Conceptos básicos de astronomíA






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CONCEPTOS BÁSICOS DE ASTRONOMÍA

Garzón, J., Galadí,D. & Morales, C. (2009). 100 conceptos básicos de economía. Sociedad Española de Astronomía. Madrid, Recuperado de http://www.sea-astronomia.es/drupal/sites/default/files/archivos/100%20Conceptos%20Astr.pdf

AGUJERO NEGRO: Región del espacio de cuyo interior no puede escapar ninguna señal, ni luminosa ni material, a causa de la intensísima atracción gravitatoria ejercida por la materia allí contenida. Algunos agujeros negros, los de masa estelar, son el resultado del final catastrófico de una estrella muy masiva que implosiona tras explotar como supernova, mientras que los más masivos (agujeros negros supermasivos), que se cree que conforman el centro de la mayoría de las galaxias, se pueden formar mediante dos mecanismos: por una lenta acumulación de materia o por presión externa. Según la teoría de la relatividad general, cualquier cuerpo cuya masa se comprima hasta adoptar un radio suficientemente pequeño, se convierte en un agujero negro. La superficie esférica que rodea a un agujero negro en la cual la velocidad de escape coincide con la velocidad de la luz es lo que se conoce como horizonte de sucesos. En el caso de un agujero negro con simetría esférica y no giratorio, esta distancia se conoce con el nombre de radio de Schwarzschild y su tamaño depende de la masa del agujero negro.
AÑO-LUZ: Unidad de distancia que se utiliza en astronomía. Equivale a la distancia que recorre la luz en un año. Su valor se puede hallar

multiplicando 300 000 km/s (velocidad de la luz) por 365 días (duración de un año) y por 86 400 (segundos que tiene un día). El resultado es 9 460 800 000 000 kilómetros (es decir, casi 9 billones y medio de kilómetros). La distancia del Sol a la Tierra es de 150 000 000 km, que equivale a 8 minutos-luz y medio, es decir, la luz que recibimos del Sol en este instante salió de él hace 8 minutos y medio. La estrella más cercana a la Tierra (dejando aparte al Sol) es Próxima Centauri, que se encuentra a 0,2 años-luz. Una nave espacial, viajando a la velocidad de un avión comercial, unos 900 km/h, tardaría más de 5 millones de años en llegar a esa estrella. Nota: el valor exacto de la velocidad de la luz es 299 792,458 km/s, la duración del año es de 365,25 días y la distancia media Tierra-Sol es de 149 597 871 km.
ASTEROIDES: Son cuerpos menores del Sistema Solar, mayoritariamente compuestos de silicatos y metales. La mayoría de ellos son pequeños, de algunos metros hasta las decenas de kilómetros, y de formas muy irregulares. Unos pocos alcanzan varios cientos o hasta mil kilómetros de diámetro. Ése es el caso de Ceres, el primer asteroide, descubierto en 1801 por Giusseppe Piazzi. Casi todos los asteroides se encuentran en la región entre Marte y Júpiter conocida como cinturón principal.

Éste ha sido el primer anillo de cuerpos menores conocido (el segundo fue el transneptuniano). En las primeras etapas de la evolución del Sistema se formaron millones de cuerpos de hasta algunas centenas de km de diámetro, a partir de la agregación de los silicatos y metales que abundaban en la región de los planetas terrestres.

Mientras que los que se formaron en la región interior a Marte se agregaron dando lugar a los planetas terrestres, aquéllos que se formaron un poco más allá de Marte no pudieron agregarse para formar otro planeta. La cercanía de Júpiter modificó sus órbitas de tal modo que al chocar entre sí lo hicieran a velocidades tan altas que, en lugar de agregarse para formar un objeto mayor (como le sucedió a los objetos más interiores), los objetos se fueron rompiendo en trozos más pequeños.
No todos los asteroides están en el cinturón principal; algunos han sido eyectados de éste debido a perturbaciones gravitatorias y colisiones mutuas. Las órbitas de algunos de estos asteroides eyectados se acercan a la Tierra y todos aquellos cuya distancia mínima al Sol es menor que 1,3 veces la distancia de la Tierra son considerados como Asteroides Cercanos (o NEA, del inglés near earth asteroids). Algunos NEA son potencialmente peligrosos dado que pueden chocar con la Tierra.

