el universo

GEOGRAFÍA
EL UNIVERSO
CAPITULO 3

COSMOLOGÍA
El UniversoCAPÍTULO
• La Cosmología es la rama de la
astronomía que estudia la
historia del Universo desde su
nacimiento.
• La Cosmología Física
comprende el estudio del
origen, la evolución y el
posible final del Universo
utilizando las herramientas
que nos da la física moderna.
Se desarrolló desde el primer
cuarto del siglo XX, como
consecuencia de la creación de
las físicas relativista y cuántica
y del descubrimiento del
corrimiento al rojo de las
galaxias.

¿QUÉ ES EL UNIVERSO?
Es el conjunto de materia y energía interrelacionada en el espacio-tiempo.

TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN DEL UNIVERSO
Las modernas teorías que tratan de explicar el
origen del universo se agrupan en 2 clases.
1.- Las que plantean un universo evolutivo
(Teorías cosmológicas relativistas de Einstein,
Friedmann y Guth: Universo en movimiento
constante y expandiéndose a partir de un punto
infinitesimal original, posiblemente como
resultado de una gran explosión o Big Bang).
2.- Las que plantean un universo
estacionario (sustentada por Hoyle: creación
continua de materia, el universo ha sido
siempre igual y así seguirá eternamente).

Denominada también del “Gran Estallido”, del
“Caos de la Materia”, de la “Gran Explosión” o del “Big
Bang”, tal como bautizaron a esta teoría los científicos
ingleses y norteamericanos, del inglés “Big”: grande y
“Bang”: estallido, disparo. Esta teoría fue elaborada a
partir del modelo cosmológico propuesto por Albert
Einstein, quien en 1 915, dio a conocer al mundo su teoría
general de la Relatividad, en la cual explica la naturaleza
del espacio y del tiempo, vinculándola con la distribución y
movimiento de la materia en el Universo.
De sus ecuaciones, el genio alemán, obtuvo que el
universo era dinámico (evolucionaba con el tiempo). Sin
embargo en aquellos años, la idea más arraigada era la de
un universo estático, a tal punto que para que sus
ecuaciones predijeran un universo sin movimiento introdujo
una constante denominada constante cosmológica. Años
después, el propio Einstein, reconoció este hecho como el
mayor error de su vida.
LA TEORÍA DEL BIG BANG

En 1 922, el
matemático ruso Alexander
Friedmann, desafiando las
afirmaciones de Einstein de
que el universo era estático,
publicó un ensayo en el cual
mostraba un error en los
cálculos de Einstein y que las
propias ecuaciones de éste
permitían la descripción de un
Universo que evolucionaba.
Pero Friedmann un
matemático teórico, no
incorporó las matemáticas a la
astronomía.

En 1 927 el sacerdote y brillante físico teórico de origen
belga Georges Edouard Lemaitre aprecia los estudios de
Friedmann y galvanizó a los cosmólogos con su propuesta de que
un “átomo primigenio”, denso y muy caliente estalló para formar el
actual universo.
Después de la visita que en 1 929, le hiciera a Edwin
Hubble, cuando el norteamericano estaba estudiando el
corrimiento al rojo de la luz de las galaxias, de la cual se desprende
que estas se expandían, Lemaitre escribió su primer artículo sobre
el universo no estático, un universo que estaba en continuo cambio.
El belga razonó así: si las galaxias que pueblan el
universo se están alejando unas de otras, en el pasado debieron
estar más cerca, ya que el universo debió ser más pequeño, y más
atrás, más pequeño aún. Extrapolando más en el tiempo, llegaría
un momento en que el espacio debía ser un punto y por lo tanto la
densidad de la materia en ese instante ser infinita (si es que esto
significa algo). A este estado único de densidad infinita se le
conoce como singularidad cosmológica.

La teoría del “átomo” primigenio de Lamaitre (como se
llamó en principio a esta teoría) comenzaba a ganar adeptos en los
años 30, ya que era una teoría que realizaba predicciones de
naturaleza física, es decir, era comprobable, no mera
especulación.
Aunque Lemaitre, “el padre de la teoría del Big Bang”,
diese el primer paso, la versión moderna del Big Bang se debe al
ruso nacionalizado norteamericano George Gamow (1904 - 1968)
y a sus alumnos Ralph Alpher y Robert Herman.
La gran variedad de propuestas, hizo que la idea de
Lemaitre del “átomo” primigenio tardase en imponerse. De hecho,
hasta una época tan reciente como septiembre de 1946, en la que
George Gamow envió un artículo a la Physical Review en la que se
fundamenta la moderna cosmología del Big Bang, no se impuso
este modelo. Por este artículo Gamow se ganó la fama de haber
sido el creador de la teoría del Big Bang.

