toda la
cara que da hacia la Tierra, vemos
completa una mitad de Luna, es lo
que llamamos LUNA LLENA.
El Observador al mediodía no verá
para nada a esta luna y tendrá que
esperar a que la tierra siga girando
para recién a las 18hs verla aparecer
por su horizonte Este. A la
medianoche tendrá a la Luna Llena
sobre su cabeza, y se esconderá por
el Oeste cuando sean las 6 de la
mañana.
Si dibujamos la posición de la luna al
día siguiente, tendrá que haber
avanzando casi 1 hora de nuestro
reloj sobre su órbita ¿a qué hora
saldrá, culminará y se pondrá esa luna? ¿Cómo varía el porcentaje iluminado?
En esta posición, 7 días después de
la imagen anterior, nuevamente
desde la Tierra sólo vemos la cuarta
parte de la Luna iluminada: es el
CUARTO MENGUANTE (vemos una
D en el cielo).
El observador al mediodía ve que
esta luna se está escondiendo en el
horizonte Oeste. A la medianoche la
verá apareciendo por el Este y la
verá sobre su cabeza a las 6 de la
mañana, para esconderse a las 12
del mediodía. Esta es la fase en la
que normalmente nos sorprendemos
de encontrarnos con la Luna en el
cielo por ejemplo a las 10 de la
mañana.
Una semana más tarde, la luna volverá a ocupar la posición sobre su órbita como en la primera
imagen del ciclo que compartimos, y el ciclo lunar vuelve a comenzar.
21
1.4.5 MARTE
1. Distancia al Sol: 1,5 UA = 12,4 minutos luz
2. Posee 2 satélites: Fobos (~20km de diámetro) y
Deimos(~15km de diámetro). Estos satélites fueron
asteroides que fueron capturados por Marte. Ambos se
trasladan alrededor de Marte en sentido retrógrado
(horario, al contrario de lo que pasa con la mayoría de
los objetos en el sistema solar)
3. La atmósfera de Marte es tenue, por lo que la presión
Créditos: NASA
atmosférica es una centésima parte de la de la Tierra.
Tiene 95% de Dióxido de Carbono, y posee mil veces menos Ozono que la de la Tierra,
por lo que casi toda la radiación UV del Sol alcanza la superficie
4. Marte es mucho menos denso que la Tierra, eso hace que la fuerza de gravedad en Marte
sea menor que en la Tierra, la gravedad en la superficie de Marte es 0,38 veces la de la
Tierra, por lo que el peso de una persona en Marte sería 1/3 del peso que tiene en la Tierra
5. La temperatura media en la superficie de Marte es de -55ºC (20ºC de día, -80ºC de noche)
6. El día en Marte tiene una duración de 24hs 40m
7. El año en Marte tiene una duración de 687 días
8. El Radio de Marte es la mitad del radio de la Tierra (ver foto de comparación)
9. Exploración Espacial: 12 misiones se enviaron a Marte desde 1964 hasta 2013, sumando
un total de 48 lanzamientos por parte de E.E.U.U, Rusia, China, Japón, Unión Europea e
India (Marsnik, Mariner, Viking, Pathfinder, Odissey, Mars Reconnaissance, Spirit,
Opportunity, Phoenix, Curiosity, Maven, entre otras)
10. Entre los descubrimientos más relevantes que hizo el explorador Curiosity durante el año
2013 se pueden mencionar:
*Un lugar adecuado para albergar vida: El Marte primitivo puede haber tenido la química
adecuada para soportar microbios. El Curiosity encontró Carbono, Hidrógeno, Oxígeno,
Fósforo y Azufre - ingredientes claves necesarios para la vida – al estudiar muchas rocas
formadas en agua. La primera muestra tomada del interior de una roca también reveló
minerales de arcilla y no demasiada sal, lo que sugiere que agua fresca, posiblemente
bebible, alguna vez estuvo presente allí.
* Evidencia de un antiguo cauce de agua: Rocas redondeadas y suaves encontradas por el
Curiosity probablemente rodaron aguas abajo por al menos unos cuantos kilómetros. Ellas
parecen una vereda rota, pero son en realidad capas de roca expuesta hechas de
fragmentos más pequeños pegados. Ellas cuentan una historia de un flujo constante de
agua de profundidad de hasta las rodillas.
* La radiación podría suponer un riesgo para la salud humana: Durante su viaje a Marte, el
Curiosity experimentó niveles de radiación que exceden los límites aceptables por la NASA
para los astronautas. La NASA utilizará los datos del Curiosity para diseñar misiones que
sean seguras para los exploradores humanos.
*Ausencia de Metano (hasta ahora): El Curiosity olfateó el aire marciano y no encontró
presencia de metano. Dado que los organismos vivos producen metano, los científicos
estaban ansiosos por ver si podían encontrarlo en Marte, aunque la búsqueda continúa.
*Gran diversidad de entornos cerca de la zona de descenso: Los científicos no esperaban
la riqueza y diversidad de suelo y tipos de rocas en el cráter Gale. El Curiosity ha
encontrado gravas, depósitos, un tipo inusual de una posible roca volcánica, dunas de
arena movidas por agua, lutitas y grietas llenas de venas minerales. Todos estos son
indicios de un pasado acuoso en Marte.
22
1.4.6 CINTURÓN DE ASTEROIDES
1. Son rocas que orbitan alrededor del Sol
2. Distancia al Sol: desde 2 UA hasta 4 UA = desde 16,6 a 33 minutos luz
3. Existen trillones de asteroides catalogados. Más de 150 millones de ellos tienen diámetros
mayores que 100 mts. Más de 2 millones tienen diámetros mayores que 1km
4. Contrariamente a lo que podría pensarse, el cinturón de asteroides está en su mayor parte
vacío. Los asteroides están diseminados en un volumen tan grande que sería muy difícil
atravesar el cinturón y encontrarse con uno de ellos sin pretenderlo.
5. El cinturón de asteroides se formó en la nebulosa protosolar junto con el resto del Sistema
Solar. Los fragmentos de material contenidos en la región del cinturón hubieran formado
un planeta, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter, el planeta más masivo,
produjeron que estos fragmentos colisionaran entre sí a grandes velocidades y no pudieran
agruparse, resultando en el residuo rocoso que se observa en la actualidad
1.4.7 JÚPITER
1. Es el planeta más grande del Sistema Solar
2. Es un planeta gaseoso (no tiene una superficie
sólida como los planetas anteriores)
3. Distancia al Sol: 5 UA= 41,5 minutos luz
4. Tiene 67 satélites. 4 de ellos fueron descubiertos
por Galileo, por lo que son llamados satélites
Galileanos: Ío, Europa, Calisto y Ganímedes. Ío es
un mundo volcánico;
Europa es un mundo
congelado; Ganímedes es el satélite más grande
Créditos: NASA
del Sistema Solar (tamaño parecido a la Tierra),
tiene un núcleo de hierro y campos magnéticos; y Calisto es el objeto con más cráteres en
el Sistema Solar
5. Júpiter está formado principalmente por Hidrógeno y Helio
6. Presenta anillos, que fueron observados por primera vez en 1979 por la sonda Voyager
7. Presenta una tormenta meteorológica que está permanentemente en la misma zona (la
gran mancha roja), cuyo diámetro es 3 veces el diámetro de la Tierra
8. El día en Júpiter tiene una duración media de 9hs, aunque los distintos gases tienen
rotaciones diferenciadas, por lo que algunas franjas rotan más rápido que otras
9. El año de Júpiter es de 12 años terrestres
10. El radio de Júpiter es 11 veces el radio de la Tierra (ver foto de comparación)
11. La gravedad en Júpiter es de 2,4 veces la de la Tierra.
12. Exploración Espacial: Pioneer 10 y 11 en 1973; Voyager 1 y 2 en 1979; Galileo en 1995;
Cassini-Huygens en 2000 y New Horizons en 2007.
23
1.4.8 SATURNO
1. Distancia al Sol: 9,5 UA = 1,31 horas luz
2. Tiene 62 satélites. Entre los más interesantes se
pueden nombrar dos de ellos: Titán, es el único
satélite del sistema solar que posee una atmósfera
densa compuesta en un 90% por Nitrógeno (similar a
la Tierra) y es el segundo satélite más grande del
Sistema Solar; y Encélado que posee atmósfera
compuesta por metano, similar a la atmósfera primitiva
de la Tierra, y presenta géiseres de agua
Créditos: NASA
3. Posee anillos visibles desde la Tierra. La presencia de
estos anillos tienen un origen similar al cinturón de asteroides: en la posición donde se
encuentran los anillos debería haberse formado un satélite de Saturno, pero las fuerzas
gravitatorias del planeta no dejaron que las partículas se agruparan y lo formaran, y
quedaron restos de roca y hielo orbitando alrededor del planeta
4. Saturno es un planeta gaseoso que está formado principalmente por Hidrógeno y Helio
5. Ell día en Saturno tiene una duración de 10 horas
6. El año de Saturno tiene una duración de 29,5 años terrestres
7. El radio de Saturno es 9 veces el radio de la Tierra (ver foto de comparación)
8. La gravedad en Saturno es muy similar a la de la Tierra, 1,1 veces la gravedad de la
Tierra. Esto se debe a que Saturno tiene una densidad muy baja, menor que la del agua (si
pudiéramos ponerlo en una piscina gigante llena de agua, Saturno flotaría)
9. Exploración Espacial: Pioneer 11 en 1979; Voyager 1 y 2 en 1980 y 1981; CassiniHyugens en 2004.
1.4.9 URANO
1. Es el primero de los planetas que no era
conocido en la antigüedad. Recién en 1781 se
lo catalogó por primera vez, erróneamente
como cometa
2. Distancia al Sol: 19 UA = 2,6 horas luz
3. Tiene 27 satélites. Tienen nombres de algunos
personajes de Shakespeare y de Alexandre
Pope (por ej.: Ariel, Oberón, Umbriel, Titania y
Miranda)
4. Presenta anillos formados principalmente por
polvo, por lo que no son visibles en el rango
Créditos: NASA
óptico. Estos anillos se encuentran con una
rotación de 90º respecto del plano de desplazamiento (Ver foto). La explicación más
aceptada de por qué el eje de rotación de este planeta está “caído” y la rotación es
retrógrada, es que se debe a que sufrió un choque con algún objeto de gran tamaño
5. Es un planeta gaseoso. Este planeta es uno de los llamados “gigantes helados”, ya que
presenta un núcleo congelado. Está formado principalmente por metano, a lo que debe su
coloración azul (el mismo gas que tenemos en las cocinas de nuestros hogares!!!)
6. El día en Urano tiene una duración de -17 hs (retrógrada)
7. El año tiene una duración de 84 años terrestres
8. El Radio de Urano es 4 veces el radio de la Tierra (ver foto de comparación)
9. La gravedad en Urano es 0,9 veces la de la Tierra.
10. Exploración espacial: la única sonda que llegó a este planeta fue la Voyager 2, en 1985.
24
1.4.10 NEPTUNO
1. Primer cuerpo predicho matemáticamente: mientras se
estudiaba el movimiento de Urano, se encontraban
resultados inesperados, que sólo podían explicarse si
existía otro cuerpo de tamaño similar que estuviera
perturbando su órbita. Así, se predijo a qué distancia
debía encontrarse el cuerpo perturbador, y se apuntaron
los telescopios específicamente para encontrarlo. En
1846 se descubrió el 8vo planeta. (Galileo ya lo había
observado y catalogado erróneamente como estrella)
Créditos: NASA
2. Distancia al Sol: 30 UA = 4.15 horas luz
3. Neptuno tiene 13 satélites. Tritón y Nereida fueron descubiertos desde la Tierra, mientras
que la sonda Voyager 2 descubrió otros 6, y el telescopio espacial Hubble descubrió los
restantes 5 satélites
4. Tiene anillos
5. Es otro de los planetas llamados Gigantes gaseoso helado. Está formado principalmente
por metano (azul)
6. Es el planeta con vientos más fuertes en todo el sistema solar, llegando a observarse
vientos de hasta 2 mil km/h
7. El día tiene una duración de 16 horas
8. El año de Neptuno dura 165 años terrestres
9. El radio de Neptuno es cuatro veces mayor que el radio de la Tierra (ver foto de
comparación)
10. La gravedad en Neptuno es 1,14 veces la de la Tierra.
11. Exploración espacial: Voyager 2 en 1989
1.4.11 OBJETOS TRANSNEPTUNIANOS (CINTURÓN DE KUIPER Y NUBE DE OORT)
Más allá de la órbita de Neptuno, se encuentran numerosas rocas de hielo y polvo que orbitan
alrededor del Sol. Esas rocas están distribuidas principalmente en dos regiones:
- El cinturón de Kuiper, ubicado a 50 UA del sol (= 7 horas luz).
- La nube de Oort, que abarca desde las 2 mil a las 50 mil UA (~ 1 año luz desde el sol).
Créditos: W. Liller / NASA
Créditos: Geoff Chester
25
Es desde estas zonas de donde habitan los cometas que ingresan al sistema solar luego de haber
sido perturbados. Los cometas que parten desde el cinturón de Kuiper son los que tienen período
corto (cientos de años), como por ejemplo el cometa Halley (imagen izquierda), que tiene un
período de 76 años (1986 – 2061); mientras que los cometas que se originaron en la nube de Oort
presentan períodos largos (miles de años), como por ejemplo el cometa Hale Bopp (imagen
derecha), que tiene un período de 2537 años (1997 – 4537).
Los cometas tienen 2 colas, una formada por gas
y la otra formada por polvo. Estas colas siempre
apuntan en dirección contraria al sol, ya que los
vientos solares son los que provocan su aparición.
1.4.12 PLANETAS ENANOS
Fuente: Wikipedia
Esta definición fue formulada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 2006, luego del
descubrimiento en 2005 de un objeto (Eris) del tamaño de Plutón en la zona del cinturón de
Kuiper, más allá de la órbita de Neptuno. ¿Era el décimo planeta? ¿o Plutón y Eris son sólo
ejemplos de una clase distinta? En 2006, en la reunión anual de la IAU, se acordó que era
necesaria una nueva definición que albergara a los cuerpos que son más desarrollados que los
simples asteroides, pero diferentes de los planetas conocidos. Los planetas enanos son objetos
que: (1) están en órbita alrededor del Sol, (2) tienen suficiente masa para que su propia gravedad
haya superado la fuerza de cuerpo rígido, de manera que adquieran equilibrio hidrostático (es
decir que tienen forma casi esférica), (3) no son satélite de un planeta u otro cuerpo no estelar, (4)
no han limpiado la vecindad de su órbita.
El último punto de la definición de planeta enano es el que hace la diferencia: la fuerza de
gravedad de un planeta atrae o expulsa cualquier cuerpo pequeño que de otra manera
intersecaría su órbita; la fuerza gravitacional de los planetas enanos no es suficiente para
conseguir hacerlo. Es por eso que ellos terminan orbitando al Sol en regiones donde habitan
objetos similares, como en el cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper. Así, revisando los
objetos del sistema solar, en 2006 se determinó que Plutón, que fue considerado un planeta
durante 76 años, en realidad cae en la categoría de “Planeta enano”. Hubo otros objetos que se
vieron beneficiados: Ceres, un objeto que habita el cinturón de asteroides ubicado entre las órbitas
de Marte y Júpiter, que fue descubierto mucho antes que Plutón en 1801, fue “ascendido” a la
categoría de planeta enano. Y otros 3 objetos del cinturón de Kupier también recibieron su
medalla: Eris, Makemake y Haumea completan la lista actual de 5 planetas enanos confirmados.
Aún hay una lista de más de 40 objetos similares en la zona del cinturón asteroides y en el de
Kuiper que esperan su confirmación como planetas enanos o simples asteroides. Se estima que
sólo en el cinturón de Kuiper podría haber hasta 200 planetas enanos. Probablemente las sondas
Dawn y New Horizons que explorarán el cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper,
respectivamente, ayudarán a confirmar las características de esos objetos.
26
1.5 COMPARACIÓN DE DISTANCIAS Y TAMAÑOS
Si quisiéramos diseñar una maqueta del sistema solar “a escala”, lo primero que debemos hacer
es fijar nuestra escala. Por ejemplo, podríamos decir que diez mil kilómetros van a ser
representados por 1cm, y de ahí podríamos escalar todos los objetos y distancias.
En un ejemplo concreto, elijamos representar al Sol con una pelota de fútbol, entonces la Tierra
estaría ubicada a 23,5 mts y sería la cabeza de un alfiler (2 mm); Júpiter, estaría a más de una
cuadra (123 mts) y sería un huevo de codorniz (2 cm); Saturno estaría a 2 cuadras de distancia
desde el sol (226 mts) y sería una uva negra (1,8 cm); Plutón estaría a casi 1 kilómetro (931mts) y
sería un punto (0,3 mm)!!!. La estrella más cercana al Sol es Próxima Centauri, que en esta
maqueta estaría representada por otra pelota de fútbol ubicada en Venezuela (6.330 km).En la
práctica, para hacer una maqueta del sistema solar conviene elegir dos escalas distintas, una para
representar los tamaños y otra para representar las distancias.
Siguiendo con la comparación de tamaños, si representáramos a todo el sistema solar por una
mondeda de 10 centavos, el diámetro de nuestra galaxia sería el de todo el largo de la República
Argentina.
RESUMEN:
Distancia
media al Sol
en UA
Diámetro
en km
Nº de
satélites
Período
alrededor
del Sol
Rotación
sobre su
eje
¿Posee
Anillos?
Tipo
Peso
persona de
50 kg
MERCURIO
0,39
4.879
0
88 días
59 días
No
rocoso
19 kg
VENUS
0,72
12.103
0
225 días
-243 días
No
rocoso
45,2 kg
TIERRA
1
12.756
1
1 año
1 día
No
rocoso
50 kg
MARTE
1,52
6.794
2
687 días
24,6 horas
No
rocoso
18,8 kg
CERES
2,77
952
0
5 años
9 horas
No
rocoso
1,4 kg
JÚPITER
5,20
142.984
67
12 años
10 horas
Sí
gaseoso
112,9 kg
SATURNO
9,58
120.536
62
29 años
10,5 horas
Sí
gaseoso
53,3 kg
URANO
19,23
51.118
27
84 años
-17 horas
Sí
gaseoso
44,3 kg
NEPTUNO
30,10
49.572
13
165 años
16horas
Sí
gaseoso
57 kg
PLUTÓN
39,26
2.390
5
246 años
-6,4 días
No
rocoso
3,4 kg
HAUMEA
43,34
1.500
2
285 años
4 horas
No
rocoso
¿?
MAKEMAKE
45,79
1.600
0
310 años
8 horas
No
rocoso
¿?
ERIS
67,67
2.326
1
561 años
26 horas
No
rocoso
¿?
27
1.6 OTROS SISTEMAS PLANETARIOS
Desde que los primeros planetas fueron descubiertos fuera del sistema solar en 1992 (orbitando
un púlsar) y en 1995 (orbitando una estrella ‘normal’), el estudio de planetas orbitando otras
estrellas, conocidos como exoplanetas o planetas extrasolares, se ha convertido en uno de los
campos más dinámicos en la astronomía actual que está en constante crecimiento. Veremos a
continuación las técnicas de detección de estos objetos y el estado actual de los exoplanetas
descubiertos.
1.6.1 DETECCIÓN:
Los planetas no emiten luz propia, mientras que su estrella brilla fuertemente. Intentar medir la luz
reflejada por un planeta distante es como tratar de ver la llama de una vela ubicada detrás de un
incendio forestal, o la luz de una luciérnaga revoloteando alrededor de un faro.
En la actualidad existen 6 herramientas utilizadas para la detección de estos planetas
escurridizos:
(A) Detección directa:
(1) Imágenes
(B) Detección indirecta
(2) Velocidad radial de la estrella
(3) Astrometría de la estrella
(4) Regularidad de las pulsaciones
(5) Tránsitos
(6) Microlente gravitacional
Detección Directa
(1) Imágenes: La forma más difícil de detectar un
exoplaneta es a través de una imagen directa debido al
contraste excesivo entre la estrella central y su planeta
compañero. Para exponer al planeta, el brillo de la
estrella tiene que ser disminuido o enmascarado de
manera que el observador pueda explorar entre las
sombras. Un método es usar la información de la luz en
el rango del infrarrojo más que en luz visible. La luz
visible de un planeta del tipo de Júpiter es una mil
millonésima de la luz de la estrella anfitriona, mientras
que en infrarrojo el contraste es un factor de las
milésimas. Otro método es bloquear la luz de la
estrella, usando un coronógrafo que enmascara el brillo
central de la estrella dejando visible sólo la corona (la
región más externa de la atmósfera estelar) y así se
puede ver el ‘pequeño’ brillo de un planeta circundante.
La imagen directa es la única manera de acceder a
algunos parámetros fundamentales, tales como la cantidad de agua y las propiedades de
cualquier posible biósfera.
28
Detección Indirecta
La mayoría de los exoplanetas descubiertos hasta ahora han sido detectados utilizando métodos
indirectos, es decir, infiriendo su existencia por el efecto que producen sobre su estrella anfitriona.
La presencia de un planeta afecta a la estrella de varias formas. La débil fuerza gravitatoria del
planeta tironea a la estrella provocándole que se mueva en una pequeña órbita circular, vista
como un bamboleo de la estrella que puede detectarse utilizando las técnicas de velocidad radial y
astrometrías. Además, cuando el planeta se mueve entre la estrella y el observador, se produce
un pequeño eclipse provocando un cambio en la luminosidad de la estrella. Esas pequeñas
variaciones en las propiedades de la estrella anfitriona son muy importantes para los astrónomos,
ya que hacen que la detección indirecta sea posible.
(2) Velocidad radial: Cuando una estrella se mueve en una pequeña órbita circular, resultante del
tironeo provocado por un exoplaneta, se acercará hacia la Tierra y se alejará a medida que
completa su órbita. La velocidad de la estrella a lo largo de la línea de la visual de un observador
en la Tierra es su velocidad radial. Los cambios en la velocidad radial de una estrella hacen que
las líneas en el espectro de la estrella se desplacen hacia el rojo cuando la estrella se aleja de
nosotros, y hacia el azul cuando se acerca (efecto Doppler – ver capítulo 3, sección 3.4.9).
Los cambios periódicos en la velocidad radial de la estrella dependerán de la masa del exoplaneta
y de la inclinación de su órbita respecto de nuestra línea de la visual.
Los pequeños bamboleos de las estrellas pueden ser medidos utilizando espectrógrafos de alta
precisión. Por ejemplo, el proyecto HARPS del ESO ha probado ser muy efectivo como cazador
de exoplanetas utilizando esta técnica.
(3) Astrometría: este método es similar al de velocidad radial, pero en lugar de estudiar el
movimiento en la línea de la visual se analiza el movimiento de la estrella en el plano del cielo
midiendo las pequeñas perturbaciones que se producen en la posición angular de la estrella.
Hasta ahora no se han descubierto exoplanetas con esta técnica.
(4) Regularidad de las pulsaciones: la presencia de un exoplaneta afecta la regularidad de las
señales emitidas por una estrella. Este método puede ser utilizado para detectar exoplanetas que
orbitan alrededor de púlsares. Los púlsares emiten ondas de radio a medida que rotan generando
un rayo de luz pulsada periódicamente (como un faro o una linterna que gira mientras la
sostenemos atada a una soga). Si un exoplaneta perturba el movimiento de la estrella, también
perturbará la regularidad con la que vemos los pulsos de luz. Mediante esta técnica se
descubrieron los primeros 3 exoplanetas en 1992.