ASTRONOMÍA La ciencia natural del universo, en su concepto más general. La astronomía se dedica a estudiar las posiciones, distancias, movimientos, estructura y evolución de los astros y para ello se basa casi exclusivamente en la información contenida en la radiación electromagnética o de partículas que alcanza al observador. La astronomía abarca dos ramas principales: la astronomía clásica (que comprende la mecánica celeste y la astronomía de posición) y la astrofísica

(que comprende todo lo demás). Casi toda la investigación astronómica moderna queda incluida dentro de esta última rama y por este motivo, en la actualidad, los términos astronomía y astrofísica funcionan como sinónimos.
AURORA POLAR Fenómeno luminoso que se produce en la atmósfera terrestre cuando impactan contra sus capas más elevadas partículas atómicas y subatómicas procedentes del Sol. La energía depositada por los impactos excita las moléculas

de aire y las hace brillar con colores llamativos muy característicos. Dado que las partículas impactantes están cargadas,

el campo magnético de la Tierra las desvía y las encauza hacia las regiones de la atmósfera cercanas a los polos magnéticos, de ahí que estos fenómenos se produzcan casi solo en las regiones polares del planeta y que reciban, por lo tanto, el nombre de auroras polares (auroras boreales y auroras australes). Se han detectado auroras polares en otros planetas dotados, como la Tierra, de un campo magnético considerable.
COMETA: Los cometas (del griego kometes que significa «astro con cabellera») son cuerpos menores, con tamaños que van

desde unos pocos metros hasta algunos kilómetros de diámetro, compuestos de hielo y silicatos. Se trata básicamente de grandes «bolas de hielo sucio». Sus órbitas, normalmente muy alargadas, los llevan a pasar la mayor parte del tiempo muy alejados del Sol, en regiones frías del Sistema Solar. Pero cuando se acercan al astro rey, se calientan y el hielo (principalmente de agua) se sublima y pasa de estado sólido a gas. Este gas, que escapa del núcleo sólido del cometa, arrastra consigo partículas de polvo y forma extensas nubes alrededor del cometa llamadas «cabellera» o «coma». Los materiales que forman la cabellera son arrastrados en sentido opuesto al Sol por el viento solar y dan lugar a las «colas » cometarias. Después de su paso cerca del Sol, las partículas de la cabellera y de la cola de un cometa quedan distribuidas a lo largo de su órbita

y cuando la Tierra, en su giro alrededor del Sol, cruza una de estas órbitas, se producen las llamadas lluvias de estrellas.

Este fenómeno se produce cuando minúsculas partículas de polvo procedentes del cometa entran en la atmósfera terrestre a gran velocidad y se desintegran por fricción, produciendo el rastro luminoso que llamamos meteoro o estrella fugaz.
Existen al menos 3 tipos de cometas: los de «corto periodo» o de la «familia de Júpiter», objetos con un periodo orbital menor que 20 años y órbitas apenas inclinadas respecto de la eclíptica (plano de la órbita terrestre); los de tipo «Halley», con órbitas más alargadas, periodos de decenas de años e inclinaciones que pueden ser muy grandes; y los de «largo periodo», con órbitas alargadísimas y periodos que van desde miles de años hasta objetos que han pasado por la cercanía del Sol una única vez desde los orígenes del Sistema Solar.
CONSTELACIÓN: Cada una de las 88 regiones arbitrarias en las que se divide el firmamento con el fin de clasificar y designar los cuerpos celestes. En tiempos antiguos, se entendía por constelación más bien una alineación o figura hecha con estrellas, pero el concepto actual corresponde a parcelas completas de la bóveda celeste con todo su contenido. Las fronteras entre constelaciones son totalmente arbitrarias, carecen de relación alguna con la realidad física y fueron fijadas en la década de 1930 por la Unión Astronómica Internacional. Dentro de una misma constelación se encuentran estrellas y otros objetos astronómicos de muchos tipos que carecen de relación entre ellos y no se encuentran a la misma distancia de nosotros.
Desde las civilizaciones más antiguas que se conocen: babilonios, chinos, incas, egipcios o aborígenes australianos, ha sido costumbre darle nombre a grupos de estrellas bien visibles, como por ejemplo Orion, o Escorpión.