En el origen del Universo se produjo una ingente cantidad
de radiación y materia. Durante los 180 mil primeros años el
reducido tamaño del Universo hacía que la radiación y materia
estuviesen en constante choque, sin diferenciarse. Pasado ese
tiempo, la materia y la radiación se desacoplan. A partir de ese
momento el universo empieza su desarrollo.
El Universo siguió su expansión a la vez que continuaba
enfriándose. Después, las primeras generaciones de estrellas
fueron muriendo en forma de supernovas cuya onda de choque
provocó que otras nubes de hidrógeno y helio comenzaran a
condensarse dando lugar a nuevas estrellas. En las primeras
estrellas se formaron el resto de los elementos químicos que no
existían en el origen del Universo (Carbono, Oxígeno, Nitrógeno y
otros elementos químicos), esenciales que para con el paso del
tiempo, en el proceso de formación de algunos sistemas se
formasen planetas con los elementos más pesados (Hierro, Níquel,
Silicio). Posteriormente esta materia inorgánica se convirtió en
orgánica y en al menos uno de ellos (la Tierra) esa materia
orgánica dio lugar a la vida, que evolucionó hasta ser inteligente.

Los recientes avances en la física de las
partículas han permitido reconstruir teóricamente la
evolución del universo en los instantes que siguieron
inmediatamente al Big Bang.
10-43
s después de Big Bang, su temperatura
era muy elevada (1032
°C), y su densidad colosal,
puesto que su diámetro era de mil billones de veces
menor que el de un átomo de hidrógeno.
10-35
a 10-32
s, ocurre la fase inflacionaria, es
decir, un crecimiento exponencial del universo durante
el cual el volumen de éste se habría multiplicado
aproximadamente por 1050
. En esta fase surgieron los
quarks, los leptones (electrones y neutrinos) y sus
antipartículas. La temperatura desciende hasta 1027
°K.
10-12 s
, desde este momento están presentes
en el universo las cuatro fuerzas (electromagnética,
gravitatoria, débil y fuerte), la temperatura ahora es de
1015
°K.

10-6 s
, es hasta este instante que llega a
existir el caldo de quarks, leptones y sus
antipartículas. En este momento, la mayoría de
los protones y neutrones formados a partir de los
quarks se aniquilan con sus antipartículas, y el
universo se pobló de bariones, leptones y fotones,
la temperatura es ahora de 1013
°K.
3 min., Termina la nucleosíntesis
primordial de los núcleos de hidrógeno y helio. La
temperatura ha descendido hasta los 104
°K.
180 mil años, el universo está lo
bastante frío para permitir a los electrones
combinarse con los núcleos para formar átomos
de hidrógeno y helio, y al hacer esto emitir la
radiación cósmica que observamos ahora
enfriada a 3°K. Los electrones ligados a los
núcleos ya no impiden la propagación de los
fotones. La luz se desacopla de la materia y el
Universo se vuelve transparente.

PRUEBAS DE LA EXPANSIÓN
1929: Se establece la
expansión del Universo
Edwin Hubble descubre
que mientras más lejos
está una galaxia de
nosotros, más de su luz se
desplaza hacia el rojo y
más rápido se separa de
nosotros.
Esto sugiere que el
Universo se expande,
como fue predicho en
1922

Radiación cósmica de fondo
Es lo que se llama al “momento de desacople” (porque luz y materia se
desacoplan); el universo se vuelve transparente. En ese momento, cantidades
fabulosas de fotones quedan sueltos y conforman una especie de estallido de
Radiación, producida 180 mil años después del Big Bang y de muy alta
temperatura inicial, pero que desde entonces fue enfriándose hasta los 270 ºC
bajo cero de hoy.
La radiación fue descubierta solo en el año de 1965 por Arno Penzias
y Robert Wilson que trabajaban en los Laboratorios BELL, cuando trataban de
ajustar una antena pero no lo conseguían porque había un ruido de fondo que
molestaba permanentemente y que parecía venir de todas partes. Finalmente
resultó que ese “ruido molesto” no era otra cosa más que la esperada y hasta
entonces elusiva Radiación de fondo, la prueba más firme de que el universo se
originó a partir de una fuerte explosión, el BIG BANG.
Luego, la NASA lanzó el satélite COBE, especialmente diseñado para
detectar la radiación, y en 1992 publicó los resultados. Tal como lo prevé la
teoría, se detecto una radiación de fondo equivalente a 270 ºK (grados sobre
cero absoluto), proveniente de todas las direcciones.