(5) Tránsitos: cuando un planeta se atraviesa entre la
Tierra y su estrella anfitriona se le llama tránsito. El planeta
bloquea algo de la luz de la estrella y provoca una caída
periódica en el brillo de la estrella. Este efecto puede ser
medido utilizando la fotometría de la estrella, es decir la
medición de la cantidad de luz que recibimos del objeto
estelar.
Los telescopios espaciales COROT y KEPLER han
detectado hasta la actualidad numerosos tránsitos de
exoplanetas.Las mediciones de velocidades radiales,
Créditos: European Southern Observatory
(ESO)
29
combinadas con los tránsitos hacen posible determinar no sólo la masa de los planetas sino
también su radio y densidad.
(6) Microlente gravitacional: el campo gravitatorio
de un objeto grande ‘dobla’ la luz proveniente de un
objeto distante y lo amplifica, actuando como una
lente. Cuando la luz de un objeto de fondo viaja
hacia la Tierra, su trayectoria es desviada cuando
se acerca a un objeto grande que está alineado con
el objeto de fondo. Ya que el efecto de microlente
actúa sobre la radiación del objeto de fondo, esta
técnica puede ser utilizada para estudiar objetos
que emiten poca luz o ninguna, tales como
agujeros negros o planetas en otras estrellas.
Créditos: ESO
Supongamos que el objeto de frente que se
interpone es una estrella que tiene un exoplaneta, entonces la luz amplificada de la fuente de
fondo contendrá un pico adicional. El tamaño y la forma de ese pico secundario dependerá de la
masa y la distancia del planeta a su estrella anfitriona
1.6.2 DESCUBRIMIENTOS
En la actualidad se conocen entre 700 y 1000 exoplanetas confirmados (la diferencia en el número
depende de la fuente de información: Planet Quest, exoplanet.org, kepler mission, exoplanet.eu,
Planetary Habitability Laboratory), hay cerca de 3000 candidatos que esperan por su confirmación.
Existen planetas orbitando sistemas binarios, estrellas como el Sol, estrellas más frías y más
calientes que el Sol. Hay también sistemas planetarios complejos, con varios planetas alrededor
de una misma estrella (como el sistema solar). La mayoría de los exoplanetas descubiertos
pueblan una pequeña región de nuestra galaxia de 300 años luz de radio alrededor del Sol.
Basándose en los datos del telescopio espacial Kepler, los astrónomos estimaron que el 17% de
las estrellas de la Vía Láctea (1 de cada 6 estrellas) tienen planetas del tamaño de la Tierra, en
órbitas de 85 días o menos alrededor de sus estrellas. Esto significa que hay un mínimo de 17 mil
millones de mundos tipo Tierra sólo en esta galaxia. Probablemente hay muchos más moviéndose
en órbitas más grandes que el telescopio Kepler no ha tenido todavía el tiempo suficiente para
detectarlos. Además, estimaron que el 25% de las estrellas de nuestra galaxia tienen planetas tipo
Súper-Tierras (radios entre 1,25 y 2 veces el radio terrestre); 25% de las estrellas poseen miniNeptunos (radios entre 2 y 4 veces el de la Tierra); 3% de las estrellas poseen Neptunos (radios
entre 4 y 6 del de la tierra) y 5% de las estrellas tienen planetas tipo Júpiter o mayores (entre 6 y
22 veces el radio de la tierra).
En la actualidad, se estima que por cada estrella de una galaxia hay en promedio 1,6 exoplanetas,
lo cual implica que sólo en nuestra galaxia - que tiene entre 100 mil millones y 400 mil millones de
estrellas - habría entre 160 mil millones y 600 mil millones de planetas.
30
1.6.3 ZONA DE HABITABILIDAD
Un análisis interesante que se hace respecto de los planetas descubiertos es respecto de su
"habitabilidad", en donde esto no quiere decir que se pretenda viajar hasta los planetas (que están
a muchísimos años luz de distancia), ni que realmente se pueda confirmar que son similares a la
Tierra. En realidad, en primer lugar se define como “zona de habitabilidad” a la región alrededor de
la estrella anfitriona en la cual el agua puede existir en estado líquido, es decir, que tiene la
temperatura necesaria para que esto suceda (entre 273ºK y 373ºK). Esta región varía de acuerdo
con el tipo de estrella. Para una estrella como el Sol, la zona de habitabilidad se extiende desde
las 0,7 UA hasta ~3 UA. Estrellas menos masivas, tienen la zona de habitabilidad más próxima a
la estrella, mientras que para estrellas más masivas esta región se encuentra más alejada. En el
sistema Solar por ejemplo, la zona de habitabilidad del Sol se extiende desde un poco después de
la posición de la órbita de Venus hasta un poco más allá de la órbita de Marte, es decir que la
Tierra, la Luna, Marte y sus satélites Fobos y Deimos caen en la zona de habitabilidad, sin
embargo, dadas las condiciones particulares de cada uno de los objetos, sólo existe agua líquida
en la Tierra; el efecto invernadero, poca absorción de luz solar, pueden evitar la presencia de
agua líquida. De los exoplanetas descubiertos, unos cincuenta caen en la zona de habitabilidad de
su estrella.
Créditos: Kepler mission/NASA
Para clasificarlos como "potencialmente habitables" como en la imagen que compartimos más
abajo, se incluye otro criterio extra además de estar ubicados en la zona de habitabilidad: los
planetas deben tener entre 1 y 10 veces la masa de la Tierra. De esta forma se pretende
establecer un criterio por el cual se considera que el planeta es capaz de retener su atmósfera y
de tener actividad geológica. En la actualidad 12 exoplanetas reciben la clasificación de
"potencialmente habitables", y están mostrados en la imagen (para comparar tamaños están
incluidos algunos de los planetas del sistema solar). Todos ellos son además clasificados como
"SuperTierras", es decir que tienen masas superiores a la de la Tierra. De todas maneras, no
puede asegurarse que realmente exista agua en estado líquido en esos planetas ya que en la
mayoría de los casos aún no se puede determinar si se trata de planetas rocosos o gaseosos, si
tienen atmósfera o no, etc., pero estos exoplanetas son un buen punto de partida para
profundizar otro tipos de estudios.
31
En la actualidad, (diciembre 5 de 2013), existen 12 exoplanetas clasificados como ‘potencialmente
habitables’, los nombres de los mismos se muestran en el dibujo anterior (son dibujos, no
imágenes directas).
Dada la gran cantidad de datos que se vienen recopilando en los últimos años en el campo de los
planetas extrasolares, existen varias páginas en las que el público en general puede ayudar a los
científicos a procesar los datos y descubrir nuevos planetas candidatos. Les dejamos este enlace,
en donde tiene un tutorial que nos enseña cómo detectar un potencial exoplaneta de acuerdo con
la variación de la luminosidad recibida de su estrella: http://www.planethunters.org/
1.6.4 EXTRAÑOS MUNDOS
Los exoplanetas descubiertos hasta ahora expanden rangos muy amplios de tamaños,
temperaturas, distancias a sus estrellas. Existen exoplanetas orbitando estrellas múltiples, los que
no orbitan ninguna estrella (llamados errantes), formando parte de sistemas planetarios, etc. A
continuación dejaremos una mención a algunos de los exoplanetas más “extremos” (hasta
diciembre de 2013):
• EL MÁS PEQUEÑO: Kepler 10-b fue descubierto en Enero de 2011. Tiene un radio de 1,4
veces el radio de la Tierra. Se encuentra orbitando a la estrella Kepler 10 ubicada a 560
años luz de distancia de la Tierra. La órbita de Kepler 10-b está 20 veces más cerca de su
estrella de lo que está Mercurio del Sol.
• EL MÁS GRANDE: TrES-4 tiene un radio de 1,7 veces el radio de Júpiter, y posee una
densidad extremadamente baja. El TrES-4 orbita a la estrella GSC 02620-00648 ubicada a
1400 años luz de distancia de la Tierra.
• EL MÁS CERCANO A LA TIERRA: Epsilon Eridani b orbita una estrella del tipo del Sol
ubicada a 10,5 años luz de la Tierra. Este exoplaneta tiene 1,5 veces la masa de Júpiter.
(A principios de 2013 se había anunciado el descubrimiento de un exoplaneta orbitando a
Alfa Centauri B, a sólo 4,3 años luz de distancia, pero estudios posteriores no pudieron
confirmar la existencia de ese planeta).
32
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
PEQUEÑO INFIERNO: CoRoT-7b es un planeta rocoso que orbita a una estrella ubicada a
480 años luz de la Tierra. CoRoT-7b orbita a su estrella a una distancia 23 veces más
cerca de lo que está Mercurio del Sol, además está tidalmente acoplado a su estrella por lo
que siempre le muestra la misma cara. La cara que mira hacia la estrella está a más de
2000 grados tan caliente que la roca se puede evaporar, mientras que la cara opuesta
tiene 200 grados bajo cero. Algunas evidencias sugieren que puede tener una intensa
actividad volcánica, más intensa que Ío, el satélite de Júpiter que es el objeto más activo
del sistema solar.
MÚLTIPLES ATARDECERES: el planeta HD 188753 orbita una estrella de un sistema
triple ubicado a 149 años luz de distancia de la Tierra. El planeta tiene un tamaño similar a
Júpiter y completa una órbita alrededor de la estrella primaria en 3,5 días. Las otras dos
estrellas forman un par muy ligado, separados de la estrella primaria por una distancia
similar a la distancia Sol-Saturno.
EL MÁS FRÍO Y MÁS LEJANO: OGLE-2005-BLG-390L b tiene una masa de 5,5 veces la
masa de la tierra y se cree que es rocoso. La temperatura superficial del planeta es de 220
grados bajo cero. Orbita alrededor de una estrella enana roja ubicada a 28000 años luz de
distancia. La detección de este exoplaneta se hizo a través de la técnica de lentes
gravitacionales.
EL MÁS CALIENTE: WASP-12b tiene una temperatura superficial de 2200 grados, y está a
sólo 3,5 millones de kilómetros de su estrella, por lo que completa una órbita alrededor de
su estrella en un día. WASP-12b es un planeta gaseoso de 1,5 veces la masa de Júpiter y
alrededor de 2 veces su tamaño. Se ubica a 870 años luz de la tierra.
SOLITARIOS: Alrededor de una docena de planetas errantes han sido encontrados hasta
ahora, ya sea por el calor restante que emanan luego de su contracción gravitatoria
(emisión en infrarrojo) o por las raras veces que pasan por delante de alguna estrella
eclipsándola. Se estima que existen al menos el doble de planetas errantes que estrellas
en nuestra galaxia.
EL MÁS JOVEN: El exoplaneta más joven descubierto tiene menos de 1 millón de años y
orbita a la estrella Coku Tau 4 ubicada a 420 años luz de distancia. Los astrónomos
infieren la presencia de un planeta debido un enorme agujero en el disco de gas y polvo
que rodea a la estrella. El hueco tiene alrededor de 10 veces el tamaño de la órbita de la
tierra, y probablemente se debe a la presencia de un planeta que está limpiando su órbita
alrededor de la estrella.
EL MÁS VIEJO: El exoplaneta más viejo conocido tiene 12.700 millones de años y orbita
una estrella del cúmulo globular M4.
EL MÁS DENSO: COROT-exo-3b tiene aproximadamente el mismo tamaño que Júpiter
pero tiene 20 veces su masa, por lo que es dos veces más denso que el plomo.
EL MENOS DENSO: HAT-P-1 tiene un cuarto de la densidad del agua. Tiene
aproximadamente la mitad de la masa de Júpiter pero es casi el doble en tamaño. Orbita
alrededor de uno de los miembros del sistema binario llamado ADS 16402 ubicado a 450
años luz de distancia
EL MÁS RÁPIDO: SWEEPS-10 orbita a su estrella a una distancia de sólo 1 millón de
kilómetros, tan próximo que su año dura sólo 10 horas.
EL MÁS OSCURO: El planeta TrES-2b es más oscuro que el carbón. Este exoplaneta del
tamaño de Júpiter refleja menos del 1% de la luz que recibe. Se ubica a 750 años luz de
distancia.
33
1.7 ALBEDO: ¿espejito o carbón?
Cuando observamos el cielo nocturno, casi todos los objetos visibles a simple vista son estrellas y
nebulosas de nuestra propia galaxia. Las contadas excepciones son las 2 galaxias enanas
satélites de la Vía Láctea (llamadas nubes de Magallanes), la galaxia Andrómeda y los objetos del
sistema solar: la Luna, y los planetas Mercurio, Marte, Venus, Saturno y Júpiter. Pero, salvo el Sol
que es una estrella, ninguno de los otros objetos del sistema solar emiten luz propia. Entonces,
¿por qué los vemos brillar? La razón es que simplemente reflejan la luz que reciben del Sol. Para
medir la capacidad que tiene un objeto de reflejar luz es que definimos el albedo.
El albedo es el cociente entre la luz reflejada por un cuerpo y la luz que recibe (en otras palabras,
se mide la fracción de luz incidente que es reflejada). Por ejemplo, un espejo perfecto tiene un
albedo de 1, mientras que un agujero negro tiene un albedo de 0.
El estudio de los albedos de objetos en el espacio es muy importante, no sólo para estudiar
planetas de nuestro sistema solar, o asteroides, sino también en el estudio de planetas alrededor
de otras estrellas. Por ejemplo, albedos altos sugieren hielo en la superficie, mediciones de
albedo alto en asteroides son indicativas de altos contenidos de metales. También hay una
correlación entre la magnitud absoluta, el albedo y el diámetro de los asteroides. Respecto de las
mediciones de albedos de planetas, albedo alto enfría el planeta, porque la luz (radiación)
absorbida y aprovechada para calentarlo es mínima. Por el contrario, un albedo bajo calienta el
planeta, porque la mayor parte de la luz es absorbida por el mismo. El estudio del albedo puede
hacerse en distintas bandas fotométricas (~colores), podemos estudiar distintas propiedades de
los objetos de acuerdo con la cantidad de luz de alguna determinada longitud de onda que
reflejan. Por ejemplo, la luz que refleja la Tierra guarda signos de vida embebidos en su espectro
de color. La clorofila de las plantas refleja más luz infrarroja que luz visible, por lo que los hábitats
ricos en vegetación pueden ser identificados. La luz de otros colores (longitudes de onda) que
reflejan los planetas también contienen información sobre sus propiedades, particularmente los
planetas rocosos con atmósferas claras como la Tierra, que lucirán como un “punto azul pálido”.
Algunos albedos se enumeran a continuación (desde más oscuro a más reflectante):
- TrES - 2b < 0,01
- Luna 0.07
- Árboles y /o bosques 0.15
- Tierra 0.37
- Júpiter 0.52
- Venus 0.60
- Nieve y hielo 0.8-0.9
- Encélado (luna de Saturno) 0.99
TrES- 2b es un planeta extrasolar del tamaño de Júpiter con una temperatura superficial estimada
de 1.200º C. El planeta puede que sea demasiado caliente para permitir que se formen nubes
reflectantes (que aumentan el albedo). La medición del albedo de TrES -2b indica que refleja
menos luz que la pintura acrílica negra o que el carbón.
34
Referencias:
http://sac.csic.es/astrosecundaria/libro/conferencias/C4%20Sistema%20solar%20final.pdf
http://on.fb.me/16syM8k
http://www.eso.org/public/archives/presskits/pdf/exoplanets.pdf
http://exoplanets.org/
http://exoplanets.eu/
http://planetquest.jpl.nasa.gov/
http://kepler.nasa.gov/
http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog/results
http://astro.unl.edu/naap/habitablezones/animations/stellarHabitableZone.html
http://www.space.com/159-strangest-alien-planets.html
http://neo.jpl.nasa.gov/glossary/albedo.html
http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.2297v2.pdf
http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-14476411
http://www.blastr.com/2012/01/9-real-planets-so-amazing.php
Actividades y enlaces interactivos:
http://sac.csic.es/astrosecundaria/libro/talleres/T9%20Planetas%20y%20exoplanetas
%20version3.pdf
http://astro.unl.edu/naap/ssm/ssm.html
http://www.windows2universe.org/physical_science/physics/mechanics/orbit/orbit_shape_interactiv
e.html&lang=sp
http://www.solarsystemscope.com/
http://astro.unl.edu/naap/esp/animations/transitSimulator.html
http://astro.unl.edu/naap/habitablezones/animations/stellarHabitableZone.html
http://www.planethunters.org/
http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog
35
CAPÍTULO 2: Estrellas
“El nitrógeno en nuestro ADN, el calcio en nuestros dientes,
el hierro en nuestra sangre y el carbono en nuestras tartas de manzana,
fueron hechos en el interior de estrellas que colapsaron.
Estamos hechos de polvo de estrellas”
Carl Sagan (1934 – 1996)
2.1 UNA ESTRELLA VIVA: LA FUSIÓN NUCLEAR
Gran cantidad de la materia visible que constituye el Universo está atrapada en forma de estrellas.
Estas esferas gigantescas de gas caliente alcanzan diámetros que van de cientos a miles o
millones de veces el diámetro de la Tierra. Las estrellas tienen brillo propio porque en su centro
las presiones y temperaturas son lo suficientemente elevadas como para propiciar que los átomos
colisionen entre sí frecuente y fuertemente. En estas colisiones, a veces se fusionan dos o más
núcleos atómicos para formar uno solo. A este fenómeno se le llama fusión termonuclear. En su
forma más básica, este proceso fusiona cuatro átomos de hidrógeno para formar un átomo de
helio. Estrictamente hablando, la masa no se conserva en este proceso físico. Si tomáramos
cuatro gramos de núcleos de hidrógeno y los fusionáramos hasta convertirlos íntegramente en
núcleos de helio, no obtendríamos exactamente los cuatro gramos de helio esperados, sino tan
sólo 3.97 gramos. ¿Qué le sucede a la masa aparentemente desaparecida? Esta diferencia de
masa se transforma en energía; concretamente es emitida como radiación de alta energía.
Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía,
enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc2; donde E es la energía resultante, m
es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz. La cantidad de energía que se
libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado
íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia
tipo durante miles de años. La fusión nuclear aún no se ha podido llevar a cabo eficientemente y
de manera controlada en laboratorios (en cambio la fisión nuclear, sí).
Las reacciones termonucleares se llevan a cabo en el núcleo de las estrellas, convirtiendo el
hidrógeno en elementos más pesados. Hasta la década de 1920 se creía que las estrellas estaban
formadas por átomos de elementos pesados, pero en 1925 la astrónoma Cecilia PayneGaposchkin en su trabajo de tesis doctoral estableció que el hidrógeno era el componente
principal de las estrellas. Todos los elementos químicos que conocemos se han formado en el
corazón de las estrellas. Dependiendo de la masa inicial de la estrella, podrá llegar en la cadena
de fusiones hasta distintos elementos:
-la fusión de los átomos de hidrógeno es llamada ciclo protón-protón: 4 átomos de Hidrógeno se
funden para formar 1 átomo de Helio. Cuando todo el Hidrógeno del núcleo se ha convertido en
Helio la estrella deja de estar en equilibrio y el núcleo se encoge, y hace que la temperatura del
núcleo suba. Entonces se empiezan a fusionar átomos de Helio: 3 átomos de Helio dan lugar a 1
átomo de Carbono - hasta este punto puede llegar una estrella del tipo del Sol. Nuevamente, la
estrella se aleja del equilibrio y el núcleo se comprimirá y aumentará la temperatura. Ahora, la
estrella puede fusionar Helio y Carbono para formar Oxígeno: 1 Helio + 1 Carbono = 1 Oxígeno.
Cuando el Carbono se agota, nuevamente el núcleo de la estrella se comprimirá y subirá aún más
su temperatura, pudiendo reiniciar la fusión: 1 Helio + 1 Oxígeno = 1 Neón. Dependiendo del
tamaño de la estrella, este proceso puede seguir por toda la tabla periódica hasta el punto en el
36
que se forma el Hierro. Pero para fusionar Hierro hace falta agregar energía. Ya que se está
gastando energía en las fusiones, la estrella no podrá volver al equilibrio y sus días están
contados.
2.2 DIAGRAMA HERTZPRUNG-RUSSEL
El Diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) es un análogo de la tabla periódica de los elementos.
Se descubrió que cuando la magnitud absoluta (MV) - brillo intrínseco - de las estrellas se
representa en función de su temperatura (clasificación espectral), las estrellas no están
distribuidos al azar en el gráfico, sino que están mayormente confinadas en unas pocas regiones
bien definidas. Las estrellas dentro de las mismas regiones comparten un conjunto común de
características (al igual que los grupos, periodos y bloques de elementos en la tabla periódica). A
diferencia de la tabla periódica, como las características físicas de una estrella cambian a lo largo
de su historia evolutiva, su posición en el diagrama HR cambia también - por lo que el diagrama
HR también puede ser pensado como una representación gráfica de la evolución estelar. A partir
de la ubicación de una estrella en el diagrama, se puede conocer su luminosidad, tipo espectral,
color, temperatura, masa, radio, composición química, edad, y la historia evolutiva.
La mayoría de las estrellas se clasifican por la temperatura (tipo espectral) de más caliente a más
fría de la siguiente manera: OBAFGKM. Estas categorías se subdividen a su vez en subclases de
la más caliente (0) a la más fría (9). Las estrellas B más calientes B0 y las más frías son B9,
seguidas por las de tipo espectral A0. Cada clasificación espectral se caracteriza por sus espectro
únicos. Aunque OBAFGK y M son las clasificaciones espectrales comúnmente mostradas en los
diagramas HR, se han designado otras clases espectrales nuevas y ampliadas. Éstas incluyen a
las estrellas Wolf-Rayet (W), las enanas frías (L), enanas marrones (T), estrellas de carbono (C), y
las estrellas con líneas de óxido de circonio que se encuentran entre M y C estrellas (S). La clase
D (degenerado) es la clasificación moderna de las enanas blancas. Las principales clasificaciones
tienen subclases - la clase D se divide en 7 diferentes subtipos de enanas blancas en base a las
variaciones en la composición de sus atmósferas, por ejemplo, DQ son enanas blancas que tienen
una atmósfera rica en carbono.
Las líneas espectrales pueden mostrar características diferentes dentro de un mismo tipo
espectral o la temperatura (T), por lo que un segundo tipo de sistema de clasificación de estrellas
fue diseñado usando luminosidad. Las diferencias en las líneas espectrales entre las estrellas que
tienen el mismo tipo espectral son una función del radio de la estrella, que se traduce en
diferentes luminosidades. La luminosidad (L) está relacionada con la magnitud absoluta (brillo
intrínseco) de una estrella, y es la cantidad total de energía radiada por segundo (L proporcional a
T4). Dos estrellas con temperaturas efectivas similares pero muy diferentes luminosidades deben
diferir en tamaño. Pertenecen a diferentes clases de luminosidad dentro de ese tipo espectral, tal
como se determina a partir de sus espectros. Las luminosidades estelares van desde un millón de
veces más luminosas que el Sol, a una diezmilésima parte de la luminosidad del sol. Las
categorías básicas de luminosidad de más a menos luminosa son, (I) supergigantes, (II) gigantes
brillantes, (III) gigantes, (IV) subgigantes, (V)estrellas de secuencia principal, (VI) subenanas y
(VII) enanas blancas.