Las constelaciones que utilizamos actualmente provienen de alguna de estas culturas antiguas y aunque sus nombres estén en latín, casi la mitad proviene de los griegos; las del zodiaco provienen de Babilonia, algunas de los árabes y las del hemisferio sur son de tiempos más recientes, cuando comenzaron los viajes de los exploradores europeos por los mares del sur.
CUÁSAR: Clase de galaxias activas muy lejanas observadas por primera vez a finales de los años 1950 mediante radiotelescopios. La fuente de las ondas de radio coincidía con la de un objeto que en luz visible parecía una estrella; de ahí su nombre, apócope de quasi-stellar radio source, radiofuente casi estelar. Pero el estudio de su espectro de luz desveló que en realidad son objetos extragalácticos a miles de millones de años-luz de distancia, los más lejanos que se conocen.

El primer cuásar estudiado, 3C 273, se encuentra a 1500 millones de años-luz de la Tierra. Posteriormente se han observado multitud de estas galaxias y se ha reservado el término QSO (quasi-stellar objects, objetos cuasiestelares) para aquéllas con baja o nula emisión en radiofrecuencias.
CÚMULO DE GALAXIAS: Agrupación de galaxias de entre 50 y 100 miembros, con concentraciones de gas caliente y materia oscura. Estas galaxias se mantienen unidas entre sí gracias a la interacción gravitatoria, y los cúmulos presentan masas cercanas a 10 billones de veces la del Sol. Los cúmulos de galaxias miden normalmente decenas de megapársecs (decenas de millones de añosluz).

La formación de estas agrupaciones se suele situar en periodos entre hace diez mil millones de años y la actualidad. Algunos ejemplos de estas aglomeraciones de galaxias son el cúmulo de Virgo, el de Hércules y el de la Cabellera de Berenice.

Existen otras agrupaciones mayores, llamadas supercúmulos de galaxias y otras menores, llamadas grupos de galaxias. Grupo de galaxias es una concentración de varias decenas de galaxias, con masas totales que alcanzan el billón de veces la de nuestro Sol. Los tamaños característicos de los grupos rondan el megapársec (3 millones de años-luz). El ejemplo más cercano lo ofrece el Grupo Local, al que pertenece nuestra Galaxia. Los supercúmulos de galaxias son grandes estructuras formadas

por la interacción gravitatoria de cúmulos y grupos de galaxias, con tamaños entre los 100 y los 500 megapársecs (300 y 1500 millones de años-luz). Los súper cúmulos de galaxias constituyen las mayores estructuras jerárquicas en el cosmos. Por encima de estas entidades, el universo adquiere una textura homogénea a gran escala.
ENANA BLANCA: Las enanas blancas son estrellas muy pequeñas y calientes, pero de masas comparables a la del Sol. Típicamente su radio es del orden de una centésima parte del radio solar, su temperatura unos 10 000 K (por lo que se ven de color blanco) y su masa la mitad del Sol. No obstante, al ser tan pequeñas, su brillo total es también escaso, y son difíciles de observar.

Las enanas blancas representan la fase última de la vida de las estrellas similares al Sol. Algún día, al agotar toda su energía nuclear, el Sol comenzará a colapsarse y brillará sólo por la energía que demos reproducir en nuestros laboratorios, lo que convierte a las enanas blancas en objetos de estudio muy interesantes.