La abundancia relativa de los elementos más ligeros
“La abundancia primordial de los elementos se refiere a la
composición material adquirida cuando se creo el universo en el Big Bang.
Los astrónomos han estimado esta abundancia examinando el espectro de
luz emitida por las estrellas viejas de nuestra y de otras galaxias. Se ha
encontrado que por cada 100 átomos, aproximadamente 93 son hidrógeno y
7 son helio. En masa, esta cantidad es aproximadamente 76 % de hidrógeno
y 24 % helio. El helio tiene una masa de cuatro veces del hidrógeno.
Elementos más pesados que el helio están presentes solo en
cantidades de trazas. La relación de helio a hidrógeno en las estrellas viejas
es consistente con el modelo de la creación de la teoría del Big Bang (el
universo empezó explosivamente de un estado supercaliente y muy denso, y
rápidamente comenzó a enfriarse según se expandía. Las condiciones
densa y caliente duraron lo suficiente para que algunos átomos de hidrógeno
se fusionaran en helio, pero no lo suficientemente largo como para permitir la
producción de cantidades significantes de los elementos pesados. Estos
fueron hechos mucho más tarde en el interior de las estrellas)”. (José Núñez
Calderón: Black Holes y evolución del Universo).

Oscurecimiento del espacio, Paradoja de
OLBERS: ¿porque el cielo es oscuro por la
noche?
Interrogante formulada en 1826 por
Heirinch Olbers (1758 - 1840).- El astrónomo
alemán OLBERS, al igual que Newton lo había
hecho, supuso que hay un número infinito de
estrellas, distribuidas por todo el espacio en
todas direcciones y a todas las distancias con
una densidad más o menos uniforme. Pensó
que el flujo de luz de todas las estrellas sería
intenso, y que cualquier parte de la superficie
de nuestro planeta sería tocada por tal luz.
Dedujeron de ello que no debería haber partes
oscuras en el cielo nocturno: todas las partes
del cielo deberían brillar con la intensidad del
Sol, y por lo tanto la Tierra debería quedar
vaporizada.

Si el Universo es infinito, razonaba Olbers, contendrá
infinitas estrellas. Por lo tanto, miremos donde
miremos, tarde o temprano debemos encontrar una
estrella, todo el cielo nocturno debería estar cubierto
de ellas, y por la noche sería como estar de día, con
todo el cielo iluminado. Obviamente la noche es
oscura, lo que es una paradoja, por lo tanto el universo
no puede ser infinito.
Con los inicios de la cosmología moderna y el
descubrimiento de la expansión del universo (Hubble -
1 929) se resolvió la paradoja de Olberts. Como las
galaxias se están alejando su luz queda debilitada por
el corrimiento hacia el rojo; las galaxias muy lejanas se
están alejando tan de prisa que incluso dejan de ser
visibles. Por lo tanto la luz acumulada de todas las
estrellas de estas galaxias que se alejan es
relativamente pequeña, para ser detectada como un
brillo de fondo, incluso por los instrumentos de mayor
sensibilidad.

TEORÍA DEL UNIVERSO OSCILANTE
Está teoría llamada también del “Universo
Cíclico”, es sostenida por el Físico Alexander
Friedman (Universidad de Petrogrado), quien nos
muestra un universo en indefinidas expansiones y
contracciones. En los actuales momentos nos
encontramos en una fase de expansión, la cual
habría sido precedida por una evolución de
contracción y será seguida por una evolución similar.
Los físicos han calculado que si la cantidad
de hidrógeno de los espacios intergalácticos fuese
siete veces superior a la materia del conjunto de las
galaxias, la velocidad de fuga de estas se frenarían
de súbito. Luego, las galaxias comenzarían a chocar,
acercándose unas a otras (Big Crunch). Hasta volver
al estado inicial del universo. Lo que los científicos
llaman el Ylem Primitivo.
Según esta teoría el universo tendría una
edad de 82 000 millones de años. Cada una de sus
fases tendría una duración de 20 000 millones de
años.

TEORÍA DEL UNIVERSO ESTACIONARIO
Está teoría (denominada STEADY STATE
en inglés) fue concebida en 1948 por los
astrónomos austriacos Hermann Bondi y Thomas
Gold, y al mismo tiempo e independientemente por
el británico Freddy Hoyle, todos de la Universidad
de Cambridge en Inglaterra. Ejerció una influencia
enorme sobre el pensamiento cosmológico de los
años 50 y 60 y ha estimulado numerosas
observaciones para distinguirla de su rival, la teoría
del Big Bang.
Estos tres brillantes y jóvenes astrónomos
ingleses propusieron un modelo de universo
radicalmente distinto de la imagen convencional de
creación y evolución seguido de muerte, mediante la
desintegración lenta o colapso catastrófico.
Desarrollaron el concepto de movimiento sin
cambio global, el cual es llamado estado
estacionario.