37
Empezando en la esquina
superior
izquierda
y
curvándose
hacia
la
esquina inferior derecha
está una banda llamada la
secuencia principal. ~
90% de todas las estrellas
se encuentran dentro de
la secuencia principal.
Estas estrellas van desde
las calientes y luminosas
estrellas O y B en la
esquina superior izquierda
a las
frías y oscuras
estrellas K y M en la
esquina inferior derecha.
Las estrellas de secuencia
principal tienen un ritmo
bastante constante de
fusión del hidrógeno en
sus núcleos. En estrellas
de secuencia principal, la
presión de la radiación,
que empuja hacia el
Créditos: ESO
exterior debido al proceso de fusión, balancea la fuerza hacia el interior de las fuerzas
gravitacionales, manteniendo así un estado de equilibrio dinámico. Cuando el hidrógeno del
núcleo se agota y la presión de radiación disminuye, las dos fuerzas se desequilibran y la estrella
"se mueve de la secuencia principal" y comienza una serie de etapas evolutivas - el producto final
depende de la masa inicial de la estrella . Las ramas de las gigantes y supergigantes en el
diagrama HR son ocupadas por las estrellas que ya han hecho la transición de la secuencia
principal y están fusionando en sus núcleos los elementos más pesados. Ya que la mayoría de las
estrellas de la secuencia principal emigran hacia la rama de las gigantes y supergigantes, hay
muchos tipos de estrellas variables que también se limitan a ubicaciones específicas en el
diagrama, pero que no detallaremos en este resumen.
2.3 CARACTERÍSTICAS DE LAS ESTRELLAS EN LAS DIFERENTES CLASIFICACIONES
2.3.1 POR COLOR
Las estrellas pueden tener diferentes masas que van desde las estrellas pequeñas, cuya masa es
una centésima parte de la del Sol, hasta aquellas cuya masa es varias veces la del Sol. Las
estrellas más masivas crean en su interior temperaturas más grandes y por lo tanto generan más
reacciones termonucleares por segundo. Esto da como resultado una mayor temperatura de la
estrella y, ya que cuanto más caliente es un objeto, más azul es, estas estrellas brillan con
tonalidad azul. Normalmente, las estrellas de masa intermedia, como el Sol, son amarillas, y las
de masa menor son rojas (más frías)
38
2.3.2 POR TEMPERATURA (ESPECTRAL)
De acuerdo con las características que presentan los espectros que se obtienen de las estrellas,
las clases espectrales más comunes en las que se dividen son:
O
B
A
F
G
K
M
Cada tipo es divisible en diez subtipos diferentes, añadiendo un número del 0 al 9, así, una
estrella de tipo espectral B5 estaría a mitad de camino entre B y A. A continuación algunas
características de cada clase espectral:
Tipo O: Las vemos azules con tonalidades violetas. Muy luminosas y grandes, con temperaturas
superficiales comprendidas entre los 40.000 y 20.000 ºK. El ejemplo de este tipo de estrella es
Alnitak A, del cinturón de Orión (una de las 3 marías).
Tipo B: Las vemos azules. Con temperaturas superficiales entre 20.000 y 10.000 ºK. Un ejemplo
de estrella tipo B es Rigel, de la constelación de Orión.
Tipo A: Las vemos blancas con tonalidades azules. Con temperaturas superficiales entre 10.000 y
7000 ºK. Un ejemplo de estrella tipo espectral A es Sirio A, de la constelación del Can Mayor.
Tipo F: Las vemos blancas con tonalidades amarillas. Con temperaturas superficiales entre 7000 y
6000 ºK. Un ejemplo de estrella tipo espectral F es Polaris, de la constelación de la Osa Menor.
Tipo G: Las vemos amarillas. Con temperaturas entre 6000 (enanas G0) y 4800 ºK (gigantes G0).
El típico ejemplo de estrella amarilla es el Sol.
Tipo K: Las vemos amarillo-anaranjadas. Con temperaturas superficiales entre 4800 (enanas K0)
y 3100 ºK (gigantes K0). Un ejemplo de estrella de tipo K es Aldebarán, de la constelación de
Tauro.
Tipo M: Las vemos rojas con tonalidades naranjas. Con temperaturas superficiales entre 3400
(enanas) y 2000 ºK (gigantes). Un ejemplo de estrella tipo M es Betelgeuse, de la constelación de
Orión.
2.3.3 POR LUMINOSIDAD
Las clases de luminosidad están relacionadas con la intensidad luminosa intrínseca de las
estrellas. Dentro de una misma clase espectral (con una misma temperatura superficial y color) las
estrellas pueden tener características físicas diferentes, en especial en cuanto a su diámetro. Dos
estrellas con la misma temperatura emiten la misma energía por unidad de superficie, pero si una
es mucho más grande, la energía total emitida será también muy superior. Como se mencionó
anteriormente, las principales clases de luminosidad, de más a menos luminosas, se clasifican
según siete grupos en números romanos:
I - Supergigantes
II - Gigantes Brillantes
III - Gigantes
IV - Subgigantes
V - Secuencia principal
VI - Subenanas
VII - Enanas Blancas
Estrellas de la secuencia principal (V) - La secuencia principal es el grado de evolución de una
estrella durante la cual se mantiene una reacción nuclear estable quemando hidrógeno. Esta es la
etapa en la que una estrella pasa la mayor parte de su vida. Nuestro Sol es una estrella de
secuencia principal. Una estrella de secuencia principal experimentará pequeñas fluctuaciones en
la luminosidad y la temperatura. La cantidad de tiempo que una estrella pasa en esta fase
depende de su masa. Las estrellas grandes y masivas tendrán una etapa corta de la secuencia
principal, mientras que las estrellas menos masivas permanecerán en la secuencia principal
39
mucho más tiempo. Las estrellas muy masivas agotan su combustible en unos pocos cientos de
millones de años. Estrellas más pequeñas, como el Sol, se queman en varios miles de millones de
años durante su etapa de secuencia principal. Las estrellas muy masivas se convertirán en
gigantes azules durante la secuencia principal. La mayoría de las estrellas, el 90%, son de
secuencia principal.
En este tipo de estrellas podemos encontrar varias clases espectrales y su aumento de
temperatura va relacionada con su aumento de tamaño. Hay pequeñas enanas rojas (tipo M),
enanas naranjas (K), enanas amarillas (G) como el Sol, estrellas blancas (F y A) y grandes
estrellas azules (B y O).
Enanas rojas: Una enana roja es una muy pequeña y fría estrella de la secuencia principal,
dosifican meticulosamente el combustible para prolongar su vida decenas de miles de millones de
años. Si pudiéramos verlas a todas, el cielo estaría cubierto de ellas, pero son tan débiles que sólo
podemos observar las más cercanas. Su temperatura superficial es menor que 3.500 ºC. Las
enanas rojas son el tipo más común de estrella. Próxima Centauro (la estrella más cercana al Sol)
es una enana roja.
Enanas naranjas: Las enanas naranjas se encuentran en la secuencia principal y son estrellas
algo más pequeñas que el Sol, menos luminosas y menos masivas. Un ejemplo de enana naranja
es Alfa Centauro B.
Enanas amarillas: Las enanas amarillas son estrellas pequeñas de la secuencia principal de
tamaño parecido al Sol. Tienen vidas de más de 10.000 millones de años, el 10% de la estrellas
de la galaxia son enanas amarillas. El Sol es una enana amarilla.
Estrellas blancas: Estas estrellas de secuencia principal son estrellas más grandes que el Sol, con
un promedio de 2 a 3,6 veces su diámetro y con una masa entre 1,5 y 3 veces superior, también
son más brillantes. Sirio A es un ejemplo de estrella blanca de secuencia principal.
Estrellas azules: Estas estrellas que se encuentran en la secuencia principal son en promedio de 5
a 19 veces más grandes que el Sol. Mucho más luminosas y calientes y 60 veces más masivas.
Un ejemplo de estrella azul de secuencia principal es Regulus.
Estrellas gigantes y luminosas (II y III)- Son estrellas que dejaron la secuencia principal. Es
decir que han agotado sus reservas de hidrógeno en su núcleo y queman helio, entonces
empiezan a hincharse y a decrecer su temperatura que es inferior en cada espectro a las de la
secuencia principal. Normalmente tienen 100 veces el diámetro que tuvieron originalmente. Tienen
diámetros que oscilan entre los 10 y 1000 veces el del Sol y hasta 1000 veces más luminosas. En
este grupo también podemos encontrar el tipo de estrellas gigantes luminosas con una
luminosidad muy alta.
Hay estrellas gigantes en todos los espectros. Gigantes rojas, amarillas, naranjas, blancas y
azules.
Estrella gigante roja: Representa la última fase de desarrollo en la vida de una estrella, cuando su
suministro de hidrógeno se ha agotado y el helio se fusiona. Esto hace que la estrella colapse,
elevando la temperatura en el núcleo. La superficie externa de la estrella se expande y se enfría,
dándole un color rojizo. Dentro de unos 5000 millones de años el Sol pasará a esta fase. La
estrella R Leonis es un ejemplo de gigante roja.
Estrella gigante naranja: Es el estado intermedio a la fase de gigante roja que pasan las estrellas
de entre 0,8 y 10 masas solares. En este estado las estrellas fusionan helio en oxígeno y carbono.
El Sol también pasará por esta fase intermedia antes de convertirse en gigante roja. Un ejemplo
de una estrella gigante naranja es Arturo de la constelación del Boyero.
40
Estrella gigante amarilla: Es otra fase de envejecimiento en el que se encuentran las estrellas que
un día fueron más brillantes y calientes que el Sol. Un ejemplo de gigante amarilla es Vindemiatrix
de la constelación de Virgo.
Estrella gigante blanca: No son muy habituales pero las hay. Pasan por esta fase las estrellas más
calientes que el Sol antes de convertirse en gigantes rojas o supergigantes. Un ejemplo de gigante
blanca es Thuban de la constelación del Dragón.
Estrella gigante azul: En esta fase permanecen algunas estrellas masivas tipo O y B pero no por
mucho tiempo, pues habiendo finalizado la fusión del hidrógeno comienzan a expandirse
rápidamente y se convierten en supergigantes. Un ejemplo de estrella gigante azul es Alnitak de la
constelación de Orión.
Estrellas supergigantes (I)- Son estrellas mucho más grandes que el Sol y mucho más
luminosas, auténticos monstruos en el espacio aunque son muy escasas. Llegando incluso
algunas a más de 1000 veces el tamaño del Sol. Una de ellas llenaría todo el sistema solar.
Algunas de estas estrellas son el resultado de la evolución de una estrella de gran masa, pero
otras son jóvenes, como las de tipo O, aunque no permanecen en este estado mucho tiempo
(unos pocos millones de años).
Estrella supergigante azul: Son jóvenes, muy activas y de vida corta. Acabarán sus días como
supernovas convirtiéndose en una estrella de neutrones o un agujero negro. Un ejemplo de
supergigante azul es Rigel, de la constelación de Orion.
Estrella supergigante blanca: Más evolucionadas y raras. Son muy luminosas con una
temperatura superficial de alrededor de 10.000 °K. Deneb, una de las estrellas más brillantes de la
Vía Láctea, una supergigante blanca, tiene una luminosidad de aproximadamente 60.000 veces la
del Sol.
Estrella supergigante amarilla: Es la fase intermedia que experimentan algunas estrellas (entre 10
a 70 masas solares) entre supergigante azul y la supergigante roja. Son muy escasas ya que
pasan poco tiempo en este estado. Un ejemplo de estrella supergigante amarilla es Mirfak, de la
constelación de Perseo.
Estrella supergigante naranja: Es la siguiente etapa de una estrella en su proceso de
envejecimiento llegando casi al final de su vida. Un ejemplo típico de supergigante naranja es Enif,
de la constelación de Pegaso.
Estrella supergigante roja: Estrellas en la última etapa de su vida. Son las estrellas más grandes
que pueden encontrarse en nuestro universo. Aunque no son muy calientes, rondan los 3000 a
4000 ºK. Llegarán a esta fase las estrellas que un día fueron gigantes azules. Betelgeuse, en
Orión, es un ejemplo típico de supergigante roja a punto de explotar en cualquier momento, al
igual que Antares en Escorpio.
Estrellas débiles, prácticamente muertas (tipos VI y VII)
Subenana: Las estrellas subenanas pueden ser de cualquier tipo espectral, al igual que las de la
secuencia principal, pero tienen menos luminosidad y también son más pequeñas. Son
generalmente de tipo espectral 0, B, G y M.
Enana marrón: Una enana marrón es una estrella cuya masa es demasiado pequeña para tener
lugar la fusión nuclear del hidrógeno en su núcleo (la temperatura y la presión en su centro no son
suficientes para la fusión), pero son capaces de quemar deuterio y algunas pueden quemar tritio,
aunque no son capaces de mantener esa actividad por mucho tiempo. Una enana marrón no es
muy luminosa. Tienen masas de entre 13 a 80 veces la masa de Júpiter.
Enanas blancas: Son pequeñas, muy densas y calientes compuestas principalmente de carbono.
Estas estrellas débiles son lo que queda después de que una estrella gigante roja pierde sus
41
capas exteriores. Sus reacciones nucleares se han agotado. Estas enanas blancas no tienen
ninguna fuente de energía, además de su calor almacenado. Son como brasas de carbón,
enfriándose en una chimenea. Después de miles de millones de años, se enfriarán por completo, y
se harán frías y oscuras. Son muy comunes en el universo, pero son muy difíciles de detectar ya
que son del tamaño de la Tierra (pero tremendamente pesadas). Nuestro Sol algún día se
convertirá en una enana blanca y luego en una enana negra. La compañera de Sirio es una enana
blanca al igual que la compañera de Proción.
Estrella de neutrones: son muy pequeñas y muy densas, una cucharadita de ella pesaría
toneladas. Se compone sobre todo de neutrones. Son los cadáveres de una estrella masiva que
murió en un estallido de supernova. Tiene una fina atmósfera de hidrógeno con un diámetro de
alrededor de 6.5 km y una densidad de alrededor de 1x1012 kg/m3.
Púlsar: Un púlsar es una estrella de neutrones de rotación rápida que emite energía en forma de
pulsos, poseen un intenso campo magnético. El campo magnético de la estrella crea unas fuertes
emisiones electromagnéticas. Pero como el campo magnético no suele coincidir con el eje de giroigual que pasa en la Tierra esa emisión gira como un gigantesco faro cósmico. Si el chorro de
emisión barre la Tierra, detectamos unas pulsaciones a un ritmo muy regular. Una forma simple
de representar un púlsar en clase es con una linterna atada con una cuerda. Si la encendemos y
la hacemos girar veremos la luz de forma intermitente cada vez que apunte en nuestra dirección.
Magnetar: Un tipo de púlsar denso que gira rápidamente con un fuerte campo magnético y que
expulsa en un segundo grandes cantidades de energía de rayos X y rayos gamma.
Agujero Negro: es el remanente de la explosión de supernova de una estrella muy masiva. Son
extremadamente densas. El campo gravitatorio que generan es tan grande que ni la luz puede
escapar. La velocidad de escape depende de la fuerza gravitatoria del objeto. En la tierra la
velocidad de escape es de 11 km/s. En un agujero negro la velocidad de escape es superior a la
velocidad de la luz. Se puede calcular el radio que tiene que tener un objeto para que su velocidad
de escape sea la velocidad de la luz, ese radio es conocido como Radio de Schwarzschild y está
dado por: rs=2GM/c2=2,95 M /Msol. Para un cuerpo con 3 masas solares (típico de un remanente
de supernova que se convertirá en agujero negro) este radio sería de 9km. Si por ejemplo
comprimiéramos toda la masa del Sol hasta un volumen tal que lo convirtiéramos en un agujero
negro, esa esfera debería tener un radio de 3km; y si hacemos ese ejercicio con la masa de la
Tierra el radio de la esfera sería de 0.8cm
Una forma simple de representar un agujero negro en casa es usando una malla elástica (por
ejemplo lycra), y esferas de distinto peso. Extendemos la tela, lanzamos rodando una pelota más
ligera (o una canica), y vemos que su trayectoria simula la trayectoria rectilínea de un rayo de luz.
Pero si colocamos una pelota pesada (p.ej. un globo lleno de agua) o una bola de hierro en el
centro de la tela y lanzamos rodando la pelota (o la canica), su trayectoria seguirá una curva en la
tela, simulando la trayectoria de un rayo de luz que ya no sigue una línea recta como antes. El
ángulo de desviación es directamente proporcional a la masa del cuerpo central e inversamente
proporcional a la distancia a la que pase el objeto pequeño. Si aflojamos un poco la tensión de la
tela, se produce una especie de pozo gravitacional, del cual es difícil que salga la bola ligera.
Sería un modelo de agujero negro.
42
2.4 NACIMIENTO, VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS
Créditos: Chandra X-Ray Observatory
En la imagen superior se muestra la evolución de distintas estrellas. En el eje horizontal se da una
idea del tiempo de evolución, y en el eje vertical de la Masa de las estrellas. Las estrellas se
forman en nubes gigantes de gas y polvo, y progresan a través de su vida normal como bolas de
gas calentado por reacciones termonucleares en sus núcleos. En función de su masa, las estrellas
llegarán al final de su evolución como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero
negro. El ciclo comienza de nuevo a partir de las cáscaras que se liberan a partir de una o más
supernovas, desencadenando la formación de una nueva generación de estrellas. Las enanas
marrones tienen una masa de sólo un pequeño porcentaje de la del Sol y no pueden sostener las
reacciones nucleares, por lo que nunca evolucionan.
Las estrellas más grandes tienen más combustible, pero tienen que quemar más rápido con el fin
de mantener el equilibrio. Debido a que la fusión termonuclear se produce a un ritmo más rápido
en las estrellas masivas, las grandes estrellas utilizan la totalidad de su combustible en un lapso
más corto de tiempo. Una estrella más pequeña tiene menos combustible, pero su tasa de fusión
no es tan rápida. Por lo tanto, las estrellas más pequeñas viven más que las grandes estrellas, ya
que su tasa de consumo de combustible no es tan rápida.
43
2.4.1 EVOLUCIÓN
Una estrella nace cuando una nube de gas y polvo colapsa hasta el punto en el que el material en
el centro de la nube es tan denso y caliente que puede ocurrir la fusión nuclear de los núcleos de
hidrógeno en núcleos de helio. El flujo de energía liberada por estas reacciones proporciona la
presión necesaria para detener el colapso.
Formación estelar: Nebulosa de la Tarántula (30 Doradus) - Créditos: Aldo Mottino / Estación Astrofísica
de Bosque Alegre, Córdoba, Argentina
Cuando el hidrógeno en el núcleo de la estrella se agota, el flujo de energía desde el núcleo de la
estrella se detiene, entonces las regiones centrales de la estrella poco a poco colapsarán y se
calentarán. Las reacciones nucleares en una cáscara de gas afuera del núcleo proporcionará una
nueva fuente de energía, y harán que la vieja estrella se expanda hacia afuera en la fase de
"gigante roja".
La masa inicial del objeto determina qué tipo de fusiones la estrella podrá llevar a cabo, y a partir
de eso se conoce cómo será la muerte de la estrella. A continuación se detalla el estado final de
cada objeto de acuerdo con su masa inicial (en función de la masa solar Mo):
44
Masa Inicial - M
Estado final
M< 0.01 Mo
planeta
0.01 Mo < M < 0.08 Mo
enana marrón
0.08 Mo < M < 9 Mo
nebulosa planetaria + enana blanca
9 Mo < M < 30 Mo
supernova + estrella de neutrones
M > 30 Mo
supernova + agujero negro
Si la estrella es aproximadamente de la misma masa que el Sol, se convertirá en una gigante roja,
luego liberará sus capas externas en forma de nebulosa planetaria y finalmente el núcleo quedará
convertido en una estrella enana blanca.
Si es más masiva, puede experimentar una explosión de supernova y dejar detrás una estrella de
neutrones. Pero si el núcleo de la estrella es muy grande, por lo menos tres veces la masa del Sol,
nada puede detener el colapso. La parte central de la estrella - o la estrella entera si es lo
suficientemente masiva - implosiona para formar un campo gravitatorio muy grande en el espacio
llamado agujero negro.
Estadíos intermedios: nebulosa planetaria y supernova
Las estrellas similares al sol y hasta 9 masas solares terminarán sus días como enanas blancas.
Pero para llegar a ese estadío pasarán por distintas fases. Antes de su muerte, una estrella pierde
masa. Cuando ha usado el último hidrógeno, y luego lo que quedaba de helio, se expandirá
transformándose en una estrella gigante roja, de más de cien veces el radio del Sol y más de mil
millones de veces su volumen. La gravedad en las capas exteriores de una gigante roja es muy
baja. También comienza una
pulsación, una rítmica expansión
y contracción. Debido al gran
tamaño de una gigante roja,
cada ciclo de la pulsación lleva
meses o años. Esto acaba
llevando a las capas exteriores
de la estrella hacia el espacio,
formando una hermosa nebulosa
planetaria, en lenta expansión
alrededor de la estrella que
muere. Los gases en la nebulosa
planetaria son excitados hasta
producir fluorescencia por la luz
ultravioleta que proviene del
núcleo caliente de la estrella.
Finalmente, se aparta de la
Nebulosa Planetaria: Hélice (NGC 7293) - Créditos: NASA, WIYN,
estrella, y se une con otro gas y
NOAO, ESA, Hubble Helix Nebula Team, M. Meixner (STScI), & T. A.
polvo para formar nuevas
Rector (NRAO) / http://apod.nasa.gov/apod/ap030510.html
nebulosas de las cuales nacerán
nuevas estrellas. Ese material que se aleja del centro es tan tenue y se va volviendo tan delgado,
que en 50.000 años ya no es posible observarlo, por lo que todas las nebulosas planetarias que
observamos son muy jóvenes.
45
Las estrellas masivas son calientes y de gran potencia, pero muy raras. Tienen una vida corta de
unos pocos millones de años. Sus núcleos son lo suficientemente calientes y densos como para
fusionar elementos hasta el hierro. Cuando sólo hay hierro en el centro, no son posibles más
reacciones nucleares y sin la presión de radiación la estrella tiene un inevitable colapso
gravitatorio sobre sí misma, pero esta vez sin posibilidad de encender ya nada. En esa caída los
núcleos atómicos y los electrones se van juntando formando en el interior neutrones que se apilan.
En ese momento, toda la parte central de la estrella consiste en neutrones en contacto unos con
otros, con una densidad tal que una cucharadita pesaría tanto como todos los edificios de una
gran ciudad juntos. Y como los neutrones están en contacto unos con otros, la materia no puede
contraerse más y la caída a velocidades del orden de la cuarta parte de la velocidad de la luz de
todas las capas más externas se detiene de golpe, produciendo un rebote hacia atrás en forma de
onda de choque que es uno de los procesos más energéticos que se conoce en el Universo: una
sola estrella en explosión puede brillar más que una galaxia entera, compuesta por miles de
millones de estrellas. En ese rebote se producen los elementos más pesados que el hierro, como
el plomo, el oro, el uranio, etc., que salen violentamente despedidos a velocidades de hasta
10.000 km/s junto con toda la parte externa de la estrella. En el interior queda una estrella de
neutrones girando a gran velocidad, o un agujero negro. Un modelo simplificado para el rebote de
los átomos pesados contra el núcleo macizo, y el de éstos contra los más ligeros que vienen
detrás cayendo desde las capas superficiales de esa gigantesca cebolla, se puede representar de
forma fácil y un tanto espectacular con una pelota de básquet y una pelota de tenis, dejándolas
caer juntas (la de básquet abajo y la de tenis encima) sobre un terreno duro. En este modelo, el
suelo representa el núcleo macizo de la estrella de neutrones, la pelota de básquet sería un átomo
pesado que rebota, y a su vez empuja al átomo ligero que viene detrás de él, representado por la
bola de tenis.