La única forma que tiene una enana blanca de escapar a su destino consiste en incorporar materia nueva por acreción (procedente, por ejemplo, de una estrella compañera). Si ello ocurre, la enana blanca puede llegar a sufrir una explosión de

supernova que la destruirá por completo.
ENANA MARRÓN: Una estrella se caracteriza por su masa, que determina de manera esencial las propiedades observacionales y el tiempo que brillará a partir de la producción de energía debido a reacciones nucleares en su interior. Sin embargo, en el espacio se pueden encontrar objetos de apariencia estelar pero que no tienen masa suficiente como para quemar el elemento más sencillo, el hidrógeno, que consta de un solo protón. Esto es debido a que la presión y temperatura internas, consecuencia del peso de todas las capas de material que se encuentran atraídas por la gravedad del objeto, no son lo suficientemente altas para iniciar la conversión de hidrógeno en helio. A estos cuerpos se los denomina objetos subestelares. La definición incluye tanto las enanas marrones, que en ciertos genere al contraerse (a diferencia de su estado actual, en que brilla por la energía nuclear liberada en su centro). Conforme se contraiga, su brillo irá decreciendo. El destino de una enana blanca, pues, es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. A tales densidades se producen efectos físicos muy complejos que periodos evolutivos muy cortos pueden quemar un isótopo del hidrógeno denominado deuterio (un protón más un neutrón), como los objetos de masa planetaria, que carecen incluso de esta reacción nuclear. Los modelos teóricos predicen que el límite subestelar se encuentra

en una masa equivalente a 0,072 veces la del Sol, aunque en realidad depende ligeramente del contenido de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, los cuáles representan una fracción mínima.
Las enanas marrones, por tanto, son objetos de masa intermedia entre las estrellas más ligeras y los planetas gaseosos más masivos (aproximadamente, entre 0,072 y 0,013 veces la masa del Sol). El espectro de las enanas marrones más frías descubiertas por ahora se parece más al de Júpiter que al de las estrellas frías. La primera enana marrón, Teide 1, fue descubierta en las Pléyades por un grupo español liderado por el astrofísico R. Rebolo en 1995.
ENERGÍA OSCURA: Cuando Einstein elaboró su modelo de universo, en 1915, Edwin Hubble aún no había realizado las observaciones que demostraban que el cosmos estaba en expansión.

Einstein creía que el universo era estático, de modo que introdujo en sus ecuaciones de la relatividad general un término de expansión, llamado constante cosmológica, cuyo efecto era compensar la acción de la gravitación causada por toda la masa del universo. Cuando Hubble probó que el universo estaba expandiéndose, Einstein consideró la constante cosmológica como una de sus mayores equivocaciones. En 1998, los cosmólogos, utilizando el brillo de supernovas que explotaron hace cientos

de millones de años en galaxias muy distantes, pudieron demostrar que la expansión del universo se está acelerando: el cosmos parece estar dominado por un tipo de energía de origen desconocido, la llamada energía oscura, cuyo efecto es equivalente al de una antigravedad que existe a escalas mucho mayores, un tipo de efecto análogo al de la constante cosmológica introducida por Einstein.

Observaciones recientes sugieren que cerca del 95% de la energía del universo está en el sector «oscuro». Este sector está constituido por materia oscura (una forma de materia no luminosa) y energía oscura, cuyo origen y composición son desconocidos. La energía oscura constituye alrededor del 73% del universo y es responsable de una misteriosa fuerza repulsiva que parece estar acelerando la expansión del cosmos.
ESTRELLA: Una estrella es una esfera de gas en un estado de equilibrio entre la gravedad, que tiende a comprimirla, y la presión del gas, que tiende a que se expanda. Las estrellas generan energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (luz), neutrinos (partículas «exóticas») y viento estelar (gas). Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol es una estrella que al estar tan cerca no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

Las estrellas más frías pueden tener temperaturas en su superficie de aproximadamente 2000 ºC mientras que las más calientes pueden llegar a unos 50 000 ºC. Hay algunas estrellas en estados de su vida muy avanzados que pueden ser aún más calientes. El Sol tiene una temperatura en su superficie (el disco que observamos) de 6000 ºC y en su núcleo se alcanzan los 15 millones de grados. Los núcleos atómicos de todos los elementos químicos que conocemos se han creado en el interior de las estrellas a partir de la «fusión» de núcleos más simples, comenzando con la «fusión» del hidrógeno.

La nucleosíntesis es el origen de la energía de las estrellas, ya que la formación de los elementos más ligeros que el hierro libera energía. La masa de los productos de la fusión es menor que la masa de los núcleos fusionados y la diferencia se transforma en energía (
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