Este modelo está basado en un nuevo y
llamativo principio que requiere que, a gran escala, el
universo permanezca más o menos igual a través de los
tiempos, para ello es necesario un suministro continuo de
orden nuevo, ya que, si se quiere que el universo tenga el
mismo aspecto durante miles de millones de años, se
deben formar nuevas galaxias para reemplazar a las que
se han consumido y envejecido.
La pregunta inevitable a esta propuesta era la
siguiente: ¿de dónde procedían estas nuevas
galaxias?
Los autores de la teoría propusieron que la
“materia del universo, en vez de aparecer de golpe, en un
acto singular de creación, es creada en un proceso
continuo que renueva la materia dispersa del universo a
un ritmo estacionario. El ritmo de aparición de la materia
debe ser ajustado cuidadosamente para que, en
promedio la densidad de las galaxias permanezca
aproximadamente constante durante la expansión del
universo.

Esto requiere que el ritmo de formación de
nuevas galaxias en un volumen fijo del espacio
compense justamente la perdida de ellas debido a la
recesión cosmológica de forma que, al alejarse las
galaxias viejas, aparecen otras nuevas para llenar los
vacíos que aquellas han dejado. Si este proceso
continúa indefinidamente, el Universo siempre tendrá
el mismo aspecto”. (Paul Davis: “El universo
desbocado”).
Y ¿de dónde procedía la materia que crea
galaxias continuamente en el universo? Hoyle
para dar respuesta a esto invento un nuevo tipo de
campo, el llamado Campo de Creación, o campo C,
que tiene, según él, la propiedad de contener energía
negativa. Ajustando la intensidad de acoplamiento
entre el campo C y la materia, Hoyle pudo conseguir
que tal campo hipotético creara materia a ritmo
deseado.

Según esta teoría la energía y por tanto la materia
se crean en forma uniforme, pero las observaciones dieron
un golpe a la propuesta del estado estacionario. A finales de
los cincuenta e inicios de los sesenta del siglo pasado, un
grupo de astrónomos dirigidos por Martín Ryle realizó, en
Cambridge, un estudio sobre fuentes de ondas de radio en el
espacio exterior. Notaron que la mayoría de estas fuentes
residían fuera de nuestra galaxia (asociadas a otras
galaxias), y, también, que había muchas más fuentes débiles
que intensas. Interpretaron que las fuentes débiles eran las
más distantes, mientras que las intensas eran las más
cercanas. Entonces resultaba haber menos fuentes comunes
por unidad de volumen para las fuentes cercanas que para
las lejanas. Esto podría significar que estamos en una región
del Universo en la que las fuentes son más escasas que en
el resto. Alternativamente, podía significar que las fuentes
eran más poderosas en el pasado, en la época en que las
ondas de radio, comenzaron su viaje hacia nosotros, que
ahora. Estas explicaciones contradecían las predicciones de
la teoría del estado estacionario.

TEORÍA DEL UNIVERSO INFLACIONARIO
El Big Bang es
generalmente aceptado como
el origen del universo, pero falla
al explicar detalles de la
distribución de la radiación
cósmica de fondo y en otras
observaciones. El físico
estadounidense Alan Guth
genera ideas de física de
partículas que proponen que el
Big Bang fue seguido por un
tiempo de crecimiento
extremadamente rápido, la
Teoría Inflacionaria. Esta
sugerencia inspira la
proliferación de historias
hipotéticas sobre el cosmos.

ESTRUCTURA DEL UNIVERSO
La fuerza electromagnética y la
gravitacional organizan y agrupan la
materia en distintos niveles. Según los
últimos estudios acerca de la macro
estructura del Universo, este a mayor
escala estaría conformado por “hilos” que
en algunos casos se entrecruzarían.
Dichos “hilos” estarían constituidos por
supercúmulos, cúmulos y grupos de
galaxias.
Nuestro grupo de galaxias, el
Grupo Local -la Vía Láctea junta a una
treintena de galaxias-, se halla dentro del
extenso Cúmulo de Virgo el cual a su vez
es contenido por el Supercúmulo de Virgo,
llamado también Supercúmulo Local.
Supercúmulo galáctico
Cúmulo galáctico

GALAXIAS
Son sistemas estelares distribuidos irregularmente
en el espacio, constituidas de estrellas, polvo cósmico, gas
interestelar y agujeros negros. Se presume que alrededor
de las estrellas orbitan sistemas planetarios similares al
nuestro.
El movimiento relativo de las galaxias es
complejo: la Vía Láctea y la galaxia Andrómeda están
aproximándose entre sí a unos 50 km/s. Por su parte, el
Grupo Local en su conjunto se está alejando del grupo de
Virgo a unos 1.100 km/s, a la vez que ambos grupos se
mueven hacia la masa invisible conocida como Gran
Atractor.
El número de galaxias existentes ha sido
calculado en mil millones y estas se formarían cuando los
Quásares en su proceso evolutivo se apagan. Para el
astrofísico Scott Trenemaine de la Universidad de Toronto,
casi todas las galaxias tienen un agujero negro
supermasivo en su centro que finalmente terminarán por
“aspirar” íntegramente al Universo.
Galaxia enana NGC 1569
Andrómeda
Galaxia Mesier