Una supernova es una explosión
estelar que puede manifestarse de
forma muy notable, incluso a
simple vista, en lugares de la
esfera celeste donde antes no se
había detectado nada en particular.
Las supernovas producen destellos
de luz intensísimos que pueden
durar desde varias semanas a
varios meses. Se caracterizan por
un rápido aumento de la intensidad
hasta alcanzar un máximo, para
luego decrecer en brillo de forma
más o menos suave hasta
desaparecer completamente. Hace
más de 400 años que no se
observa una supernova en la Vía
Láctea.
En
este
momento,
Betelgeuse (en Orión) es la
Remanente de Supernova: nebulosa del cangrejo (M1) - Créditos:
candidata en la que están puestos
telescopio Hubble - NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU), Davide De
todos los ojos esperando que
Martin (Skyfactory) / http://apod.nasa.gov/apod/ap111225.html
estalle como supernova.
46
La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de
poderosas ondas de choque que se desplazan a a varios miles de kilómetros por segundo,
enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente
componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de
gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas estrellas
(quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la
explosión). Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no
un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar
al cabo de millones de años.
2.4.2 EL FINAL DEL SOL
Créditos: Ron Miller - http://io9.com/what-the-death-of-the-sun-will-look-like-471796727
1 - Dentro de 1.200 millones de años, el Sol comenzará a cambiar. A medida que el hidrógeno en
su núcleo se agota, el proceso de fusión se extiende hacia fuera, hacia la superficie. Esto hará
que el Sol sea más brillante. Este aumento de la radiación tendrá un efecto devastador en nuestro
planeta. La temperatura media de la superficie de la Tierra se elevará de 20° C a 75 ° C. Los
océanos de la Tierra se evaporarán. El planeta se convertirá en un rígido desierto sin vida.
2 - Cuando se acerque a la edad de 8 mil millones de años, el Sol se quedará sin hidrógeno casi
en su totalidad. El Sol comenzará a utilizar helio para generar energía. Después de todos estos
años, el núcleo del Sol se llenará de restos de helio. El helio se volverá inestable, ya que
comienza a colapsar bajo su propio peso. El núcleo del Sol se volverá aún más denso y más
caliente. Mientras esto sucede, el Sol se hinchará 1,5 veces su tamaño normal y será más del
doble de brillante de lo que es ahora.
3 - Durante los siguientes 700 millones de años, no se volverá más brillante. Pero va a seguir
creciendo en tamaño. Aumentará a más del doble de su tamaño actual. Al hacerlo, se enfriará un
poco. Desde la superficie seca de la tierra, el Sol se verá como una enorme bola de color naranja
que cuelga en el cielo brumoso. A la edad entre 11-12 mil millones de años el Sol habrá expulsado
más de una cuarta parte de su masa. Con un Sol menos masivo para atraer los planetas, las
47
órbitas van a cambiar. Venus se volverá tan distante como la Tierra es ahora, y la Tierra se
moverá aún más lejos. Con el tiempo, el Sol se convertirá en una gigante roja. Llegará a ser 166
veces más grande que el Sol actual. Esto es casi tan grande como la órbita de la Tierra en la
actualidad. Los planetas Mercurio y Venus serán devorados por las llamas de la estrella gigante.
Las montañas de la Tierra se fundirán y fluirán como una melaza al rojo vivo en vastos mares de
lava. Un Sol rojo hinchado llenará más de la mitad del cielo.
4 - Si bien esto explica la muerte de los planetas interiores, esto también traerá nueva vida a los
mundos más distantes. Aquí vemos a los témpanos de hielo de Europa derritiéndose bajo el calor
de un Sol gigante...
5 - ... y Plutón disfrutará de la luz y el calor de un Sol que es aún más importante en su cielo de lo
que una vez lo fue en la Tierra.
6 - Cuando el Sol alcance su tamaño máximo, como una gigante roja, el núcleo de helio alcanzará
una temperatura de 100 millones de grados. Esto es lo suficientemente caliente como para
provocar la fusión del helio. Cuando esto sucede, los átomos de helio se trituran juntos, y una
liberación de grandes cantidades de energía se produce en el proceso. Al principio parecerá como
si el Sol se hubiese conseguido una nueva oportunidad de vida. Disminuye de tamaño, a pesar de
que nunca conseguirá menos de diez veces su tamaño. Se iniciará un período que durará los
próximos 110 millones de años durante el cual habrá pocos cambios. Nuevos elementos se crean
cuando se fusiona helio, como el carbono y el oxígeno. A medida que estos elementos se
acumulan en el núcleo del Sol, nuevas reacciones se realizan. Una vez más el Sol duplicará su
tamaño. Por último, el núcleo se quedará sin helio. El carbono y el oxígeno se derrumbarán, pero
no será suficiente para comenzar nuevas fusiones. Sin combustible, el Sol se acercará al principio
del fin. Crecerá hasta alcanzar un tamaño enorme mientras que los últimos coletazos del helio e
hidrógeno serán lanzados al espacio. Llegará a ser 180 veces más grande que el Sol que
conocemos y miles de veces más brillante. Enormes cantidades de su materia serán arrojadas al
espacio, hasta que se pierda cerca de la mitad de su masa. La pérdida de masa hará que los
planetas Venus y la Tierra - ahora poco más que carbones quemados - se muevan incluso más
lejos.
7 - La fina capa de helio restante que rodea el núcleo de carbono y oxígeno se volverá inestable.
El Sol comenzará a latir con violencia, como la luz en la parte superior de un coche de policía.
Cada vez que pulse, perderá más masa. Un impulso final soplará la superficie externa del Sol.
Todo lo que queda es el núcleo desnudo. Esta será una esfera del tamaño de la Tierra actual.
8 -Esta estrella será muy caliente, pero es sólo el calor residual - nada va a reemplazarlo, ya que
se pierde. Es como una brasa caliente en una parrilla, se enfriará lentamente hasta que finalmente
se convierta en una ceniza fría. Esta última imagen muestra a la estrella enana blanca que alguna
vez fue nuestro sol, vista desde el pedazo de carbón quemado que será nuestro planeta.
48
2.5 ¿CÓMO SE ESTUDIA LA EVOLUCIÓN DE OBJETOS ASTRONÓMICOS?
Los tiempos en los que ocurren cambios en los objetos son larguísimos, por ejemplo una estrella
permanece inmutable durante unos miles de millones de años antes de agotar su hidrógeno y
morir. Pero, ¿cómo saben los astrónomos que, por ejemplo, una dada estrella que es como el Sol
va a convertirse en una gigante roja para finalmente terminar sus días como una enana blanca? Si
nunca han podido ver a una misma estrella nacer, evolucionar y morir!!!
En astronomía, toda la información que tenemos de los objetos nos llega por la luz que ellos
emiten. Entonces imaginemos que tenemos fotografías de miles de objetos de un tipo ¿Cómo
saber la forma en la que cada una de ellos evoluciona? Para hacerlo más fácil, imaginemos por un
momento que somos unos alienígenas que llegamos a la Tierra mucho después que la humanidad
se haya extinguido y encontramos baúles con fotos familiares. Y esa es toda la información con la
que contamos para estudiar a los humanos. Agarramos una foto en la que aparece un bebe, en
los brazos de un padre, junto a un anciano. Ya que desconocemos totalmente la población de
especies que hubo en la Tierra y su evolución, podríamos pensar que hubo una especie de
petizos que precisaban ser alzados por las otras especies de mayor tamaño para desplazarse, y
aún otra especie diferente con la piel arrugada y el pelo blanco. O podríamos pensar que en
realidad son todos de la misma especie en distintos estados de evolución: nacen arrugados y con
pelos blancos, a medida que pasan los años se estiran y aumentan el tamaño, y terminan sus días
empequeñecidos pero sin ninguna arruga (al mejor estilo del hollywoodense caso de Benjamin
Button), o bien podríamos acertar.
Créditos: Izquieda: Matt Groening (FOX). Derecha: Simulacion AREPO / Mark Vogelsberger et al. - CFA
Hay diferentes métodos para estudiar la evolución de objetos del universo.
Desde el punto de vista de la astronomía observacional lo que se hace es comparar distintos
objetos y tratar de inferir, por medio del estudio de sus propiedades, cuáles son sus edades.
Cuanto mayor sea el número de objetos que se estudian, mejor conoceremos todos los estadíos
49
de la evolución. Entonces, volviendo al ejemplo, a medida que abramos más y más baúles de
fotos encontraremos más y más detalles. Descubriremos una etapa donde los humanos tienen
raros peinados y granos en la cara, otra etapa donde son de tamaño pequeño pero pueden
desplazarse solos, etc, etc. ¿Cómo hacemos para encontrar la secuencia real en la que sucede
esa evolución?
En este punto entra en juego otra parte importante de la Astronomía: los modelos. Existen
modelos puramente teóricos y analíticos, en los que mediante ecuaciones se puede describir el
comportamiento del Universo a lo largo de su historia. Además de aplicar todas las leyes físicas
que conocemos, lo importante es que el resultado final sea comparable al Universo que
observamos. De esa manera se modela la evolución de los objetos.
Otra forma de estudiar la evolución de los objetos es a través de simulaciones numéricas que se
realizan utilizando grandes computadoras. En estas simulaciones los objetos se construyen con
las más básicas leyes de la física (la gravedad), y haciendo avanzar el tiempo se puede analizar
cómo los objetos van cambiando con el tiempo, así por ejemplo podemos analizar cómo el choque
de 2 galaxias espirales puede resultar en una única galaxia elíptica.
Y una tercera opción, es fusionando los modelos teóricos con los numéricos. De esta manera
cada componente del Universo puede ser estudiada en diferentes etapas de su evolución.
Por supuesto que cada modelo que utilicemos al final tiene que ser capaz de reproducir cada uno
de los resultados que se obtienen desde la parte observacional.
En el siguiente enlace les compartimos un video de galaxias realizadas con la más moderna
simulación numérica en la que se analiza el gas, las estrellas, la materia oscura y la energía
oscura. Este video empieza cuando el universo tenía 4 mil millones de años y evoluciona hasta la
actualidad. En particular se muestra una galaxia del tipo de la Vía Láctea, y pueden verse a
algunas vecinas del tipo de Andrómeda y la galaxia Remolino: http://www.youtube.com/watch?v=ZcEDqyMbFw
Referencias:
http://sac.csic.es/astrosecundaria/libro/conferencias/C1%20Evolucion%20de%20las%20estrellas
%20final.pdf
http://sac.csic.es/astrosecundaria/libro/talleres/T6%20Vida%20de%20las%20estrellas
%20%20final.pdf
http://www.youtube.com/watch?v=eKaVRy6Vx8U&NR=1&feature=endscreen
http://www.youtube.com/watch?v=0iGGmt8ieAU
http://red-estelar.webcindario.com/Tipos-de-estrellas.html
http://red-estelar.webcindario.com/Evolucion-estelar.html
http://astro.unl.edu/naap/hr/hr.html
http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx/sites/ciencia/html/astronomia.html
http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/starlife_main.html
http://chandra.harvard.edu/xray_sources/stellar_evolution.html
http://chandra.harvard.edu/graphics/edu/earth_scientist_stars.pdf
http://www.cfa.harvard.edu/itc/research/movingmeshcosmology/index.html
http://io9.com/what-the-death-of-the-sun-will-look-like-471796727
Actividades:
http://cas.sdss.org/dr5/sp/proj/advanced/spectraltypes/
http://astro.unl.edu/naap/hr/animations/hr.html
50
CAPÍTULO 3: Galaxias
“ ¿Quiénes somos? Encontramos que vivimos
en un planeta insignificante de una estrella monótona
perdida en una galaxia escondida en algún rincón olvidado
de un Universo en el que hay muchas más galaxias que personas“
Carl Sagan (1934 – 1996)
3.1 HISTORIA DE LA CONCEPCIÓN DE LAS GALAXIAS
Galileo Galilei (1564 – 1642)
En 1611 observó por un telescopio la llamada
“Vía Láctea” y descubrió que estaba compuesta
por infinidad de estrellas
Immanuel Kant (1724 – 1804)
Desde el campo de la filosofía, en 1755 afirmó
que la Vía Láctea era un sistema formado por
miles de sistemas solares como el nuestro,
agrupados en una estructura de orden superior,
sensiblemente plana, en movimiento de
rotación alrededor de un centro y regida por la
misma mecánica celeste. Supuso que el Sol se
encontraba en ese plano formando parte de esa
estructura. Supuso la existencia de otros
planetas y satélites orbitando alrededor de otras
estrellas y que debían existir otras Vías Lácteas
Charles Messier (1730 – 1817)
Construyó un catálogo de 103 objetos a los que
denominó “Nebulosas y cúmulos de estrellas”
William Herschel (1738 – 1822)
Construyó un catálogo con 2514 nuevos objetos
de espacio profundo. En base a sus
observaciones, plantea la idea de “Universos
Islas” similar a la idea de Kant
Herbert Curtis (1872 – 1942)
En 1917, mediante la observación de 11 novas
en el objeto Messier 31 (Andrómeda),
comprobó que eran 10 veces más débiles que
las novas de la Vía Láctea. Esto lo convirtió en
un defensor de los “universos islas”,
sosteniendo que las nebulosas espirales eran
galaxias independientes
Harlow Shapley (1885 – 1972)
En 1920 protagonizó “el gran debate” en la
academia nacional de ciencias de E.E.U.U.
junto a H. Curtis, en donde sostuvo que el
universo estaba constituido por una única
galaxia, la Vía Láctea, en la cual el sol no se
encontraba en su centro.
51
Edwin Hubble (1889 – 1953)
Utilizando un nuevo telescopio pudo resolver
las partes exteriores de algunas nebulosas
espirales como colecciones de estrellas
individuales, identificó estrellas variables
cefeidas que le permitieron estimar las
distancias a dichas nebulosas, y encontró que
estaban demasiado lejos para ser parte de la
Vía Láctea. En 1936 creó un sistema de
clasificación de galaxias, aún en uso.
Las galaxias son conjuntos de estrellas, gas, polvo y materia oscura unidos gravitacionalmente.
Las galaxias contienen típicamente entre mil millones y más de un billón de estrellas, y sus
tamaños varían de acuerdo con su forma, entre 10 mil y 200 mil años luz de diámetro.
3.2 CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS
3.2.1 POR MORFOLOGÍA
Hubble, en 1936, realizó una clasificación general de las galaxias de acuerdo con su forma,
conocida como “Secuencia de Hubble” o diagrama diapasón. En líneas generales, las galaxias se
clasifican en Elípticas (E), Lenticulares (SO), Espirales (S), Espirales barradas (SB) e Irregulares
(Irr). Dentro de cada categoría se pueden encontrar subclasificaciones más finas(1...7 o a-b-c),
teniendo en cuenta la forma específica del núcleo y los brazos espirales.
Créditos: Galaxy ZOO - http://blog.galaxyzoo.org/2010/05/12/types-of-galaxies/
En general, las galaxias elípticas son como grandes pelotas de rugby o huevos borroneados, y se
ven de color rojizo. Eso se debe a que contienen poco gas y a que la mayoría de sus estrellas son
viejas y frías. Las estrellas se distribuyen alrededor del centro de la galaxia uniformemente en
todas las direcciones. Las galaxias más grandes en el universo son galaxias elípticas gigantes
que en general se encuentran en el centro de grandes agrupaciones de galaxias llamadas
cúmulos.
52
Las galaxias lenticulares presentan un núcleo prominente, similar a las elípticas, pero además
presentan un delgado disco alrededor del núcleo. Muchas veces es difícil distinguir una elíptica de
una lenticular si el disco no es muy visible.
Las galaxias espirales tienen un núcleo y un disco prominente sobre el que hay brazos espirales.
El núcleo contiene poco gas y tiene estrellas viejas, por lo que tiene color rojizo, mientras que en
el disco y los brazos espirales se deposita la mayor cantidad de gas y polvo, y también las
estrellas jóvenes, por lo que se ve de un color blanco azulado cuando las vemos de frente, y
pueden verse con una banda oscura (debido al polvo) si las vemos de perfil como en la imagen de
más abajo.
Créditos: http://www.astro.virginia.edu/class/whittle/astr553/Topic02/Lecture_2.html
Las galaxias espirales además tienen un halo esférico que rodea a todo el disco, en el que se
distribuyen numerosos cúmulos estelares globulares (conjuntos de miles o millones de estrellas),
formados generalmente por estrellas viejas.
Los brazos espirales, probablemente, se formaron como resultado de ondas que barren el disco
galáctico. Como las ondas en el océano, las también llamadas "ondas de densidad" no
transportan nada de materia con ellas - se mueven interrumpiendo el tránsito de la materia por la
que pasan. En el caso de las galaxias, las ondas de densidad presionan las nubes de gas
interestelar, causando que nuevas estrellas se formen dentro de las nubes, esas serán las
estrellas jóvenes y azules que están renovándose constantemente. Los espacios entre los brazos
contienen las estrellas más viejas que no son tan brillantes. En algunas espirales, las ondas de
densidad organizan las estrellas del centro en una barra. Los brazos de las galaxias espirales
barradas forman espirales hacia afuera a partir de los extremos de la barra. Nuestra galaxia, la Vía
Láctea, es una galaxia del tipo espiral barrada. Nuestra vecina Andrómeda es una galaxia Espiral.
Las galaxias Irregulares no tienen una forma bien definida; sus estrellas, gas y polvo se esparcen
al azar. Las irregulares son las galaxias más pequeñas, y pueden contener no más de un millón
de estrellas. Pueden ser los ladrillos para formar las primeras galaxias grandes. El ejemplo más
cercano y conocido de este tipo de galaxias son las Nubes de Magallanes (mayor y menor) que
son visibles a simple vista desde la Tierra.
La mayoría de las galaxias grandes contienen además en su centro un agujero negro supermasivo
que suele ser unas tres mil millones de veces más pesados que el Sol .
3.2.2 POR DINÁMICA
Las galaxias están en movimiento (no sólo sus componentes internos, sino como un todo). Las
galaxias pueden ser clasificadas como galaxias normales o galaxias peculiares de acuerdo con el
grado de interacción que tuvieron con otras galaxias. Las galaxias normales, a su vez, pueden ser
clasificadas de acuerdo con la secuencia de Hubble que mencionamos anteriormente. Las
53
galaxias peculiares son galaxias que han sufrido interacciones con sus vecinas que les han
provocado cambios en sus formas, por lo que no es posible asignarles una morfología específica.
Las interacciones pueden haber sido pasajes cercanos a otras galaxias o choques (fusiones) con
otras galaxias. Cuando dos galaxias se fusionan, el principal componente que es modificado es el
gas de las galaxias: se producen estallidos de formación estelar. Las estrellas no chocan entre
ellas (el espacio interestelar es demasiado grande), pero sí pueden sufrir una redistribución,
pasando a formar parte de lo que se llaman puentes entre las dos galaxias, o colas en las
galaxias. A continuación se muestran unos ejemplos típicos de galaxias interactuantes:
La Vía Láctea y su vecina Andrómeda se están aproximando, por lo que dentro de 4 mil millones
de años se fusionarán.
Existe un proyecto internacional por el cual se invita al público en general a clasificar galaxias.
Empezando con un tutorial de entrenamiento, los usuarios acceden a imágenes astronómicas
para ayudar a los científicos a clasificar galaxias. Ese proyecto es llamado Galaxy ZOO y la
participación es gratuita y está traducido al español, sólo es necesario tener una conexión a
internet: http://www.galaxyzoo.org/?lang=es
54
3.3 GRUPOS Y CÚMULOS DE GALAXIAS
Las galaxias en el Universo tienden a agruparse debido a la fuerza de la gravedad. El 80% de las
galaxias se encuentran formando grupos o cúmulos de galaxias. Los grupos de galaxias pueden
estar formados por pares de galaxias o hasta unas pocas decenas de galaxias. Los cúmulos son
sistemas formados por centenas de galaxias, y son los sistemas más grandes en equilibrio en el
Universo. En estos sistemas hay además grandes cantidades de gas caliente y materia oscura
entre las galaxias.
Cúmulo Abel 2744 - Créditos: Telescopio Espacial Hubble / NASA, ESA, and J. Lotz, M. Mountain, A.
Koekemoer, and the HFF Team (STScI)
55
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un grupo denominado ‘Grupo Local’ formado por 3
galaxias espirales grandes (la Vía Láctea, Andrómeda y Triángulo) y más de 30 galaxias más
pequeñas denominadas galaxias enanas.
El estudio de los grupos y cúmulos de galaxias sirve para estudiar el efecto que un entorno
sobredenso produce en la evolución, morfología y color de las galaxias. Las interacciones entre
galaxias en grupos y cúmulos son frecuentes. Todas las galaxias dentro de un grupo están en
movimiento, pero además, las galaxias grandes tienen pequeñas galaxias (galaxias enanas) que
orbitan alrededor de las galaxias principales. A ese tipo de galaxias enanas se las denomina
“galaxias satélites”. Por ejemplo, las 2 galaxias enanas denominadas Nubes de Magallanes (Nube
Mayor y Nube Menor) están orbitando alrededor de la Vía Láctea.
3.4 MEDICIÓN DE DISTANCIAS A LOS OBJETOS ASTRONÓMICOS
Existen diferentes métodos para medir la distancia a la que se encuentra un objeto. Cada método
tiene sus limitaciones: son útiles para medir distancias a objetos que se encuentren dentro de
cierta distancia. Es por eso que por lo general se pueden enumerar los métodos dentro de lo que
se conoce como “escalera de distancias”. Cada escalón en esa escalera incluye un método que
nos permite determinar la distancia a objetos más y más lejanos. Si bien hay muchísimos métodos
distintos, haremos a continuación un breve resumen de los más utilizados. Sólo es posible medir
la distancia de manera directa cuando los objetos son muy cercanos, las mediciones de distancias
más grandes se realizan a través del uso de propiedades intrínsecas de los objetos, leyes y
modelos.
56
3.4.1 RADAR
Las distancias dentro del sistema solar se determinan con muchísima precisión a través de una
variedad de métodos, algunos métodos geométricos, tales como el movimiento de los planetas en
el cielo (eclipses, tránsitos), o utilizando radares: se envía un haz de luz de longitud de onda de
radio para que rebote en el planeta al que queremos medir la distancia; dado que se conoce la
velocidad de la luz en el vacío, la distancia es determinada midiendo el tiempo que demora la
onda en regresar hasta la Tierra); o midiendo las demoras de las señales de las sondas
interplanetarias.
Estos métodos son útiles sólo dentro del sistema solar, podemos llegar a medir distancias hasta
0,0001 años luz, es decir, ~1 hora luz.
3.4.2 PARALAJE
Se le llama paralaje al movimiento aparente de la posición de un objeto respecto de algún otro
objeto más lejano de fondo debido al movimiento en la posición del observador.
En otras palabras, la paralaje es un efecto de perspectiva de la geometría de una situación: es la
posición observada de un objeto con respecto a otro. En la siguiente figura, un observador en la
posición A, verá al objeto proyectado sobre el cuadro azul, mientras que un observador en la
posición B, verá al mismo objeto proyectado sobre el cuadro rojo.
Los humanos en realidad ya estamos muy acostumbrados a la paralaje, ya que nuestros dos ojos
producen un pequeño efecto de paralaje conocido como visión estéreo. El ojo izquierdo tiene un
punto de vista ligeramente diferente al del ojo derecho. Esto puede comprobarse fácilmente si
miramos un objeto muy cercano, y comparamos su posición respecto del fondo lejano cuando
miramos con sólo un ojo o el otro. El cerebro utiliza las dos imágenes para crear la percepción de
profundidad (junto con otras pistas). La contribución de la paralaje a la construcción de
profundidad sólo funciona para objetos muy cercanos. Cuando un objeto está muy alejado, la
variación en la posición del objeto de frente respecto a otros es tan pequeña que nuestros ojos y
nuestro cerebro no pueden registrarla.
57
Las estrellas están muy lejanas – aún así, algunas estrellas están más próximas que otras. Las
estrellas más cercanas presentan paralaje, aunque pequeña (mucho menor de lo que podría
detectar el ojo humano a simple vista!). La primera medición exitosa de paralaje fue realizada por
Friedrich Bessel en 1838, para la estrella 61 Cygni.
Para tener un efecto de paralaje más grande, es necesario tener una gran variación en la posición
del observador. La mayor variación posible es 2 unidades astronómicas – el diámetro de la órbita
terrestre.
Ese
corrimiento
corresponde a dos posiciones de
la tierra cada 6 meses.
Asumiendo que una estrella no
se mueve demasiado en 6
meses (lo cual es muy cierto), un
astrónomo sólo necesita mirar la
posición de la estrella una vez,
esperar 6 meses y volver a ver
la posición de la estrella siempre
respecto
de
las
estrellas
distantes de fondo.
Fuente: Universidad de Nebraska-Lincoln /
http://astro.unl.edu/naap/distance/parallax.html
Luego de que el observador mide el ángulo del desplazamiento aparente de la estrella, con un
poco de trigonometría se puede calcular la distancia a la estrella. A continuación se esquematiza
la geometría del problema para dos estrellas distintas, una más próxima que la otra.
Puede verse que para
estrellas más lejanas, el
desplazamiento
aparente sobre el fondo
de estrellas (azul) es
menor, y esto es
justamente lo que limita
a este método para
medir
distancias
a
estrellas mucho más
lejanas.
58
El satélite Hipparcos, que estuvo en funcionamiento desde 1989 hasta 1993, era capaz de medir
paralajes de 0,001 segundos de arco, por lo que pudo catalogar alrededor de 2,5 millones de
estrellas más cercanas que 500 años luz; el recientemente lanzado (19/12/2013) satélite GAIA
será capaz de medir ángulos mil veces más pequeños que Hipparcos, por lo que obtendrá un
buen mapa tridimensional (posiciones angulares y distancias) de alrededor de mil millones de
estrellas de nuestra galaxia (aproximadamente el 1% de las estrellas de nuestra galaxia).
La paralaje se utiliza también para definir una nueva unidad de distancia: el pársec. Un pársec es
la distancia a la que estaría un objeto para que el ángulo de paralaje sea de 1 segundo de arco (el
ángulo de paralaje es el que subtiende 1 Unidad Astronómica). Un pársec es equivalente a 3,26
años luz.
3.4.3 MÓDULO DE DISTANCIA – FAROLAS ESTÁNDARES
Para algunas estrellas más alejadas, en donde la precisión con la que se puede medir el
desplazamiento aparente por paralaje no es suficiente, se puede comparar el brillo aparente de la
estrella con su luminosidad (o brillo intrínseco).
Imaginen a una persona que sostiene un foco de 100W. Si se aleja de nosotros, la lamparita nos
parecerá más débil. Si se ubica muy cerca nuestro, la lamparita nos parecerá más brillante.
Comparando qué tan brillante nos parece el foco con lo que sabemos que brilla intrínsecamente,
podemos determinar la distancia a la que se encuentra. El brillo aparente disminuye como la
inversa del cuadrado de la distancia. Como la paralaje, éste es un efecto puramente geométrico.
El “módulo de distancia” establece la relación entre brillo aparente y brillo intrínseco en términos
de las magnitudes de los objetos (ver capítulo 5). Así, la diferencia entre la magnitud aparente (m)
y la magnitud absoluta o intrínseca (M) define la distancia al objeto (en pársecs):
m − M = −5 + 5 log10 d
En la siguiente tabla se muestran algunos valores resueltos:
m-M
d (en
pársecs)
d (en años
luz)
0
10
32,6
1
16
52,16
2
25
81,5
3
40
130,4
4
63
205,38
5
100
326
6
160
521,6
7
250
815
8
400
1.304
9
630
2.053,8
10
1.000
3.260
15
10.000
32.600
20
100.000
326.000
25
1.000.000
3.260.000
59
Uno de los más conocidos indicadores de
distancia son las estrellas RR Lyrae. Éstas
son estrellas variables pulsantes – estrellas
cuyo brillo varía en el tiempo debido a que
están agrandándose y achicándose. Estas
estrellas pulsan debido a la liberación de
energía de las capas exteriores de la
estrella varía con el tiempo (consecuencia
de una capa de helio parcialmente
ionizado). Cuando esa capa ionizada se
acerca al centro de la estrella y se calienta –
se vuelve opaca al flujo de radiación y la
Curva de luz de la estrella RRLyrae VX Her / Créditos:
presión de radiación la empuja hacia afuera.
Universidad de Nebraska-Lincoln
Cuando la capa ionizada se aleja del centro
de la estrella, se enfría y su opacidad disminuye. La radiación puede ahora escapar a través de
esa capa y la capa vuelve a caer hacia el centro de la estrella.
Las estrellas RR Lyrae son muy buenas farolas estándar (objetos a los que se les puede
determinar el brillo intrínseco por algún método). Las RR Lyrae tienen magnitudes absolutas
próximas a MV = 0,5. Sin embargo, ya que son estrellas pequeñas, débiles, no pueden ser
observadas a grandes distancias. En la figura anterior se muestra la variación del brillo aparente
de la estrella VX Her, una RR Lyrae. Se puede ver que el promedio del brillo aparente es
aproximadamente 10,5. Así, el módulo de distancia para esta estrella es (m - M) = 10,5 – 0,5 = 10,
lo cual, viendo la tabla anterior, corresponde a una distancia de 1.000 pársecs o 3.260 años luz.
Existen muchos otros objetos que los astrónomos utilizan con el módulo de distancia para obtener
distancias. Todos involucran algún otro método por el cual los astrónomos primero descubren el
valor de la magnitud absoluta (intrínseca) de esa clase de objeto, y luego miden la magnitud
aparente para poder así obtener la distancia a través de la fórmula anterior.
3.4.4 PARALAJE ESPECTROSCÓPICA
Este método para medir distancias no tiene nada que ver con la paralaje geométrica que
detallamos más arriba. El nombre paralaje sólo se lo mantiene para expresar que se quiere
determinar una distancia. En el método de paralaje espectroscópica hace falta medir la magnitud
aparente de la estrella y su espectro de luz. La información guardada en el espectro se utiliza para
ubicar la posición de la estrella en el diagrama Hertzprung-Russell (ver capítulo 2.2).
1 – Tomar el espectro
2 – Clases de líneas → tipo espectral → eje horizontal del HR
3 – Ancho de líneas → tipo de luminosidad → eje vertical del HR
4 – Ubicación en el HR → magnitud absoluta
5 – magnitud aparente + magnitud absoluta → módulo de distancia
60
La clase de líneas espectrales presentes en el espectro de una estrella permite a los astrónomos
determinar el tipo espectral, el cual determina la posición en el eje horizontal en el diagrama HR.
Para determinar la ubicación en el eje vertical hace falta analizar el grosor de las líneas
espectrales de absorción. El grosor de las líneas está relacionado con la clase de luminosidad,
que se divide en categorías que van de I a V en números romanos (el ancho de la línea está
determinado por la densidad de átomos que absorben en las partes exteriores de la estrella – una
estrella de secuencia tendrá lineas de absorción anchas en su espectro ya que la densidad de
átomos en las capas exteriores es alta; mientras que una estrella supergigante (clase de
luminosidad I) tendrá lineas espectrales delgadas debido a la baja densidad de los átomos
absorbentes). La clase de luminosidad de la estrella determina la ubicación en el eje vertical del
diagrama HR. Una vez que se conoce la ubicación de la estrella en el diagrama HR como la
intersección de su clase espectral y su clase de luminosidad, entonces uno puede leer su
magnitud absoluta.
Conocida su magnitud absoluta y combinada con la magnitud aparente que se le mide, a través de
la fórmula del módulo de distancia se puede conocer la distancia a la estrella.
3.4.5 AJUSTE DE LA SECUENCIA PRINCIPAL
Este método también determina distancias a partir del diagrama HR, pero se aplica sólo a cúmulos
estelares. Las estrellas de un cúmulo estelar están ligadas gravitacionalmente, todas se ubican a
aproximadamente la misma distancia, y se formaron al mismo tiempo a partir de la misma nube de
gas y polvo. Se asume que todos los miembros de un cúmulo estelar se encontrarán en la misma
posición en el diagrama HR, y que son estrellas de secuencia principal.
El método de ajuste de la
secuencia
principal
compara: 1) la posición de
la secuencia principal para
el cúmulo estelar ubicado
en un diagrama HR en el
que se utiliza la magnitud
aparente como eje vertical,
con (2) la posición de la
secuencia principal para
estrellas cercanas cuyas
distancias
son
bien
conocidas por otro método
(paralaje trigonométrica), y
se usa como eje vertical la
magnitud
absoluta.
La
diferencia en las posiciones
de
las
secuencias
principales se deben a la
La diferencia entre la magnitud aparente de las estrellas del cúmulo y la
distancia a la que está el
magnitud absoluta de las estrellas cercanas, determina el módulo de
cúmulo. La posición vertical
distancia. Fuente: http://astro.unl.edu/naap/distance/cluster_fitting.html
de la secuencia principal
del cúmulo estelar es ajustada verticalmente hasta que se ubique sobre la secuencia principal de
61
las estrellas cercanas. La cantidad que haga falta ajustar en el eje vertical es el módulo de
distancia, el cual nos dará la distancia.
3.4.6 CEFEIDAS
Las variables Cefeidas son estrellas variables pulsantes similares a las RR Lyraes que se
mencionaron antes (sección 3.4.3). Sin embargo, las Cefeidas tienen períodos de pulsación más
largos y son estrellas mucho más grandes. Las Cefeidas han sido uno de los principales
indicadores de distancia por muchos años. Aunque ellas no tienen todas la misma magnitud
absoluta promedio, como las RR Lyraes, son más útiles ya que al ser estrellas más brillantes
pueden ser observadas a mayores distancias, inclusive en otras galaxias.
Henrietta Leavitt, en 1912, fue la primera en reconocer que
existía una relación entre el período de pulsación y la
luminosidad de las Cefeidas. Ella descubrió que las
Cefeidas más grandes y más brillantes tienen períodos más
largos, aunque ella no estaba segura respecto de la relación
exacta. Harlow Shapley luego calibró las Cefeidas,
relacionando el período de pulsación con la magnitud
absoluta, lo que llevó a las primeras estimas del tamaño de
la vía Láctea. Esa calibración del período-luminosidad ha ido
mejorando con el tiempo y la relación más precisa que se
tiene en la actualidad se puede ver en la figura de la
derecha. Matemáticamente, podemos expresar la relación
como
M= -1,43 -2,81 * log (P)
Créditos: Universidad de Nebraska –
Lincoln
http://astro.unl.edu/naap/distance/cepheid
s.html
Aquí se muestra la curva de luz de la
estrella S Nor, la cual es una Cefeida.
Puede verse que tiene un período de
pulsación de 10 días y una magnitud
aparente promedio de 6,5. A partir de la
relación período-luminosidad (o mag.
Absoluta), puede verse que para esta
estrella su magnitud absoluta es -4. Por lo
tanto el módulo de distancia es
Curva de luz de la estrella cefeida variable S Nor –
Fuente: Universidad de Nebraska http://astro.unl.edu/naap/distance/cepheids.html
6,5-(-4)=10,5
de donde, la distancia es 1260 pársecs o
4107 años luz.
Utilizando el telescopio espacial Hubble y este método de las Cefeidas, se han podido determinar
distancias a galaxias ubicadas hasta a 60 millones de años luz de distancia.
62
3.4.7 RELACIÓN TULLY-FISHER y FABER-JACKSON
Mediante el estudio del movimiento de las estrellas de una galaxia, se pudo determinar que existe
una relación entre la velocidad con la que se mueven esas estrellas y la luminosidad total de la
galaxia. Las expresiones analíticas exactas son conocidas como relación Tully-Fisher para el caso
de galaxias espirales, y relación Faber-Jackson para el caso de galaxias elípticas. Utilizando los
espectros de las galaxias se puede medir la velocidad de sus estrellas, y mediante estas
relaciones empíricas se puede determinar la luminosidad (o lo que es lo mismo, la magnitud
absoluta) de las galaxias. Nuevamente, midiendo la magnitud aparente de la galaxia y usando la
magnitud absoluta que calculamos, obtendremos el módulo de distancia y la distancia a la galaxia.
3.4.8 SUPERNOVAS
Una supernova es una estrella que explota violentamente. Las supernovas pueden producir tanta
energía como toda una galaxia en un breve período de tiempo (algunas fueron tan brillantes que
pudieron ser vistas inclusive de día). Sin embargo, son eventos muy raros. Se estima que sólo una
o dos ocurren por siglo en nuestra galaxia.
Existen 2 tipos principales de supernovas. Las Tipo I involucran una estrella enana blanca que es
parte de un sistema estelar binario. La enana blanca, una esfera del tamaño de la Tierra formada
principalmente por carbono y oxígeno (el final de una estrella de baja masa), está robando
material de su estrella compañera. La fuerza gravitatoria de la enana blanca se opone a la presión
de radiación de su interior; pero existe un límite en la masa de la enana de 1,44 veces la masa del
sol, llamado límite de Chandrasekhar, tal que si el material que está siendo succionado de la
estrella compañera hace que la masa de la enana sea mayor al límite de Chandrasekhar,
entonces ocurrirá una supernova. La enana blanca será entonces destruida en un fuerte estallido
de fusión y no quedará ningún remanente.
Las Supernovas Tipo II involucran estrellas muy masivas al final de sus vidas (ver capítulo 2).
Estas estrellas fusionan elementos en sus núcleos – Carbono, Oxígeno, Magnesio, Neón, Silicio –
y finalmente se forma un núcleo de hierro. Ya que el hierro Fe 56 es el núcleo más estable, no es
posible sacar más energía de fusión nuclear y la muerte de la estrella es inminente. El núcleo de
hierro es comprimido a una ´presión y temperatura increíblemente altas por el peso del material
que viene cayendo de las capas exteriores al haberse detenido la liberación de radiación, el
núcleo de hierro prácticamente se desintegra, y todas las capas que vienen cayendo chocan
contra ese núcleo comprimido y rebotan. Este tipo de supernova es menos energética que la de
tipo I, y típicamente se forma una estrella de neutrones o un agujero negro al finalizar la actividad.
Debido a que las supernovas son eventos tan energéticos, los astrónomos pueden observarlas
desde grandes distancias. Sin embargo, son eventos cortos que duran sólo un par de días, por lo
que los astrónomos tienen que trabajar mucho para detectarlas antes de que alcancen el pico
máximo de brillo y empiecen a debilitarse. Las supernovas son muy útiles como indicadores de
distancia ya que es posible calibrarlas, esto es, relacionar el perfil de brillo observado (o aparente)
con su magnitud absoluta. Las supernovas Tipo I son muy uniformes y fáciles de calibrar ya que
los astrónomos pueden calcular la cantidad de energía que se produce cuando 1,44 veces la
masa solar de Carbono y Oxígeno se fusionan. Por esta razón, las tipo I son mucho más útiles
que las tipo II. Todas las supernovas de tipo I tienen una magnitud absoluta de M=-19,3 en el pico
de emisión. Por lo tanto, los astrónomos miden la magnitud aparente de la supernova en el
63
momento de máximo brillo, y mediante la fórmula del módulo de distancia pueden determinar la
distancia a la galaxia donde explotó esa supernova.
3.4.9 LEY DE HUBBLE
Cuando una fuente que emite luz se mueve respecto de un observador, la longitud de onda (color)
que le vemos a la luz emitida varía dependiendo de si la fuente se acerca o se aleja del
observador. Este efecto es conocido como efecto Doppler: si la fuente de luz se acerca hacia el
observador, la luz se ve más azulada (longitudes de onda más cortas); mientras que si la fuente
se aleja del observador, la luz se ve enrojecida (longitudes de onda más largas). Este efecto
también ocurre con el sonido y podemos percibirlo muchas veces en nuestra vida diaria, por
ejemplo: cuando una ambulancia se acerca hacia nosotros, la longitud de onda del sonido se
acorta y escuchamos agudo el sonido de la sirena; mientras que a medida que se aleja, la longitud
de onda se alarga y suena más grave.
El efecto Doppler en astronomía se conoce como
corrimiento al rojo -- o redshift – y corrimiento al azul –o
blueshift. Se usa para medir la velocidad con la que los
objetos se alejan o acercan de nosotros.
Dado que los espectros de las estrellas/galaxias/etc
presentan líneas que son la evidencia de los elementos
químicos que las componen, es fácil comprobar con esas
líneas de los elementos conocidos si el objeto se está
acercando o alejando del observador. En la imagen de la
izquierda, puede verse el espectro del Sol, comparado con
el espectro de una galaxia distante. Puede verse la
presencia de las mismas líneas de los elementos químicos,
pero la posición de las mismas está levemente desplazada
hacia arriba, es decir, hacia el rojo. Eso quiere decir que esa
galaxia se está alejando de nosotros.
La medición del corrimiento de las líneas en general se
denomina simplemente redshift y se representa con la letra
“z”. Para medirlo simplemente hace falta comparar la
posición de las líneas observadas con respecto a un
espectro patrón:
Créditos: Georg Wiora (wikipedia)
z = (λobservada - λpatrón) /λpatrón
Un número z positivo significa que el espectro observado está corrido hacia el rojo, es decir que
se aleja; un número negativo significa que está desplazado hacia el azul, es decir, que se acerca.
Además, ese desplazamiento en las líneas puede ser relacionado con la velocidad con la que se
mueve el objeto respecto del observador mediante la fórmula que involucra a la velocidad de la luz
(c = 299.792,458 km/s):
v=c.z
En la década de 1920, Edwin Hubble estudiando el desplazamiento de las líneas de los espectros
de las galaxias a las que les conocía la distancia (medida con alguno de los métodos detallados
anteriormente), hizo un descubrimiento que hoy en día es conocido como ley de Hubble. Él
encontró que es posible relacionar la distancia a la que están los objetos con la velocidad con la
64
que se mueven respecto de nosotros, descubriendo que cuanto más lejanos se encuentran los
objetos, más rápido se alejan de nosotros. Así estableció que la distancia es:
d= v / H0
donde H0 es la constante de Hubble, que vale 73 km/s/Mpc; y v es la velocidad de recesión. Esta
fórmula permite calcular la distancia a la que se encuentran los objetos lejanos midiendo la
velocidad con la que se alejan de nosotros, aunque como dijimos anteriormente, en realidad, esa
velocidad no puede medirse directamente, sino que lo que se hace es utilizar el espectro de
radiación del objeto y determinar el corrimiento al rojo (redshift) z = ∆λ/λ , y de allí se calcula la
velocidad ,para finalmente obtener la distancia a través de la ley de Hubble.
El descubrimiento de la Ley de Hubble fue además la primera evidencia de la expansión del
universo que llevó a formular la teoría del Big Bang como origen del Universo. La Ley de Hubble
ha sido reformulada a medida que la teoría de la relatividad y la teoría del Big Bang encontraron
nuevas evidencias observacionales; por ejemplo el valor de H0 en la ley de Hubble no es un valor
constante, sino que varía dependiendo de la distancia y del momento en el que la luz fue emitida y
empezó su viaje hacia nosotros. Además, dado que el espacio es curvo (de acuerdo con la teoría
de la relatividad) la dependencia lineal entre v y d ha sido modificada para tener en cuenta la
geometría del espacio. En este apunte no detallaremos la formulación matemática exacta de la ley
de Hubble con la dependencia espacial y temporal, pero enfatizaremos que esta ley es útil para
medir distancias con sólo medir el desplazamiento que sufren las líneas de los espectros.
Referencias:
http://cas.sdss.org/dr7/sp/astro/galaxies/galaxies.asp#classification
https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia
http://ciencia.nasa.gov/ciencias-especiales/31may_andromeda/
http://www.youtube.com/watch?v=FNNBh2P5YZM
http://astronomia.net/cosmologia/distance.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder
http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/ay10/2002/notes/lec17.html
https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l9_p8.html
http://www.iop.org/resources/topic/archive/cosmic/
http://www.talkorigins.org/faqs/astronomy/distance.html
http://astro.unl.edu/naap/distance/distance.html
http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cosmic_distance_ladder.html
Actividadades:
http://cas.sdss.org/dr5/sp/proj/advanced/hubble/
http://www.galaxyzoo.org/?lang=es
65
CAPÍTULO 4: Cosmología
“Por cada mil millones de partículas de anti-materia que existieron
había mil millones y una partícula de materia.
Y cuando la aniquilación mutua terminó
sólo un mil millonésimo sobrevivió, y ése es nuestro universo actual”
Albert Einstein (1879 – 1955)
4.1 ORIGEN DEL UNIVERSO
La teoría más aceptada de formación y evolución
del Universo es la del ‘Big Bang’ o ‘la gran
explosión'. Esta teoría ha sido corroborada por
muchas evidencias observacionales a lo largo de
los años.
De acuerdo con esta teoría, en sus primeros
momentos de existencia, el universo pasó por una
explosión enorme seguido por una etapa llamada
inflación en donde el universo sufrió una expansión
casi instantánea, creciendo más de billones de
billones de veces en menos de una billonésima de
billonésima
de
segundo.
Pequeñas
fluctuaciones/aglomeraciones
se
generaron
durante esa expansión y continuaron creciendo a
un ritmo más moderado desde entonces para
formar las galaxias que conocemos. Los fotones
de las galaxias distantes que nos llegan hoy han
viajado a través del espacio a la velocidad de la luz
durante miles de millones de años, pero ninguno
Créditos: Fundación Cientec - ISSN: 1659-0740
de ellos por más de 13.800 millones de años - la
mejor estimación de la edad del Universo. Esto nos dice que hay un límite en el universo que
podemos observar. Si tenemos en cuenta que el universo se ha estado expandiendo mientras que
los fotones estaban en camino, la distancia hasta el objeto más lejano visible (lo llamamos el
horizonte de partículas) es ahora aproximadamente 46 mil millones de años luz.