Tipos de galaxias
Atendiendo a su forma, existen 4
categorías de galaxias:
1. Galaxias espirales (S).- Representan el
60 % del total, presentan núcleo esférico
en el centro de un disco poblado de
estrellas y de materia interestelar, que se
concentran a lo largo de brazos espirales.
Se subdividen en:
* Espirales normales (S).- Los brazos se
desprenden directamente del núcleo. Por
la importancia relativa del núcleo y de los
brazos, así como del grado de
enrollamiento, se clasifican en: a, b, c y d.
Ejm: M 83 (Sc), Andrómeda.
* Espirales barradas (SB).- Sus brazos
empiezan de los extremos de una barra
diametral. Ejm: Markarian 348, M 91 (SBb).
M 83
M 91

2. Galaxias lenticulares (S0).- Una galaxia lenticular
es un tipo de galaxia intermedia entre una galaxia
elíptica y una galaxia espiral. Tienen forma de disco,
(al igual que las galaxias espirales) que han perdido
gran parte ó toda su materia interestelar (como las
galaxias elípticas), y por tanto carecen de brazos
espirales. Representan el 20 % del total. Ej.: M84,
M85, NGC 3115, etc.
3. Galaxias elípticas (E).- Representan el 15 % del
total, en estas no hay estrellas jóvenes ni polvo, y
escasean los gases. Ejemplo: Galaxias satélites de
Andrómeda (M32 y NGC205), Leo I, Leo II, M87, etc.
4. Galaxias irregulares (I).- Representan el 3 % del
total de las galaxias del Universo. Ejm: Nubes de
Magallanes.
NGC205
P.N Magallanes
NGC 3115

LA VÍA LÁCTEA
-Es el nombre que designa a nuestra
galaxia.
-Se le llama también “camino de
Santiago”.
-Si nos encontramos lejos del resplandor de
las luces de la ciudad podremos apreciar la
Vía Láctea, un cinturón difuso de luz
cruzando el oscuro cielo.
-Según las nuevas imágenes obtenidas por
el telescopio espacial Spitzer, la vía láctea
tendría la forma de espiral en barra.
Conformada de dos brazos principales de
estrellas (Scutum-Centaurus y Perseus), dos
brazos menores (Sagittarius y Perseus) y un
pequeño brazo parcial llamado Orión -en
donde se ubica el Sol- situado entre
Sagittarius y Perseus. Foto de la Vía Láctea

- Las estrellas entran y salen de los brazos. El
propio Sol podría haber residido alguna vez en otro
brazo.
- Las estrellas de la Vía Láctea giran alrededor de
su núcleo.
- La distancia que separa el Sol del centro de la
galaxia es de 32 mil años luz.
- Hoy se calcula que su diámetro máximo es de 60
000 Parsec.
- La masa de nuestra galaxia se ha calculado en
una magnitud de 3 x 1041
kg. la cual constituye más
de 1011
masas del Sol, precisamente alrededor de
tal número de estrellas (cien mil millones) entran en
la Vía Láctea.
Foto de la Vía Láctea

Nuestra galaxia posee tres
pequeñas galaxias satélites
situadas relativamente cerca:
• la Gran Nube de Magallanes de
la constelación la Dorada.
• La Pequeña Nube de Magallanes
de la constelación el Tucán.
(Estas dos son visibles a simple
vista en el hemisferio sur y en el
hemisferio norte hasta los 6° de
latitud).
• A principios de la década de 1980
se descubrió otra galaxia, llamada
Mini Nube de Magallanes.
Gran Nube de Magallanes
Pequeña Nube de Magallanes

Al igual que todas las
galaxias la nuestra se encuentra
en expansión, teniendo también
un movimiento de rotación sobre
un eje que une los polos
galácticos. Contemplada desde el
polo norte galáctico, la rotación de
la Vía Láctea se produce en el
sentido de las agujas del reloj,
arrastrando los brazos espirales;
en la región de la Vía Láctea en la
que está colocado nuestro sistema
solar, la velocidad de la rotación
es de unos 275 km/s, lo que
permite calcular que la velocidad
de la Vía Láctea necesita de unos
220 millones de años para
efectuar una vuelta completa.
Como broma, Zeus puso a mamar al bebé Heracles de
Hera. Cuando ésta se percató, lo arrojó de su lado. De la
leche derramada se formó la Vía Láctea.