Pero eso no quiere decir que no haya nada más allá del límite del Universo observable. Cuando
estudiamos la expansión remontándonos a la época antes de la inflación, todo lo que podemos ver
hoy en día habría encajado dentro de una esfera de 10 -27 (27 ceros delante del 1) metros de
ancho, más pequeña que cualquier partícula elemental conocida. Sin embargo, es concebible que
hubiera algo afuera de esa burbuja pequeña y que la inflación expandió ese espacio también.
Todo ese espacio habría terminado fuera del horizonte de partículas de nuestro universo
observable. No podemos ver los fotones de esos objetos porque no han tenido tiempo para llegar
hasta nosotros todavía. En función de lo rápido que el Universo se expanda, estas áreas puede,
con el tiempo, que se encuentren en el interior del horizonte y lleguen a ser observables (no
66
pasará si el Universo estuviera dominado por la constante cosmológica - la energía oscura - lo
cual se espera que suceda en un futuro lejano).
La primer evidencia a favor de la teoría del Big Bang vino con la observación del corrimiento al
rojo en los espectros de las galaxias. No sólo las galaxias se mueven a través del espacio, sino
que el espacio entre ellas se expande, es decir que todos los objetos se alejan. A través de los
espectros se puede medir la velocidad con la que se alejan las galaxias. De la observación de un
Universo en expansión se deduce que, dando marcha atrás al tiempo, hubo un principio en el que
se produjo la explosión, dando origen al espacio y al tiempo tal como lo conocemos. Pero la
evidencia más fuerte a favor de la teoría del Big Bang es la detección de la llamada “radiación
cósmica de fondo de microondas”: es posible detectar hoy en día los primeros momentos en los
que la luz empezó a viajar por el universo después de la gran explosión. Esta radiación, que ya
había sido predicha dentro de la teoría del Big Bang, fue detectada por primera vez en 1964 por
Penzias & Williams utilizando un radiotelescopio, lo que les valió un premio Nobel en 1978. La
radiación de fondo proviene desde todas las direcciones y hoy es muy fría, sólo 2,7ºK, ya que
lleva viajando unos 13800 millones de años, partió cuando el universo sólo tenía unos 380 mil
años y estaba a unos 3000ºK.
Matemáticamente, esta teoría de Universo puede describirse a través de las ecuaciones de la
teoría de la relatividad de Einstein. Una de las soluciones de estas ecuaciones fue dada por
Friedman, en la cual se asume que el Universo en gran escala es homogéneo e isótropo.
4.2 PRINCIPIO COSMOLÓGICO: El Universo, ¿es igual en todas partes?
Si hubiéramos vivido en la Edad Media, hubiéramos estado convencidos de que la Tierra era el
centro del Universo, de que todos los cuerpos celestes estaban puestos en esferas de cristal que
rotaban lentamente a su alrededor, y de que los astros y constelaciones tenían alguna influencia
sobre la vida en la Tierra. Obviamente, en ese pensamiento, la Tierra estaba claramente en una
posición privilegiada, el Universo era relativamente pequeño y tenía un centro, por lo que la
respuesta a la pregunta "¿es el Universo el mismo en todas partes?" sería "no".
Nicolás Copérnico, astrónomo polaco del siglo 16, fue el primero en ser tenido en cuenta al
proponer un modelo del Sistema Solar con el Sol en el centro, y la Tierra sólo un planeta que gira
alrededor de él (Aristarco de Samos ya lo había propuesto en el siglo 2 a.C, pero había sido
ignorado). Este nuevo punto de vista despojó a la Tierra de su posición privilegiada y tuvo
profundas implicaciones para nuestra comprensión del Universo. Hoy llamamos a este concepto el
"principio copernicano".
El Sol no se quedó el centro del Universo por mucho tiempo. Otro filósofo del siglo 16, Giordano
Bruno, fue el primero en proponer que el Sol sólo se trataba de otra estrella, como las miles
visibles en el cielo nocturno. Él fue quemado vivo por hereje (los antiguos filósofos griegos
también habían propuesto ese punto de vista, pero no tuvieron éxito).
Aunque la Vía Láctea se observó desde los tiempos antiguos, la comprensión de la misma como
una de muchas galaxias en el Universo no se desarrolló hasta el siglo 18. Thomas Wright, en
1750, fue el primero en especular que la Vía Láctea era un disco plano de estrellas, y que las
otras nebulosas visibles en el cielo podían ser otros discos ubicados a otras distancias. Este punto
67
de vista no se demostró de manera concluyente hasta 1920, cuando las distancias a la “nebulosa”
de Andrómeda y otras galaxias se midieron.
Con la Tierra degradada al papel de un planeta que gira alrededor de una estrella entre los miles
de millones de estrellas en una galaxia entre miles de millones de galaxias, los filósofos y los
científicos empezaron a hacerse otra pregunta: ¿Existen lugares "especiales" en el universo, o es
todo el mismo sin importar dónde te encuentres y en qué dirección mires? Los esfuerzos para
responder a esta pregunta dieron lugar al principio cosmológico.
El principio cosmológico es una hipótesis de trabajo, que afirma que el Universo tiene las mismas
propiedades físicas para todos los observadores, independientemente de su ubicación (es
homogéneo) e independientemente de la dirección en la que está mirando (es isotrópico). No hay
lugares o direcciones especiales en el Universo. En particular, no tiene "centro".
El principio cosmológico no se aplica a las diferentes estructuras del Universo. Es evidente que el
centro del Sol es muy diferente de la superficie de la Luna o cualquier porción del espacio
interestelar vacío. Lo que significa es que las leyes de la física son las mismas en todas partes.
Los electrones tienen la misma carga, las fuerzas fundamentales tienen la misma intensidad, las
fórmulas que usamos en la Tierra son igualmente válidas en una galaxia lejana, etc. El principio
cosmológico hace que sea posible que podamos investigar y entender los confines del Universo al
aplicar lo que conocemos acerca de nuestro vecindario inmediato.
4.3 FORMACIÓN DE ESTRUCTURAS Y COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO:
Todas las estructuras que conocemos en el Universo se forman debido a la fuerza de la gravedad:
las partículas son atraídas hacia regiones con mayor cantidad de materia, y por lo tanto mayor
atracción gravitatoria.
Pero si el Universo originalmente era homogéneo, ¿cómo pudieron haberse formado las
estructuras? Esta pregunta fue respondida en la década de los 90 cuando se empezaron a medir
las fluctuaciones en la temperatura de la radiación del fondo de microondas. Esta radiación es la
primera luz que viajó libremente por el Universo empezando su viaje cuando la materia y la
radiación se separaron. Debido a que originalmente en el universo, la materia y la radiación
estaban acopladas, al momento de la separación las fluctuaciones en temperatura eran un reflejo
de las fluctuaciones en densidad. La temperatura de esa radiación es realmente baja (unos 2,7ºK),
proviene de todas las direcciones del cielo, y en primera aproximación podemos decir que es
homogénea. Sin embargo, cuando se analiza con instrumentos de altísima precisión se puede ver
que existen fluctuaciones en la temperatura del fondo, con zonas con temperaturas un poco más
altas que otras. En esas regiones con mayor temperatura (=mayor densidad) es en donde, debido
a la atracción gravitatoria, se empiezan a formar las estructuras que hoy conocemos.
68
Radiación cósmica del fondo de microondas - Créditos: NASA/WMAP 9
En la imagen de arriba se muestra el mapa de temperaturas de la radiación cósmica de fondo
obtenida por el satélite WMAP. Las zonas rojas son regiones más calientes, y las azules las más
frías. La diferencia en temperaturas entre esas dos regiones es de sólo 0.0002ºK, pero esa
pequeña diferencia es suficiente como para dar lugar a la formación de todo el Universo conocido.
Las primeras estructuras en el Universo eran pequeñas. Las estructuras más grandes se fueron
formando después a partir de la fusión de esos objetos primitivos pequeños. Se conoce como
“aglomeración jerárquica” al proceso por el cual las estructuras más grandes se forman a partir de
la continua fusión de las estructuras más pequeñas. Las estructuras que observamos hoy en el
universo (galaxias, grupos de galaxias, filamentos, vacíos) se han formado de esta manera de
acuerdo con la cosmología de materia oscura fría.
Todo lo que observamos en el Universo es
llamado “materia bariónica”. Lo que vemos de
las galaxias, las estrellas, los planetas, los
átomos, todo lo que conocemos en nuestra
vida diaria, forman parte del material
bariónico. Este material representa menos del
5% del contenido material total del universo.
Un 23% del total está formado por lo que se
conoce como “materia oscura”. Esta materia
no emite luz, pero es detectada de manera
indirecta
a
partir
de
los
efectos
Datos de WMAP 9
gravitacionales que ejerce sobre la materia
visible. Las primeras evidencias de la existencia de esta materia salieron de los estudios de las
curvas de rotación de las galaxias espirales (hace falta más materia de la que se ve para
mantener la velocidad de rotación que se observa en las estrellas de las regiones exteriores de
ese tipo de galaxias); otra evidencia irrefutable son las conocidas como lentes gravitacionales,
principalmente alrededor de cúmulos de galaxias (ver imagen del cúmulo Abel 2744 en el capítulo
3 – sección 3: las imágenes azuladas, un poco distorsionadas, son galaxias que se ubican justo
detrás del cúmulo, son visibles desde nuestra posición sólo porque la cantidad de materia
contenida en el cúmulo hace que el espacio se curve, por lo que la luz que viene desde esas
galaxias de fondo en lugar de seguir una línea recta sigue la forma del espacio curvo rodeando al
cúmulo- como una comba. La cantidad de materia visible en ese cúmulo no sería suficiente para
69
producir ese efecto en el espacio, por lo que de allí se infiere la presencia de materia oscura). De
qué está compuesta la materia oscura es todavía un tema de investigación actual. Los modelos
más aceptados predicen que está formada por partículas muy masivas, frías (es decir que se
mueven a velocidades muy por debajo de la velocidad de la luz). Uno de los principales
candidatos son los conocidos como WIMPs (weakly interacting massive particles: partículas
masivas que interactúan débilmente). Los grandes aceleradores de partículas intentan producir
este tipo de partículas y detectarlas con instrumentos muy sensibles.
El restante 72% del contenido material del universo está formado por la “energía oscura”. Es ésta
la responsable de la expansión acelerada del Universo, se la puede pensar de alguna manera
como una “anti-gravedad”. El descubrimiento de que el universo no sólo se expande sino que lo
hace de forma acelerada (y que por lo tanto es necesaria la existencia de la energía oscura para
que ello suceda) fue realizado entre 1994 y 1998 por 3 astrónomos, Perlmutter-Schmidt-Riess, lo
que les valió el premio nobel de Física en 2011. Al igual que la materia oscura, no puede ser
detectada directamente sino de manera indirecta, por ejemplo a través del estudio de supernovas.
Referencias:
http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_cosmo_fluct.html
http://map.gsfc.nasa.gov/news/
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/Cosmic+Microwave+Background
Tamaño y centro del universo: www.youtube.com/watch?v=5NU2t5zlxQQ
Actividades:
http://sac.csic.es/astrosecundaria/libro/talleres/T8%20Expansion%20del%20Universo%20final
%20bis.pdf
70
CAPÍTULO 5: Mirando al cielo
“ El conocimiento científico sólo suma a la emoción,
al misterio, al asombro y a la belleza de una flor”
Richard Feynman (1918 – 1988)
Luego de haber realizado este (breve) recorrido por los diferentes objetos que pueblan el Universo
en el que vivimos, parece aún más tentador salir a observar las maravillas del cielo. Si bien la
observación contemplativa no necesita de ninguna ayuda, cuando queremos salir a mirar objetos
particulares, o nos preguntamos qué clase de objeto es el que estamos mirando, es importante
saber reconocer ciertas particularidades del cielo bajo el cual nos encontramos. Esperamos que
este capítulo les sea de ayuda para iniciarse o profundizar en la observación del cielo nocturno.
5.1 MOVIMIENTO APARENTE DEL CIELO
Nadie duda cuando preguntamos cuál es el movimiento que realiza el Sol en el cielo durante un
día, pero si trasladamos la misma pregunta para cualquier otra estrella, la certeza deja de ser tan
fuerte.
El día y la noche son sólo una consecuencia de la rotación terrestre: a medida que la tierra gira
sobre su propio eje, una cara apunta hacia el Sol (día) mientras que la otra queda alejada del Sol
(noche). Esa rotación la Tierra la realiza en 24hs, girando de Oeste a Este. El movimiento
aparente que le vemos al Sol es como si realizara una vuelta alrededor de la Tierra en 24hs
desde el Este hacia el Oeste.
Y lo mismo es verdadero para cualquier objeto fuera de la Tierra. Vemos el reflejo de la rotación
terrestre en el movimiento aparente de todos los objetos del cielo girando alrededor del eje de
rotación terrestre.
Analicemos cómo se ve el movimiento aparente del cielo desde distintos lugares del mundo.
En los siguientes gráficos representaremos el cielo sobre un observador, las estrellas se ubican
sobre una esfera imaginaria, sobre la que están fijas y es la esfera la que girará, aparentemente
(no es difícil entender por qué las primeras ideas sobre el cielo fueron éstas, ya que es lo que
vemos!!!). Cuando la tierra gira sobre su eje, esa esfera imaginaria parece girar alrededor de la
Tierra en sentido contrario. Las flechas en los gráficos indican la dirección de rotación del
movimiento aparente. Las líneas negras son el camino que sigue una estrella en el cielo debido a
la rotación terrestre: realizan círculos completos alrededor del eje de rotación de la Tierra en 24
horas. El punto imaginario en el que el eje de rotación terrestre corta la esfera imaginaria en la que
reposan las estrellas se llama Polo Celeste (Sur y Norte).
71
Empecemos con un observador parado en la Tierra en el polo
Sur, justo sobre el eje de rotación terrestre. En marrón está
marcado el horizonte del observador (perpendicular al hilo de
una plomada). Todo lo que está por debajo del horizonte del
observador no puede ser observado. Este observador tiene el
polo sur celeste justo sobre su cabeza, por lo que verá que
cada estrella en el cielo realiza un círculo sobre su cabeza: las
estrellas que puede ver no tienen salida y puesta, están todo el
tiempo realizando círculos paralelos al horizonte. Todas las
estrellas que están por debajo de su horizonte, nunca pueden
ser vistas por este observador.
En el caso del Sol, debido a que la tierra se traslada alrededor
de éste, en lugar de realizar un solo círculo, el Sol realiza una
espiral, habiendo épocas en que pasa mucho tiempo sobre el
horizonte (6 meses de día) y otras en las que está por debajo
del horizonte del observador (6 meses de noche).
Hagamos viajar a nuestro observador hasta una posición en la
Tierra como Córdoba. Las estrellas seguirán realizando
círculos alrededor del Polo Sur Celeste, pero en este caso lo
que habrá cambiado es el horizonte del observador (siempre
perpendicular al hilo de la plomada). Ahora el observador
podrá ver que las estrellas siguen describiendo círculos, pero
ya no sobre su cabeza, sino inclinados. Hay estrellas que
aparecen sobre su horizonte y luego vuelven a ocultarse de su
vista. El tiempo que las estrellas están sobre su horizonte
depende de la posición de la estrella, hay algunas que están
muy poquito tiempo sobre el horizonte (ver el tamaño de la
trayectoria negra que es visible para el observador) y otras que
están por más tiempo, inclusive hay algunas estrellas que
nunca se ocultan (las que están más próximas al Polo Sur
Celeste) y otras que siempre están por debajo del horizonte
del observador (las que están más próximas al Polo Norte
Celeste).
Finalmente, traslademos al observador al Ecuador terrestre.
Este observador tiene una visión privilegiada: puede ver tanto
las estrellas que están próximas al Polo Sur Celeste, como las
que están próximas al Polo Norte Celeste, es decir, puede ver
todo el cielo. Todas las estrellas aparecen y se ocultan en el
horizonte, y todas están la misma cantidad de tiempo por
encima y por debajo del horizonte.
72
5.1.1 BUSCANDO EL POLO SUR CELESTE
Un punto de referencia importante para observar el cielo desde el hemisferio Sur es el Polo Sur
Celeste, ya que todos los objetos estarán realizando círculos alrededor de él a lo largo del día.
Hay varios métodos para determinar la posición del Polo Sur Celeste desde el lugar de
observación de cada persona en particular. Las formas más simples son utilizando como
referencia la más pequeña de las 88 constelaciones oficiales, pero también la más famosa del
hemisferio Sur: la Cruz del Sur. Mostraremos a continuación una de esas formas de determinar el
Polo Celeste.
•
Primero necesitaremos ubicar la Cruz del Sur en nuestro cielo. Mirando hacia el punto
cardinal Sur, podremos encontrar en el cielo al menos 4 de las estrellas que conforman
esta constelación en forma de barrilete o cruz. Dado que también esta constelación estará
realizando un círculo alrededor del Polo Sur Celeste (que todavía no sabemos ubicar),
puede que la veamos en distintas posiciones dependiendo de la hora de observación. En
las siguientes imágenes mostramos cómo se ve esta constelación a lo largo de una noche
desde un lugar como Córdoba:
Imágenes generadas con el simulador Stellarium para distintas horas durante una misma noche
73
Dos de las estrellas más brillantes del cielo nocturno, Alfa y Beta del Centauro, son los punteros
de la Cruz del Sur: siempre están señalando hacia ella. Hay un asterismo (conjunto de estrellas
que tienen alguna forma pero no están designadas como una constelación) que luce similar a la
cruz del Sur, está en la misma región del cielo, pero es más grande, y no tiene los dos punteros
que la señalan. Ese asterismo es llamado “Falsa Cruz”, ya que muchas veces es confundido con
la constelación de la cruz:
Ver nuestra página web de Astrónomos Ciudadanos: https://sites.google.com/site/astronomosciudadanos/
•
Una vez que hemos ubicado a la cruz del Sur, podemos empezar a buscar el Polo Sur
Celeste. Trazaremos una línea imaginaria a lo largo del palo mayor de la cruz,
extendiéndola hacia la punta más alejada. Si repetimos sobre esa línea imaginaria 3 veces
y media el tamaño del palo mayor, encontraremos el polo Sur Celeste:
74
Polo Sur Celeste - Imágenes generadas con el simulador Stellarium
De esta manera, ubicamos el punto alrededor del cual todos los objetos del cielo parecen realizar
círculos a lo largo de un día: es la prolongación del eje de rotación terrestre. La proyección sobre
el horizonte del Polo Sur Celeste es lo que determina el punto cardinal Sur.
Aquí les dejamos una fotografía de larga exposición de la región del cielo en donde se encuentra
el Polo Celeste (arriba a la izquierda). En ella puede verse el trazo del movimiento de las estrellas
a lo largo de 2 horas.
75
Créditos: Aldo Mottino - Estación Astrofísica de Bosque Alegre, Córdoba, Argentina
5.2 RECONOCIMIENTO DEL CIELO
Casi todos los objetos que vemos en el cielo a simple vista son estrellas y nebulosas de nuestra
propia galaxia. Las contadas excepciones son: los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y
Saturno; las 2 galaxias enanas llamadas Nubes de Magallanes y la galaxia Andrómeda (en cielos
muy oscuros). Sólo con telescopios es posible observar otras galaxias (como pequeñas nebulosas
blanquecinas).
Como veremos más adelante, nuestro ojo no nos permite ver objetos demasiado débiles. De todos
los objetos del cielo, sólo podemos ver aquellos cuyas brillos sean superiores a un dado límite. En
Astronomía, el brillo de los objetos se mide en magnitudes.
5.2.1 CONTANDO ESTRELLAS
¿Será posible saber cuántos objetos vemos? El número de estrellas que podemos ver depende
principalmente de 2 factores:
1. la magnitud aparente de los objetos (brillo que le vemos desde la Tierra)
2. la calidad del cielo que observamos
– La magnitud aparente: Muchas veces escuchamos la pregunta “¿qué tan lejos se puede ver con
tal instrumento?”, en realidad lo que podemos ver no va a depender exclusivamente de la
distancia a la que se encuentra un objeto, sino también del brillo intrínseco del mismo. La
magnitud aparente es la cantidad de brillo que recibe nuestro ojo, y se define en función del brillo
intrínseco del objeto y de la distancia a la que se encuentra. Así, podremos observar objetos que
76
sean muy débiles intrínsecamente pero que estén muy próximos a nosotros (como los planetas),
pero otros objetos intrínsecamente brillantes (como estrellas gigantes) no podemos verlas porque
se encuentran muy alejadas de nosotros.
La escala que se utiliza para medir las magnitudes aparentes tuvo su origen en la antigua Grecia,
en donde se dividieron las estrellas visibles a simple vista en 6 magnitudes: a la estrella más
brillante visible en Grecia se les asignó una magnitud m=1, mientras que a la más débil se le
asignó una magnitud m=6, este último es aproximadamente el límite que puede ver el ojo humano
(sin ayuda de telescopios).
En la escala de magnitudes
aparentes, un objeto de
magnitud 1 es 100 veces
más brillante que un objeto
de
magnitud
6.
Este
método,
algo
primitivo,
luego fue formalizado por
Pogson, y se extendió a
todos los objetos del
universo,
por
lo
que
podemos encontrar objetos
más brillantes que magnitud
1 y más débiles que 6 (por
ejemplo la estrella Sirio
tiene una magnitud -1.5 y
los grandes telescopios
como el telescopio espacial
Hubble
han
observado
estrellas con magnitud +30)
Créditos: Universidad de Cornell http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/mag_apparent.htm
La ley de Pogson establece la relación entre la diferencia de magnitudes y la diferencia entre
brillos de los objetos “i” y “j”:
mi - mj = -2,5 log(bi/bj)
Entonces podemos, por ejemplo, averiguar cuántas veces más brillante es un objeto que tiene una
magnitud 1 con respecto a un objeto que tiene magnitud 2:
77
1-2= -2,5 log(b1/b2) de donde → b1/b2= 100,4 → b1/b2 = 2,511
Es decir: una estrella con magnitud 1 es 2,511 veces más brillante que una estrella con magnitud
2. Podemos hacer el mismo ejercicio con el Sol y la estrella Sirio, que es la estrella más brillante
del cielo nocturno:
(-1,5) - (-26,8) = -2,5 log(bSirio/bSol) → bSirio/bSol = 10-10,1 = 7,9 x 10-11 = 1/13.200.000.000
Es decir que Sirio parece 13.200.000.000 veces más débil que el Sol. Pero Sirio es en realidad
mucho más brillante que el Sol, sólo que está mucho más distante por eso aparenta ser más débil.
– La contaminación lumínica: En una noche perfectamente despejada, desde un lugar
completamente oscuro, el ojo humano es capaz de detectar objetos más brillantes que magnitud 6
o 6,5.
Sin embargo, en la actualidad es muy difícil encontrar lugares en los que no exista ningún tipo de
contaminación lumínica. Las luces de las ciudades no nos permiten admirar completamente
nuestro cielo, y la atmósfera también se lleva su parte ya que refleja la luz emitida desde las
ciudades. Varios proyectos internacionales se han llevado a cabo para concientizar a la sociedad
en este sentido, el más emblemático es el programa “Globe at Night”, en el que todos los años se
invita al público en general a caracterizar su cielo nocturno, y “Dark Skies” que proponen
soluciones simples para lograr mantener los cielos oscuros, al mismo tiempo que se genera
conciencia en el ahorro de energía.