En nuestra Galaxia, la Vía Láctea, se reconocen cuatro partes:
1)BULBO.- Ubicado en el centro, con unos 5 000 Pc de espesor, desde
nuestro punto de observación se sitúa hacia la constelación de sagitario.
Contiene gases en poca cantidad, conformado fundamentalmente de
estrellas viejas. La región central del bulbo, la más densa, recibe el nombre
de núcleo, un esferoide aplastado y tal vez centrado en un agujero negro.
2)DISCO.- Que contiene estrellas (entre ellas el Sol) y polvo interestelar, esta
zona acumula el 70 % de la masa total de la galaxia. Aquí hay poca
población de estrellas viejas (población II) y de nebulosas planetarias.
3)HALO.- Se ubica alrededor del disco, aquí hay, sobre todo, estrellas viejas
agrupadas en cúmulos globulares.
4)CORONA.- Descubierta recientemente, tenue pero muy extensa, donde al
parecer no hay estrellas, sino la “materia oscura”.

LAS ESTRELLAS
Son los astros más grandes que pueblan el
universo, y componentes fundamentales de las galaxias.
Brillan con luz propia por las transmutaciones nucleares
que experimentan en su núcleo.
Las estrellas se forman de vastas nubes de
materia interestelar (nebulosas). Cuando su temperatura se
eleva suficientemente, en sus zonas centrales empiezan a
producirse reacciones termonucleares que las hacen
radiantes. Durante la mayor parte de su vida, obtienen su
energía de la transformación de Hidrógeno en Helio.
Cuando se agota su combustible nuclear, pasan a una fase
explosiva y llegan a terminar, según la masa que tengan,
en una enana blanca, una estrella de neutrones o en un
agujero negro.
La energía que irradian las estrellas que, además
de luz, incluye ondas de radio, rayos infrarrojos,
ultravioletas, “x” y partículas subatómicas es producto de la
fusión nuclear.

Estos astros están a grandes distancias de la
Tierra, tanto, que el Apolo XI, habría tardado 600 mil años
en llegar a la estrella más próxima a la nuestra. Esta
estrella más cercana al Sol es Alpha Centauri, que brilla
en el cielo del hemisferio sur en otoño; Nuestras naves
espaciales más rápidas tardarían 70.000 años en
alcanzar esta estrella.
Las estrellas están animadas por dos
movimientos principales, rotación y traslación, siendo el
valor característico de sus velocidades de 100 km/s. Más
cerca del centro galáctico, las estrellas se mueven un
poco más de prisa que el sol, mientras que las que están
alejadas del centro giran con más lentitud.
En los últimos años se han descubierto por lo
menos 9 planetas que giran alrededor de otras estrellas
como el Sol. Algunas estrellas orbitadas por planetas son:
16 Cyg B (la estrella número 16 en orden de brillo en la
constelación del Cisne) y 47 UMa (en la Osa Mayor).
Alpha Centauri
Estrella Polar

Clasificación de las estrellas
* Por su clase espectral: Clasificación hecha por el
Astrónomo Italiano Angelo Secchi, quien notó la estrecha
relación entre las temperaturas superficiales y el color de las
estrellas, dividiéndolas en 10 clases espectrales: O, B, A, F, G,
K, M, R, N, S.
* Por su luminosidad
1. Supergigantes (10 000 veces la luminosidad del Sol)
2. Gigantes (100 veces más luminosas que el Sol).
3. Enanas (de una luminosidad comparable o inferior a la del
Sol)
* Por su tamaño
1. Supergigantes Rojas (cuyo radio es 1 000 veces mayor que
el del Sol)
2. Gigantes Rojas (unas 100 veces el radio del Sol)
3. Enanas:
a. Secuencia principal (como el Sol)
b. Enanas Blancas (de unos 5 000 Km de radio).
c. Estrellas de Neutrones (cuyo radio es de unos 10 Km)

Más datos sobre estrellas
* Nova (en latín stella nova, 'estrella
nueva'): Una nova es una explosión
termonuclear causada por la
acumulación de hidrógeno en la
superficie de una enana blanca.
Muchas de estas explosiones se
generan cuando interactúan dos
estrellas, una enana blanca y una
estrella fría (una gigante roja por
ejemplo). La expansión de la gigante
roja permite que sus capas exteriores
queden atrapadas en el campo
gravitatorio de la enana blanca,
formando un disco de acreción.
La estrella Nova Cygni 1975 comparada con la
estrella Deneb, la más brillante de la constelación
de Capricornio con magnitud aparente +2,85
Formación de una nova