¿Cuánto vemos de nuestro cielo?
Podemos entonces ahora preguntarnos hasta qué magnitud somos capaces de observar en
nuestro cielo. Para esto podemos tomar mapas del cielo como referencia. Estos mapas de una
pequeña región alrededor de una constelación conocida nos muestran todas las estrellas
existentes en esa región hasta una dada magnitud.
Más abajo incluimos un ejemplo tomando la constelación de la Cruz del Sur (descargar desde
http://bit.ly/16pbPVi o
http://www.globeatnight.org/pdf/GaN2013_FamilyActivityPacket_Crux_Spanish.pdf
en verano tal vez prefieran utilizar la constelación de Orión:
http://www.globeatnight.org/resources/GaN2014_ActivityGuides_Spanish_S/GaN2014_ActivityGui
de_Orion_S_Spanish.pdf o directamente en internet en http://www.globeatnight.org/es/webapp/)
78
Lo único que tenemos que hacer es
comparar el cielo sobre nuestra
cabeza con las imágenes patrón,
hasta determinar cuál de ellas se
parece más a lo que nosotros
observamos. Es recomendable
observar el cielo en noches sin luna,
durante unos 30 minutos, que es el
tiempo que nuestro ojo necesita
para adecuarse completamente a la
oscuridad. Prestar atención a cuáles
estrellas podemos identificar y qué
tan brillantes las vemos.
Una vez que identificamos cuál es la
imagen que más se le parece, ya
sabemos hasta qué magnitud somos
capaces de ver (en el extremo
inferior derecho de cada imagen
aparece un número que nos indica
que podemos ver estrellas más
brillantes que ese número)
¿Cuántas estrellas vemos?
Sabiendo con los ejercicios anteriores hasta qué magnitud somos capaces de ver, podemos
estimar cuántas estrellas podemos ver en todo el cielo. El número promedio de estrellas hasta una
dada magnitud por grado cuadrado se calcula como:
log(Nm)=-0,0003 x m3 + 0,0019 x m2 + 0,484 x m - 3,82
Por ejemplo, supongamos que tenemos un cielo excelente y vemos todos los objetos hasta
magnitud 6, entonces el número de estrellas por grado cuadrado nos da:
log(N6)= -0,912, por lo que N6= 0,12 estrellas por grado cuadrado.
Si consideramos que todo el cielo tiene en total 41.253 grados cuadrados, entonces el Número
total de estrellas será 0,12*41.253=5.047. Ya que no vemos todo el cielo sino, con suerte, sólo la
mitad de él, podemos decir que vemos 2.524 estrellas.
Otro ejemplo, si nuestro cielo es de magnitud 3 (como pasa en la mayoría de las ciudades) la
cuenta anterior nos da: log(N3)=-2,359 de donde N3=0,0044. Entonces en nuestra mitad del cielo
vemos 0,0044*41.253/2=90 estrellas...
79
Esa es la diferencia entre observar desde el campo u observar desde la ciudad: hay miles de
estrellas que no podremos ver debido a la contaminación lumínica!!!
La siguiente es una tabla con el número promedio de estrellas que pueden observarse en un
hemisferio de acuerdo con la magnitud límite:
Magnitud límite
Número de
estrellas
visibles
10 (binoculares)
167.658
9
61.042
8
21.599
7
7.458
6 (ojo humano)
2.524
5
840
4
276
3 (grandes ciudades)
90
2
29
1
10
5.2.2 CONSTELACIONES
Una constelación es una figura imaginaria que se traza en el cielo uniendo estrellas para formar
imágenes que reconocemos de nuestra vida cotidiana, similar a lo que hacemos cuando
buscamos formas en las nubes. Habrán notado que entre las constelaciones más populares, como
las llamadas del zodíaco, no aparecen el ñandú o la llama. Por supuesto, porque las
constelaciones que conocemos como el zodíaco fueron imaginadas por los griegos que no veían
ñandúes, llamas ni elefantes en su vida cotidiana. Otras culturas, como la china imaginaron ratas,
dragones o serpientes; los mocovíes veían ñandúes, yacarés y árboles de algarrobo. Pero no son
esas las constelaciones que heredamos en nuestra cultura actual, sino las griegas, y es por eso
también que en general encontraremos las figuras en el cielo “patas para arriba” y si consultamos
sus historias de la mitología, encontraremos referencias a las estaciones y observación desde el
Hemisferio Norte.
Las estrellas que conforman una constelación no están ligadas entre ellas, en realidad se
encuentran separadas por cientos o miles de años luz, y sólo por un efecto de proyección y un
efecto psicológico llamado pareidolia, nos parece que formaran figuras en el cielo. Por ejemplo, en
la imagen que sigue se muestra un dibujo de la distribución de estrellas que conforman la
constelación de Orión:
80
Orión visto en 3D - Créditos: Mark A. Garlick - http://www.space-art.co.uk/spaceart/recent/distance-to-orion.html
La estrella de la constelación de Orión que es la más cercana a la Tierra, Bellatrix, está a 240
años luz de distancia, mientras que la más alejada, Meissa, está a 1300 años luz de distancia. De
hecho, las estrellas más cercanas de Orión están en realidad más próximas al Sol que a los
miembros más distantes de la misma constelación!!!
Sin embargo, conocer la ubicación de las constelaciones en el cielo nos puede servir como
referencia para encontrar objetos interesantes para la observación o para señalar una dirección en
particular. El cielo se encuentra dividido en 88 constelaciones oficiales. Algunas de ellas pueden
ser observadas desde casi todo el mundo, pero otras son sólo visibles desde el hemisferio Sur (ej:
Cruz del Sur) y otras sólo desde el hemisferio Norte (ej.: Osa menor)
5.2.3 DISTANCIAS Y TAMAÑOS EN EL CIELO
Así como puede ser de utilidad ubicar algunas constelaciones en el cielo para utilizarlas como
referencia, también es interesante saber dar medidas angulares en el cielo, así por ejemplo a
veces decimos que “venus y la luna estarán en conjunción separados por menos de 5°” o “la
estación espacial pasará a 2° de júpiter”, aquí veremos cómo podemos calcular esa distancia
angular sin necesidad de ningún instrumento sofisticado.
El tamaño aparente de los objetos y las distancias entre ellos se describen con mediciones
angulares. Esto es importante porque los objetos en el cielo a menudo están a distancias muy
diferentes. Por ejemplo, el Sol es 400 veces más grande que la Luna. También está 400 veces
más distante, por lo que parece ser del mismo tamaño que la Luna llena, es decir, tiene el mismo
tamaño angular.
El sistema de medición angular utilizado por los astrónomos se basa en la división del círculo. El
círculo se divide en 360 grados. Los grados se dividen en 60 minutos de arco, y cada minuto se
divide en 60 segundos de arco.
81
El Sol y la Luna tienen un diámetro angular de alrededor de medio grado (30 minutos). Para
comparar, un segundo de arco es el tamaño aparente de una moneda vista a una distancia de 4
km.
La foto muestra cómo se puede utilizar la mano para hacer estimaciones aproximadas de tamaños
angulares. Con el brazo extendido, el dedo meñique es de aproximadamente 1 grado de ancho, el
puño es de unos 10 grados de diámetro, etc.
Créditos: Chandra X-ray Observatory
El diámetro angular es proporcional al diámetro real dividido por la distancia. Si cualquiera de
estas dos cantidades se conoce, la tercera puede ser determinada. Por ejemplo, si un objeto se
observa que tiene un diámetro aparente de 1 segundo de arco y se sabe que está a una distancia
de 5000 años luz, se puede determinar que el diámetro real es 0,02 años luz. Pero esto lo
dejamos para la clase de trigonometría.
82
5.2.4 NO TODO LO QUE BRILLA ES ESTRELLA
Ya mencionamos anteriormente que además de estrellas, podemos ver a simple vista algunas
nebulosas (la más fácil de ubicar es la nebulosa de Orión, ubicada en la espada del cazador,
próxima al cinturón también llamado “tres marías”), algunos planetas, cúmulos estelares (como
Omega Centauri) y, con algo de suerte, hasta 3 galaxias. Y por supuesto, un satélite natural:
nuestra Luna.
Pero muchas veces observamos otros objetos que no se encuadran en ninguno de estos.
– Tal vez los más famosos son los cometas, aunque no mucha gente ha tenido la suerte de
observar uno muy llamativo. Como vimos en el 1er capítulo, los cometas presentan 2 colas, están
en órbita alrededor del sol, y sus colas son más pronunciadas a medida que se aproximan al Sol.
Algunas veces, es posible observarlos desde la Tierra en sus pasajes cercanos al Sol, por lo que,
a los cometas los encontraremos muy próximos a donde se encuentre el Sol: antes del amanecer
hacia el Este o después del atardecer hacia el Oeste. Un cometa no se desplaza en el cielo,
debido a que pasa a muchísimos kilómetros de la Tierra. Sólo le veremos el mismo movimiento
que a los planetas y estrellas, es decir: reflejando la rotación terrestre.
– Pequeñas luces en lento movimiento que atraviesan el cielo o desaparecen de golpe, también
suelen llamar nuestra atención. Ésos son algunos de los más de 1000 satélites artificiales que
orbitan la Tierra. Tal vez el más emblemático es la estación espacial internacional (ISS), un
laboratorio de 100 metros de largo, que alberga a 6 astronautas y está girando alrededor de la
Tierra a 400km de altura sobre la superficie a una velocidad de 28mil kilómetros por hora (15
vueltas a la tierra en 1 día – 15 amaneceres y atardeceres por día!!!). La ISS puede verse tan
brillante como el planeta Júpiter. Pero, los verdaderamente espectaculares son los satélites
Iridium, una verdadera flota de 66 grandes satélites (destinados a telefonía móvil internacional)
que desde hace más de una década no hacen más que sorprender, y hasta atemorizar, a
incontables testigos en el campo, en la ruta, en la montaña, en el mar y hasta en plena ciudad. No
sólo de noche, sino también a plena luz del día. Los Iridium siempre cumplen la misma rutina:
aparecen en el cielo como simples puntitos de luz en movimiento, como cualquier satélite. Pero de
pronto, empiezan a subir de brillo más y más, hasta producir un impresionante flash. Un fogonazo
puede ser hasta unas 40 veces más brillante que el mismísimo Venus. Inmediatamente después,
empiezan a palidecer, hasta que desaparecen por completo, luego de haber recorrido 30 o 40
grados en el cielo. Todo en cuestión de medio minuto. El fabuloso truco de los flashes de los
Iridium tiene una explicación: estos satélites llevan dos paneles solares plateados, del tamaño de
una puerta. Y esos paneles actúan como espejos, que reflejan la luz solar.
– Otros fenómenos que suelen llamar la atención son las “estrellas fugaces”. Como ya se
imaginarán (sobretodo después de haber leído sobre el tamaño de las estrellas), las estrellas
fugaces no son realmente estrellas que se caen sobre la Tierra!!! El nombre específico es
“meteoro”. Un meteoro es un fenómeno luminoso que es visible cuando una partícula ingresa a la
atmósfera terrestre y se quema. Diariamente, la Tierra es bombardeada por 100 toneladas de
polvo, fragmentos de roca, hierro y hielo interplanetario. La mayor parte de ese material cae en los
océanos (que cubren el 75% de la superficie terrestre). Pero a veces, esa basura cósmica puede
ser vista entrando a la tierra desde zonas pobladas. Generalmente se trata de partículas de
tamaños que van desde menos que un grano de arena hasta el tamaño de un poroto, pero las
velocidades con las que ingresan a la Tierra van desde 20mil a 200mil kilómetros por hora. Esa
alta velocidad provoca fricción con la atmósfera, se calientan, brillan y pueden dejar estelas
83
luminosas, eso es lo que llamamos meteoro. En general, sólo duran unos pocos segundos antes
de desintegrarse completamente, dada la alta velocidad con la que se mueven, pero si algo
alcanza la superficie terrestre, como mucho lo hace en 30 segundos.
Las particulas que ingresan
a la atmósfera reciben el
nombre de meteoroides,
algunas pueden llegar a
tener hasta 10 metros de
diámetro. Son restos de
cometas,
asteroides
y
material remanente de la
formación
del
sistema
solar, con los que la Tierra
se
encuentra
mientras
realiza
su
trayectoria
alrededor del Sol. Hay
épocas en las que un
número considerable de
rocas
ingresa
a
la
atmósfera
desde
una
dirección determinada. Eso
es lo que se conoce como
“lluvia de estrellas”, es
cuando la tierra pasa sobre
los restos dejados por el
paso de algún cometa
sobre su órbita. Casi todos
los meses se produce una
lluvia
de
estrellas
específica, cuyos nombres
están relacionados con la
constelación desde la cual
parecerían
salir
los
meteoros (por ejemplo, las
oriónidas,
leónidas,
acuáridas, etc). Pueden
encontrar
una
lista
completa por mes de las Créditos: Vincent Perlerin - AMS - 2013
lluvias en http://es.wikipedia.org/wiki/Anexo:Lluvias_de_meteoros o en la aplicación para android
“Meteor Shower Calendar”.
Las partículas pueden tener diferente composición química, por lo que al interactuar con la
atmósfera podemos ver los meteoros de distintos colores, o inclusive algunos se convierten en lo
que se conoce como bolas de fuego. Algunas de estas partículas pueden producir una explosión
en su caída, es lo que denominamos bólido. Si algún fragmento de esas partículas alcanza la
superficie terrestre, a ese pedazo de roca en el suelo es a lo que se le llama “meteorito”. El
recorrido de la caída de objetos en la atmósfera dura menos de 30 segundos, algunos bólidos
pueden dejar estelas que pueden durar algunos minutos.
84
Otra veces, las bolas de fuego son de origen artificial: hay cientos de toneladas de chatarra
espacial orbitando a la Tierra, satélites abandonados, fragmentos de cohetes, herramientas
perdidas por los astronautas, bulones, tuercas, etc. Es basura que tarde o temprano cae hacia la
atmósfera terrestre y se quema.
En la siguiente imagen compartimos información sobre la llamada “basura espacial”:
Créditos: European Space Agency (ESA)
Referencias:
http://www.pagina12.com.ar/diario/suplementos/futuro/13-1752-2007-07-28.html
http://www.astroentrerios.com.ar/site/index.php?
option=com_content&task=view&id=593&Itemid=70&limit=1&limitstart=0
85
5.2.5 DE METEORITOS Y OTRAS YERBAS
En la sección anterior aclaramos que lo que se llama meteorito es el pedazo de roca que
efectivamente llega a la superficie de la Tierra. A continuación compartimos una serie de
preguntas frecuentes y sus respuestas sobre este tema.
¿Cuántos meteoritos se han encontrado?
De acuerdo con el “boletín de ciencia meteorítica y planetaria”, desde el año 2500 a.C hasta
ahora, cientos de miles de meteoroides han ingresado a la atmósfera y han llegado hasta la
superficie de la Tierra (meteoritos). De esos, 45.716 han sido registrados (encontrados o
detectados por instrumentos o personas), y sólo 1.107 han sido atestiguados por personas
mientras iban cayendo. En general, los meteoritos que han sido vistos mientras caían, están
registrados en regiones muy pobladas de la Tierra, como Japón o el norte de India.
En la siguiente página hay una interesante aplicación en la que pueden ver en una línea de tiempo
la distribución de los 1.107 meteoritos que fueron vistos mientras caían: http://bolid.es/ . Si hacen
click en una fecha cualquiera, les dará el nombre del meteorito, el lugar en el que cayó, y la
composición del mismo. También, en la misma página, más abajo pueden ver una lista (vertical)
de los 20 meteoritos más grandes encontrados. Los listados en la columna izquierda no tuvieron
testigos presenciales, y los de la derecha sí. Pueden ver en esa lista al meteorito “Campo del
Cielo” encontrado en el Chaco Argentino, el cual cayó en 1576 y pesaba 50 toneladas.
86
¿Lo que acabo de ver por mi ventana será un meteorito?
Muchas veces recibimos preguntas desde distintos lugares sobre el avistamiento de algún posible
meteoro. Quienes alguna vez nos hicieron esa pregunta, probablemente no quedaron satisfechos
con la respuesta “no vimos ni escuchamos al respecto”. Con esa respuesta no les estamos
diciendo “estás alucinando”, lo que pasa es que la mayoría de los fenómenos de este tipo sólo son
visibles localmente y duran menos de 30 segundos, por lo que es bastante fortuito el poder
observarlos. Es recomendable tratar de registrar lo más claramente posible la dirección en la que
vieron el haz de luz, así al menos otros observadores pueden verificar si se trataba del mismo
fenómeno. Anotar la hora, la duración, el color, la dirección (puntos cardinales, o referencias con
las estrellas) en la que apareció y la dirección a la que se dirigía.
En general, los meteoros que avistamos no llegan a ser meteoritos.
Muchas veces la gente confunde aviones a chorro vistos al amanecer o atardecer en la dirección
del sol, por la forma en que los rayos solares iluminan la estela del avión. Una manera simple de
distinguir un fenómeno meteorológico/astronómico de un objeto terrestre es básicamente la
duración de los eventos: los objetos que ingresan a la atmósfera se mueven a muy altas
velocidades por lo que demoran menos de 30 segundos en desvanecerse (o llegar a la superficie).
¿Cómo saber si la roca que encontré es un meteorito?
Lo ideal es llevarla a analizar a algún centro de geología o museo. Pero hay unas cuantas pistas
que podemos tener en cuenta antes de llevar cualquier piedra que encontremos en nuestro jardín.
Algunas de las características que presentan los meteoritos son:
* corteza de fusión: la mayoría de los meteoritos presenta una corteza cenicienta, resultado de
que la capa externa se derrite al atravesar la atmósfera
* regmagliptos: la superficie de un meteorito es generalmente suave, pero a menudo tiene
depresiones y cavidades como si fueran huellas digitales en la arcilla húmeda.
* metal hierro-níquel: La mayoría de los meteoritos contienen al menos un metal de hierro (en
realidad una aleación de hierro y níquel). Se les puede ver el metal brillante en alguna superficie
rota. Meteoritos sin metal son extremadamente raros y tienen que tener algunas de las otras
características de los meteoritos para poder identificarlos como tales. Los meteoritos de hierro
tienen un interior plateado sin agujeros o cristales. Los meteoritos pétreos son aproximadamente
la mitad de metal, y la otra mitad de cristales verdosos o naranjas. Meteoritos rocosos contienen
pequeñas motas de metal que se distribuyen de manera uniforme en todo el meteorito. El metal en
un meteorito tiene la característica inusual de que contiene hasta 7% de níquel. Esta es una
prueba definitiva de un meteorito, pero requiere un análisis químico o grabado ácido para
detectarlo.
* Densidad: una densidad inusual es uno de los rasgos más característicos de los meteoritos. No
es suficiente decir que la roca es pesada. La densidad es qué tan pesada es la roca para su
tamaño (medir el peso y el volumen) en comparación con otras rocas de la Tierra. Los meteoritos
de hierro son 3,5 veces más pesados que las rocas terrestres ordinarias del mismo tamaño,
mientras que los meteoritos pétreos son 1.5 veces más pesados. Esta prueba es útil, pero no es
definitiva, ya que fragmentos de materiales artificiales, rocas minerales, el subproducto de
procesos industriales y los óxidos de magnetita y hematita de hierro, también son comunes en
todo en todo el mundo y con frecuencia son densos y metálicos.
* Magnetismo: La mayoría de los meteoritos contienen un metal de hierro-níquel y atraen un imán
fácilmente. Se puede usar un imán común de la heladera para probar esta propiedad. Además de
los meteoritos que contienen hierro, hay materiales artificiales y de origen natural de la Tierra que
87
son magnéticos y son fácilmente confundidos con los meteoritos. La magnetita y hematita son
minerales que contienen hierro común que a menudo se confunden con los meteoritos. Se puede
hacer la prueba del rayón para diferenciarlo (ver más abajo).
* Cóndrulos: Los meteoritos más comunes que caen en la Tierra son llamados condritas. Estos
son meteoritos rocosos que contienen pequeñas bolas de material pétreo llamados cóndrulos que
son alrededor de un milímetro de ancho. Es necesario romper el meteorito para ver los cóndrulos.
¿Cómo saber si la roca que encontré NO es un meteorito?
No siempre es fácil identificar un meteorito incluso utilizando las propiedades descritas
anteriormente debido a que algunas características son compartidas por rocas terrestres comunes
y materiales hechos por el hombre. Veamos algunas áreas donde la confusión puede surgir.
* Forma esférica: Los meteoritos casi nunca son perfectamente redondos o esféricos, y rara vez
son aerodinámicos. Por lo general son muy irregulares en apariencia
* Burbujas o agujeros: Muchas personas creen que los meteoritos tienen la apariencia de haber
sido fundidos, tal vez con una apariencia espumosa o burbujas en su superficie. Sin embargo,
este no es el caso. La porción exterior de un meteorito, la corteza de fusión, es lisa o tiene los
regmagliptos característicos (huellas digitales) descritos anteriormente. Sin embargo, muchas de
las rocas ígneas terrestres son porosas y tienen agujeros en ellos. Estos agujeros o "vesículas"
fueron producidos por las burbujas de gas que se formaron en el magma que se desató. Si usted
encuentra una roca que es porosa o contiene vesículas es una roca terrestre.
*Cristales: Si hay cuarzo (un cristal blanco transparente o lechoso) no es un meteorito. El cuarzo
se produce en la tierra en las rocas evolucionado en los márgenes de placas, en cambio, otros
cuerpos planetarios como los asteroides no tienen este tipo de configuración y no producen
cristales de cuarzo de gran tamaño. Si hay otros cristales o granos de colores brillantes en la roca,
probablemente no es un meteorito. Si hay una estructura cristalina visible puede que no sea un
meteorito. Esto no es concluyente debido a que algunos de los meteoritos más raros tienen una
estructura cristalina. Sin embargo, los meteoritos más comunes no la tienen a menos que se
analicen con un microscopio.
* Calor o radiactividad: La mayoría de los meteoritos están fríos cuando llegan a la superficie de la
Tierra y no incendian el suelo. Su viaje a través de la atmósfera es corto y el calor de fricción que
quema el exterior no llega a calentar el interior del meteorito.
Los meteoritos están hechos de los mismos elementos y minerales que las rocas terrestres y no
son más radiactivos que las rocas terrestres, por lo que no se pueden encontrar con un contador
Geiger (medición de radioctividad).
* Traza: se le llama a la marca que puede dejar una roca, como un crayón. Los azulejos comunes,
como los del baño o la cocina, tienen una cara porosa que se pega a la pared cuando se instala.
Tomen la muestra que piensan que es un meteorito y rayen con fuerza en la parte porosa del
cerámico. Si deja una raya gris/negro entonces la muestra es casi seguro que es magnetita, y si
se deja una raya roja/marrón es casi seguro que sea hematita. Un meteorito, a menos que sea
uno muy muy degradado, no va a dejar una raya en el azulejo.
* Otros tipos de metal: La actividad humana ha producido objetos hechos de hierro puro durante
siglos, por lo que es posible confundir estos productos del hierro hechos por el hombre con
meteoritos. La principal diferencia entre el hierro producido por la actividad humana y el hierro
meteorítico es la presencia del elemento níquel. Los meteoritos metálicos contienen por lo menos
algo de níquel, mientras que los objetos metálicos hechos por el hombre en general no lo tienen.