Tal nombre se debe a que, debido a colisiones
entre las partículas del disco, éste pierde energía y
algunas partes caen sobre la enana blanca, que gana así
cierta masa en un proceso llamado acreción. La gran
gravedad superficial de la enana blanca comprime esta
masa formada esencialmente de hidrógeno, y la calienta.
La temperatura se hace tan alta que comienza la fusión de
este hidrógeno, lo que calienta aún más la superficie y se
inicia la fusión en el disco de acreción, produciéndose un
enorme destello de luz, y las capas superiores del disco
son arrojadas lejos de la influencia gravitatoria de la enana
blanca.
Parte del disco de acreción que es impulsado
hacia el exterior forma una nube de gas y polvo que se
observa alrededor de la post-nova.
En el caso de las novas, sólo aparecen afectadas
por la explosión las capas exteriores, mientras que la
explosión de una supernova afecta toda la estrella. Aún las
más luminosas como Nova Cygni 1975, brillan 1.000
veces menos que las supernovas.
La explosión de la estrella SN
2002bj en la galaxia NGC 1821
capturado por el Katzman
Automated Imaging Telescope
en Lick Observatory

El primero en haber observado una nova
habría sido Hiparco.
La siguiente observación de una nova en
Europa fue realizada por Tycho Brahe en
1572. A él se debe el término nova (del latín,
nova stella ) e indica la idea original sobre
estos objetos: de repente aparecía una
estrella donde previamente no se había
observado.
El próximo en observar una nova fue un
astrónomo alemán, F. Fabricio en 1596, y en
1604 lo hizo Kepler. Todas estas
observaciones coincidían en que aparecía
una estrella muy brillante donde previamente
no se había observado nada y este brillo
disminuía lentamente hasta desaparecer. Remanente de la supernova de Kepler,
SN 1604

•Supernovas: Estrellas que al explosionar y
desintegrarse forman estrellas de neutrones,
alcanzan brillos de 10 a 100 millones de veces el
inicial entes de declinar inexorablemente. La
explosión de una supernova es mucho más
espectacular y destructiva que la de una nova y
mucho más rara.
Hasta 1987 sólo se habían identificado
realmente tres a lo largo de la historia, la más
conocida de las cuales es la que surgió en 1054
d.C. y cuyos restos se conocen como la nebulosa
del Cangrejo. La supernova más reciente, que
apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de
1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube
de Magallanes. De la explosión de una supernova
quedan pocos restos, salvo la capa de gases que
se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa
del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o
estrella de neutrones que gira a gran velocidad
SN 1604 – Supernova en Ophiuchus,
observada por Johannes Kepler; es la
última supernova vista en la Vía Láctea.
Nebulosa del Cangrejo

Sobre su origen se manejan
varias propuestas. Pueden ser estrellas
masivas que ya no pueden desarrollar
reacciones termonucleares en su
núcleo, y que son incapaces de
sostenerse por la presión de
degeneración de los electrones, lo que
las lleva a contraerse repentinamente
(colapsar) y generar, en el proceso, una
fuerte emisión de energía. Se producen,
también, cuando una enana blanca
miembro de un sistema binario
cerrado, recibe suficiente masa de su
compañera y proceder a la fusión
instantánea de todo su núcleo: esto
dispara una explosión termonuclear que
expulsa casi todo, si no todo, el material
que la formaba.

La explosión de una supernova deja como
resultado, eventualmente, una nube de polvo y gas.
Estos residuos estelares en expansión se denominan
remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en
su interior (estrella de neutrones). Dicho remanente
terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de
millones de años.
Cuando la explosión alcanza otras nubes de
gas y polvo próximas, las comprime y puede
desencadenar la formación de nuevas nebulosas
solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos
sistemas estelares.
La energía liberada durante el corto tiempo de
la explosión es equivalente a la que irradiará el Sol
durante 9 mil millones de años (recordemos que la edad
actual del Sol es de unos 4,5 mil millones de años).

* Enanas Blancas: Son estrellas muy
densas, calientes y poco luminosas, es la
culminación de las estrellas de poca masa
(> 1,4 masas solares).
* Pulsar: Es una estrella de neutrones (es
el residuo de una supernova) que concentra
una masa mayor a la del Sol en un
diámetro menor a 20 km. De increíble
densidad, el pulsar gira hasta 750 veces
por segundo, emitiendo haces de radiación
como un faro, este efecto de dínamo origina
también una potencia eléctrica de 10 mil
millones de Voltios.
Como pulsares terminan las
estrellas de masa comprendida entre 1,4 y
3 veces la masa del sol, estos objetos
fueron descubiertos en 1 967 desde el
Observatorio de Cambridge.
Representación artística de la
explosión de la estrella de neutrones
(Foto: NASA
Enana Blanca

• Agujero Negro: Es el nombre que
los astrónomos han dado al objeto
celeste invisible que, según ellos, se
forma tras el derrumbe de una
gigantesca estrella, con una masa > 4
veces la del sol, la materia de dicha
estrella se comprime (más allá del
límite de Schwarzschild) y termina por
ser tan densa que su fuerza de
gravitación no permite nada, ni
siquiera el paso de la luz (cuando la
densidad de un cuerpo aumenta,
eleva también su velocidad de
escape).
El caso más claro de un
agujero negro es la fuente de rayos x
(Cygnus X - 1), descubierto en 1965.