Un análisis especializado de la estructura interna y composición química dará las pruebas
definitivas.
88
Referencias:
http://bolid.es/
http://www.lpi.usra.edu/science/kring/epo_web/meteorites/tests-s.html
http://www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php
http://meteorite.unm.edu/meteorites/meteorite-museum/how-id-meteorite/
http://www.nhm.ac.uk/nature-online/space/meteorites-dust/index.html
http://www.meteorites.com.au/found.html
5.3 RECOMENDACIONES PARA LA OBSERVACIÓN DEL CIELO
Muchas veces que invitamos a la observación del cielo, nos preguntan qué tipo de telescopio les
podemos aconsejar. La respuesta, en general, es siempre la misma: no recomendamos la compra
de telescopios como primer paso para la observación del cielo. Existen varias etapas previas a la
observación por telescopios que es importante que las superen, para no frustrarse cuando vayan
a querer usar un telescopio, y por supuesto, es necesario mucho asesoramiento antes de invertir
en un telescopio (hay muchos grupos de aficionados y foros de aficionados a la astronomía en el
país que van a poder contarles desde la experiencia personal cuáles son los mejores equipos para
empezar). Haremos una síntesis a continuación con algunos consejos para disfrutar de la
observación del cielo, con o sin instrumentos, y las características que tienen que tener en cuenta
a la hora de decidirse a invertir en algún equipo de observación.
5.3.1 OBSERVACIÓN A SIMPLE VISTA
La primera etapa, y tal vez la más importante, es la observación a simple vista. Aunque les
parezca demasiado simple, es importante que adquieran cierto conocimiento del cielo para poder
ubicar luego otros objetos sólo visibles con telescopios.
Es bueno entender cómo funciona nuestro ojo para sacar el máximo provecho en la observación
nocturna. Nuestro ojo es un instrumento óptico que detecta luz. Su función es transformar la
energía lumínica que recibe en señales eléctricas que son enviadas a nuestro cerebro. Posee una
lente llamada cristalino que es ajustable según la distancia, un diafragma que se llama pupila cuyo
diámetro está regulado por el iris y un tejido sensible a la luz que es la retina. La luz penetra a
través de la pupila, atraviesa el cristalino y se proyecta sobre la retina, donde se transforma
gracias a unas células llamadas fotorreceptoras en impulsos nerviosos que son trasladados a
través del nervio óptico al cerebro. En la retina están los conos y bastones, que son los receptores
de la luz. Sólo pueden captar un rango muy pequeño del espectro electromagnético que es la
región que llamamos “luz visible”. Los conos están concentrados en el centro de la retina, mientras
que los bastones abundan más en la periferia de la misma. Cada ojo humano dispone de 7
millones de conos y 125 millones de bastones. Los conos funcionan de día y en ambientes
iluminados, hacen posible la visión de los colores. Los bastones, en cambio, se activan en la
oscuridad, y sólo permiten distinguir el negro, el blanco y los distintos grises.
Entonces, para la observación nocturna se hace uso principalmente de los bastones que
funcionan en la oscuridad y son muy numerosos. Pero dado que se distribuyen hacia afuera del
centro de la retina, en general nuestro ojo es mucho más eficiente para detectar objetos en la
oscuridad con la visión periférica (o “el rabo del ojo”), es decir sin enfocar nuestra vista justo sobre
el objeto que queremos ver, sino levemente hacia un costado del mismo. Así es como por lo
general detectamos las estrellas fugaces (notamos un movimiento en la periferia de donde
estamos mirando), también las Nubes de Magallanes se observan mejor si desviamos levemente
89
nuestra vista hacia un costado, o los cúmulos globulares visibles a simple vista como Omega
Centauri, o las nebulosas como la nebulosa de Orión: “mirando de refilón”. Además, dado que los
bastones no son sensibles a los colores, la mayoría de los objetos que observaremos de noche
los veremos en blanco y negro (salvo que focalicemos la vista para activar los conos).
Otro punto importante que tenemos que tener en cuenta es que la puerta de entrada de la luz a
nuestro ojo es la pupila. Si la luz es intensa, la pupila se contrae; si la luz es escasa, la pupila se
dilata. Lo ideal es tener la pupila dilatada para que mayor cantidad de luz de los objetos del cielo
ingrese a nuestro ojo. La pupila se contrae mucho más rápido de lo que se dilata, por eso es
recomendable dejar que nuestro ojo se adapte a la oscuridad y esperar 15 minutos sin luz intensa
para empezar la observación. Si por algún motivo necesitamos usar linternas, es conveniente que
tengan luz roja que no afecta tanto la visión (podemos cubrirlas con papel celofán rojo).
Para esta primer etapa, una muy buena herramienta es utilizar un simulador del cielo, hay varios
que son excelentes y lo mejor de todo es que la mayoría de ellos son gratuitos (por ejemplo
Stellarium http://www.stellarium.org/es/ para computadoras, o Sky Maps para celulares con
androind+gps+giroscopio+acelerómetro) o algún planisferio celeste que lo pueden construir
ustedes mismos (http://educa-ciencia.com/planisferio-doble-cara.htm). Les dejamos aquí algunos
consejos/tareas para realizar para empezar la observación sistemática del cielo:
– Reconocer los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno
– Observar la variación diaria de la fase de la Luna y sus horarios de salida/puesta
– Reconocer los movimientos del cielo
– Aprender a ubicar a las estrellas más brillantes del cielo (reconocer por lo menos 10 estrellas es
un buen punto de partida), en qué dirección aparecen, cuál es la máxima altura que alcanzan en el
cielo, etc
– Reconocer al menos 5 constelaciones, sus horarios, épocas del año, pueden complementar esta
etapa aprendiendo algunas de las leyendas de la mitología a la que deben sus nombres, suele ser
más fácil para luego encontrar las formas en el cielo y entretenido para compartir con amigos:
http://on.fb.me/KRREa3
– Aprender los horarios de salida y puesta de diferentes objetos (y los objetos que no se ponen
nunca!)
– Recordar la época del año en la que veremos a unos u otros (estrellas/planetas/constelaciones)
– Seguir el movimiento de satélites, de la estación espacial, de la flota de satélites iridium
( pueden obtener las predicciones de los pasajes a través de una aplicación gratuita para android:
ISS detector, o en internet: http://iss.astroviewer.net/observation.php; http://www.heavensabove.com/)
– Recordar algunas de las lluvias de estrellas y salir a cazar unos cuantos meteoros (pueden
consultar los avisos de las próximas lluvias en la aplicación gratuita para android “Meteor Shower
Calendar”)
Finalmente, algunos consejos generales para mejorar la experiencia de la observación nocturna:
– elegir la noche de observación de acuerdo con las condiciones climáticas, consultar con el
pronóstico del clima antes de planificar la salida.
– elegir la fase de la Luna adecuada para que no moleste a la observación si estamos interesados
en ver otros objetos (fase nueva o menguante son las más adecuadas si no nos interesa la Luna,
o fase llena y creciente si queremos observar características y movimientos de la Luna).
– elegir un lugar de observación con poca contaminación lumínica. El lugar ideal es lejos de las
luces de las ciudades (en realidad, el lugar ideal es fuera de la atmósfera terrestre, pero
probablemente ninguno de nosotros consiga llegar allí!!!). Muchas veces no tenemos la posibilidad
90
de trasladarnos lejos de la ciudad, por lo que en lugar de pensar en el lugar ideal, decidimos ir por
“el lugar posible”, y el patio de casa se convierte en ese lugar. Podemos asegurarnos de apagar
las luces circundantes y pedirles a los vecinos que también lo hagan aunque sea por un par de
horas. Si eso tampoco es posible, lo mejor es elegir el lugar más oscuro de nuestro propio patio.
– en la primera salida, es recomendable evaluar la calidad de su cielo para saber hasta qué
magnitud serán capaces de observar (ver sección anterior), y así seleccionar los objetos en base
a lo que podrán observar.
– elementos útiles que deberían formar parte de su kit del observador: linterna con luz roja;
simulador del cielo o planisferio celeste, cuaderno de notas y lápiz para anotar los movimientos del
cielo, si pueden un láser de luz verde de 50MW o más puede ser muy útil para señalar en el cielo,
repelente de mosquitos, abrigo, mates y paciencia.
5.3.2 OBSERVACIÓN CON BINOCULARES
Finalizada la primer etapa, es un buen momento para pensar en invertir en su primer instrumento
óptico: unos binoculares. Con binoculares de 7x50 o de 10x50 van a poder observar cúmulos
estelares, algunas nebulosas brillantes. Con binoculares de este tipo podremos ver unas 50 veces
más objetos de los que vemos a simple vista. Por ejemplo, recorrer con binoculares en invierno el
brazo de la Vía Láctea es un estallido de emociones por la cantidad de objetos que podremos
observar. En cuanto a presupuesto, unos binoculares cuestan aproximadamente la cuarta parte de
lo que cuesta un telescopio.
En la siguiente figura se compara la magnitud límite que podemos llegar a observar con
binoculares con la magnitud límite que se puede ver a simple vista. Retrocediendo a la sección
anterior, podemos calcular cuántos objetos más podremos ver con nuestros binoculares:
Créditos: José R. Torres - http://www.uv.es/jrtorres/binoculars.htm
91
Siempre encontraremos las referencias a los binoculares con 2 números, por ejemplo: 7x50 o
10x50, etc. El primer número es lo que se le llama “aumentos” y el segundo número es el diámetro
de cada lente expresado en milímetros. Lo importante de unos binoculares es el cociente entre
esos dos números: si los dividimos obtenemos la medida de la “pupila de salida” del binocular: por
ejemplo, unos binoculares de 10x50 tienen una pupila de salida de 50/10=5 milímetros. Es
conveniente que la pupila de salida del binocular sea similar en tamaño a la pupila de nuestro ojo.
La pupila humana dilatada en la oscuridad mide entre 5 y 7 milímetros.
También es importante tener en cuenta el peso de los binoculares, sobre todo si planeamos pasar
mucho tiempo escudriñando el cielo con ellos. Los binoculares de 50mm de diámetro no suelen
pesar más de 1kg, son totalmente manejables. Si pensamos en binoculares con mayor diámetro,
es recomendable también pensar en un trípode para sostenerlos.
¿Qué objetos interesantes se pueden observar con binoculares?
Los cúmulos estelares (muchos objetos Messier) son los primeros que descubrirán fácilmente con
binoculares pequeños, es interesante complementar la observación con información específica de
cada uno de los objetos con los que nos topamos. Nuevamente, los simuladores del cielo serán de
muchísima utilidad para reconocer qué tipo de objeto es el que estamos observando, o para salir a
buscar un objeto en particular (antes, verificar la magnitud límite del objeto que queremos
observar).
A continuación, les dejamos una lista de enlaces donde se mencionan distintas virtudes de los
binoculares, y los objetos específicos que pueden ser observados dependiendo del tamaño de
binoculares que utilizen:
http://astroptika.com/informacion-y-soporte/que-puedo-ver-con-mis-binoculares/
http://espanol.earthsky.org/guias-astronomicas/los-mejores-10-consejos-para-usar-binocularespara-ver-las-estrellas
http://www.cielosur.com/notas_anteriores/paseo1.php
http://www.uv.es/jrtorres/binoculars.htm
http://www.espacioprofundo.com.ar/foros/comparativa-diferentes-binoculares-t23751.html
– Recién después de que se hayan "aburrido" de explorar el cielo de esta manera, pueden salir a
buscar el telescopio que más se adecue a su presupuesto, a sus intereses (a esta altura ya van a
tener más claro qué tipo de objetos les gustaría ver con más detalle) y a sus conocimientos.
5.3.3 OBSERVACIÓN CON TELESCOPIOS (con aportes de la Lic. Mónica Taormina)
Cuando vayamos a observar por un telescopio, es importante recordar algunos de los puntos que
hemos mencionado en las secciones anteriores y en la introducción:
– nuestro ojo verá las imágenes de los objetos principalmente en blanco y negro
– las coloridas fotografías astronómicas que observamos en la red, primero: son fotografías, y
segundo, tienen colores debido al procesamiento que se realizó de esas fotografías.
Como mencionamos anteriormente, el ojo humano tiene sus limitaciones. En particular, no es
eficiente para colectar luz. Ésa es la razón por la que en Astronomía desde aproximadamente
1850 se reemplazó al ojo humano por una placa fotográfica de vidrio (precursora de las películas
fotográficas) y posteriormente, alrededor de 1970, por cámaras digitales (CCD) que luego se
92
popularizaron para el uso no científico. En una fotografía: a mayor tiempo de exposición, es mayor
la cantidad de luz que se puede colectar, por lo tanto es posible detectar objetos más débiles. El
ojo humano no tiene esa función de acumular luz por lo que, por más que nos quedemos mirando
mucho tiempo un objeto o una región del cielo, no seremos capaces de ver más.
Por otro lado, hay que pensar que al observar el cielo a través de un telescopio, si bien seremos
capaces de ver objetos mucho más débiles que los que vemos a simple vista, la región visible (el
campo del telescopio) corresponderá a una región muy pequeña del cielo, por lo que ubicar un
objeto en el campo del telescopio puede ser bastante difícil si no conocemos exactamente sus
coordenadas (no tendremos muchos otros objetos de referencia en el mismo campo como para
que nos sirvan de guía, algo que sí es factible con los binoculares que tienen un campo mucho
más amplio).
Estas advertencias previas son sólo para evitar frustraciones a la hora de observar por un
telescopio, sobre todo cuando luego de haberlo comprado descubren que no era lo que se
imaginaban o que no pueden apuntar al objeto que desean.
Antes de pensar en comprar un telescopio, es importante conocer las características más
importantes a tener en cuenta para poder aprovechar al máximo nuestra inversión. Al igual que
hacemos cuando compramos un celular, o cualquier otro dispositivo, es bueno comparar
características de distintos modelos, en base a nuestras expectativas.
Por supuesto, lo primero que deberemos pensar es cuánto queremos invertir en nuestro futuro
telescopio. Dependiendo de ello serán las características que tendrán más peso a la hora de
elegirlo. Les dejamos aquí algunas de las características principales con las que se encontrarán al
momento de elegir un telescopio.
1. TUBO
Es el telescopio en sí. Elementos ópticos fundamentales: objetivo y ocular.
I. Objetivo: es la pieza que define al telescopio.
Éstos pueden ser lentes (telescopios refractores) o espejos (telescopio reflectores). Podemos
reconocerlos rápidamente si vemos la forma del tubo. Aquellos con forma de cono poseen lentes y
aquellos con forma cilíndrica, espejos.
Uno de los principales problemas al comprar un refractor es que las lentes sufren de lo que se
conoce como aberración cromática. Recordemos que la luz visible está compuesta de "colores",
éstos se comportan de manera distinta al incidir sobre la lente, formando un foco no puntual sino
alargado. Por lo cual a los objetos los veremos rojos por un lado y azules por el opuesto.
Los espejos no poseen este inconveniente ya que la luz se refleja, por ello es conveniente
comprar telescopios reflectores.
También existen telescopios que combinan lentes y espejos, son llamados catadióptricos. En
general son los utilizados para trabajos científicos, suelen ser bastante más caros que los
refractores o reflectores, y de mayor diámetro y peso, por lo que pocas veces son fáciles de
transportar.
93
Diámetro del objetivo: a mayor diámetro se pueden observar objetos mas débiles porque aumenta
la superficie que recolecta luz. Para telescopios refractores, menos de 70mm de diámetro es un
juguete. Para telescopios reflectores, a partir de los 114mm ya se pueden apreciar cosas
interesantes, mas de 200mm deja de ser trasladable el telescopio.
II. Ocular: Los oculares son juegos de lentes que se ubican en el plano focal del objetivo del
telescopio. Esto es, donde la lente o el espejo principal hace foco, y serán los responsables de la
calidad con la que veamos la imagen de los objetos. Los oculares son los dispositivos ópticos que
proporcionan la ampliación a las imágenes. Se diferencian entre sí por los diferentes modelos
(diseños ópticos) y distancias focales. Una distancia focal corta proporciona gran ampliación (ideal
para objetos brillantes, campo visual reducido y para objetos tenues una vez ubicada la zona de
observación), una distancia focal larga proporciona menor ampliación (mas campo visual, ideal
para búsquedas)
Los oculares son intercambiables, los hay de diferentes medidas y diseños.
- Es importante que el diámetro de los oculares de nuestro primer telescopio sea de por lo menos
1,25 pulgadas (equivalente a 31,8 milímetros), en ese mismo diámetro encontraremos distintas
distancias focales (10mm o 25mm).
- En cuanto a diseños, los oculares de plástico son de muy baja calidad, las imágenes que forman
son muy pobres, incluso en el mejor de los telescopios. Es mejor tener sólo un buen ocular antes
que tres o cuatro de baja calidad. En general no se recomienda nada por debajo de un SMA
(acromático modificado) y mejor aún sería un Plössl.
Si el telescopio que están eligiendo posee buenas características, pero los oculares no son muy
buenos, consideren conseguir al menos un ocular de calidad comprobada (preferentemente de
mayor distancia focal – menor aumento)
2. TRÍPODE
Vamos a observar a los objetos con mucho aumento y cualquier movimiento, aunque sea muy
pequeño se traducirá en un gran movimiento de lo que estemos mirando. El trípode debe
mantener lo más estable posible al tubo. Por ello, hay que fijarse bien que el trípode sea de
material robusto, los de plástico no nos brindarán la estabilidad necesaria.
3. MONTURA
Existen dos clases de monturas: acimutales y ecuatoriales, dependiendo del sistema de referencia
que utilicen. Básicamente el primero depende del lugar donde se encuentre el observador y el
segundo es universal, independiente de dónde se esté parado.
– La montura acimutal es la más sencilla, es fácil aprender a usarla ya que los dos movimientos
que puede realizar son los que naturalmente utilizamos en la vida cotidiana para hacer referencia
a posiciones en el cielo: un movimiento perpendicular al horizonte, que nos da la altura de los
astros, y un movimiento sobre el horizonte que nos da la dirección (Norte, Sur, Este, Oeste). Una
variación de la montura acimutal es el diseño Dobson, que no necesita trípode. El principal
problema de este tipo de montura es que ambos ejes (altura y dirección angular) tienen que
ajustarse continuamente para compensar la rotación de la Tierra, que es la responsable del
movimiento aparente de los astros en el cielo. Por lo que si queremos observar un objeto por
94
períodos prolongados (o son varias personas las que quieren mirar el mismo objeto), hace falta
corregir las 2 coordenadas muy frecuentemente. Si en algún momento pensamos en motorizar
nuestro telescopio, serán necesarios 2 motores para corregir cada eje por separado. Sin embargo,
si sólo pensamos en observación a simple vista, los modelos dobsonianos suelen ser los más
convenientes en cuanto a la relación apertura/precio.
– La montura ecuatorial si bien es un poco más complicada de aprender a usar (nada que con un
poco de práctica no se consiga fácilmente!), es la ideal ya que está diseñada para tener
movimientos que sigan naturalmente el movimiento aparente del cielo: un eje apunta al polo sur
celeste, y el otro está en la dirección del ecuador terrestre (antes de empezar la observación hay
que alienar correctamente los ejes del telescopio, es decir, ponerlo en estación). Este sistema de
coordenadas es el que se utiliza para dar la posición de los objetos del cielo en cualquier lugar del
mundo, por lo que la encontraremos en cualquier catálogo que utilicemos para buscar objetos
interesantes para observar. Este tipo de monturas permite compensar el movimiento de rotación
de la Tierra con una única corrección, además siempre incluyen perillas de movimiento fino para
un mejor seguimiento de lo que estemos observando, y es muy factible que podamos motorizarla
para realizar observaciones de larga exposición (ideal para astrofotografía si algún día queremos
avanzar en ese campo).
– Además, todos los telescopios incluyen un buscador, que es un telescopio más chiquito ubicado
de manera paralela al tubo (fundamental para ubicar las cosas en el cielo), un juego de oculares y
barlows (sirven para aumentar la distancia focal del tubo, pero no son muy importantes).
Existen variados modelos y precios de telescopios. Algunos más modernos tienen incorporados
programas donde tienen cargados catálogos de objetos y sólo hay que indicar el nombre del
objeto que queremos observar y utiliza los motores para apuntar automáticamente hacia ese
objeto. Actualmente (febrero de 2014), entre los $3.000 y $9.000 pesos pueden encontrar muy
buenos equipos en Argentina. A continuación, les dejamos algunos ejemplos de marcas varias
disponibles en el mercado argentino, con buenas prestaciones:
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Meade
DS 90
Audio
Star
SkyWatcher
Explorer
114 EQ2
SkyWatcher
Explorer
130P EQ2
Celestron Meade
NexStar
DS 130
130STL
Audio
Star
SkyWatcher
Explorer
150P
NEQ3
Meade
LXD 6”
SN
SkyWatcher
Skyliner
200P
FlexTube
Refractor
Reflector
Reflector
Reflector
Reflector
Reflector
Reflector
Reflector
Apertura 90mm
114 mm
130 mm
130 mm
130 mm
150 mm
152 mm
203 mm
Distancia 800mm
focal
900 mm
650 mm
650 mm
1000 mm
750 mm
762 mm
1200 mm
Relación F8.8
focal
F7.9
F5.0
F5.0
F7.7
F5.0
F5.0
F5.9
Diámetro
Oculares
2 de
31,8mm
2 de
31.8mm
31,8mm y
2”
2 de
31,8mm
2 de 31,8
mm + 2
barlow
2”
2 de
31,8mm
Distancia 25mm y
focal
9mm
oculares
25mm y
10mm
25mm y
10mm
26mm y
10mm
25mm y
10mm
26mm
25 y 10
mm
Aumento
máximo
270x
310x
306x
360x
300x
400x
Aluminio
Aluminio
Acero de
32mm
Tipo
Trípode
Aluminio
peso
montura
Aluminio
14 kg
Aluminio o
acero
No precisa
18 a 25 kg 21 kg
Acimutal
Ecuatorial Ecuatorial
Acimutal
Acimutal
Ecuatorial Ecuatorial Dobson
Con láser
5x24
6x30
6x30
Con láser
Con láser
6x30
6x30
9x50
Motor
Sí
No
No
Sí
Sí
No
Sí
No
Precio
AR$ 4.876 AR$ 3.050 AR$ 3.740 AR$ 9.410 AR$ 5.654 AR$ 5.745 AR$ 8.770 AR$ 6.050
Precio
dólar
US$ 610
buscador
US$ 382
US$ 468
US$ 1.176 US$ 707
US$ 718
US$ 1.096 US$ 756
Referencias y más recomendaciones:
– Carlos Colazo – Taller de Telescopios – Mayo 2013 – OAC – [email protected]
http://www.espacioprofundo.com.ar/verarticulo/%BFComo_elegir_un_telescopio%3F.html
http://www.astrosurf.com/astronosur/primer_telescopio.htm
http://www.astrosurf.com/astronosur/accesorios.htm
http://www.espaciosur.com.ar/2010/01/que-telescopio-debo-comprar.html
Venta de telescopios en Argentina:
http://www.duoptic.com/
http://astronomia.saracco.com/
http://www.opticacosentino.com.ar/
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