LAS CONSTELACIONES
Históricamente están relacionadas con grupos
de estrellas visibles a simple vista y sus nombres
corresponden a figuras que se obtiene al unirlas
mentalmente. Comprenden 89 sectores aislados de la
esfera celeste.
La mayor es Hidra Hembra; la menor, la Cruz
del Sur. En la de Can Mayor se halla la estrella que
vemos más brillante: Sirio.
El mapa del hemisferio celeste boreal está
basado en el trazado por Ptolomeo, en el siglo II, quien
inventarió 48 constelaciones. Las constelaciones
australes, tienen un origen más reciente, puesto que los
astrónomos no pudieron observar el firmamento del
hemisferio austral hasta mucho más tarde. Las
bautizaron, principalmente Bayer y Hevelius en el siglo
XVII y Lalande y La Calle en el siglo XVIII. Les dieron en
su mayor parte nombre de aves o de instrumentos
científicos.

LAS NEBULOSAS
Masas gaseosas (H y
He) y polvo cósmico que dan
origen a estrellas y planetas,
la única visible al ojo humano
es la nebulosa Orión, estas
pueden ser:
A) Brillantes: Orión, Roseta,
Trífida, Dumbell.
B) Oscuras: Cabeza de
caballo, Saco de Carbón.

La Nebulosa Hélix o
Hélice, conocida
popularmente como el
ojo de Dios es el
ejemplo más cercano de
una nebulosa planetaria
creada al final de la vida
de una estrella como el
Sol. El anillo gaseoso
rojo está compuesto de
hidrógeno y nitrógeno y
la zona azul está
compuesta de oxígeno.
La Nebulosa Hélice, con
designación técnica
NGC 7293, se encuentra
a 450 años luz de
nosotros hacia la
constelación de Acuario
y abarca unos 1.5 años
luz. La imagen fue
capturada con el
Telescopio espacial
Hubble en el año 2004.

LOS QUÁSARES
Los quásares, abreviatura de quasi
stars astronomical radiosources (fuente de
radio cuasiestelar), fueron descubiertos por
el norteamericano A. Sandage en 1960.
Estos objetos tienen el aspecto de estrellas,
por eso la denominación de “quasiestrellas” o
como los llaman ahora, quásares.
Por la enorme magnitud de los
corrimientos hacia el rojo de los quásares se
deduce que están alejados a distancias
inverosímiles, el más notable es, hasta
ahora y desde 1 989, el quásar PC 1158 +
4635, cuyo centro muestra un corrimiento del
473 %, indicador de que el tal astro se aleja
de nosotros a una velocidad próxima al 95 %
de la de la luz y que se halla a una distancia
de entre 12 000 y 16 000 millones de años
luz.

En 1963, el astrónomo
estadounidense de origen holandés
Maarten Schmidt descubrió que estas
líneas de emisión no identificadas en el
espectro del quásar 3C 273 eran líneas ya
conocidas pero que mostraban un
desplazamiento hacia el rojo mucho más
fuerte que en cualquier otro objeto
conocido.
En 1991, investigadores del
Observatorio Monte Palomar descubrieron
un quásar a una distancia de 12.000
millones de años luz. A juzgar por la
energía que se recibe en la Tierra desde
objetos tan distantes, algunos quásares
producen más energía que 2.000 galaxias;
uno, el S50014 + 81, puede ser 60.000
veces más brillante que nuestra Vía Láctea.

No obstante, las radiomediciones, combinadas con el hecho de que
las ondas electromagnéticas emitidas por algunos quásares varían mucho en
un periodo de pocos meses, indican que los quásares deben ser mucho más
pequeños que las galaxias normales. Como el tamaño de una fuente de
radiación fluctuante no puede ser mucho mayor que la distancia que
recorrería la luz de un extremo del objeto al otro, los astrónomos consideran
que los quásares variables no pueden ser mayores de un año luz, es decir,
100.000 veces menores que la Vía Láctea.
La única explicación satisfactoria para que un mecanismo produzca
tal cantidad de energía en un volumen relativamente pequeño es la
absorción de grandes cantidades de materia por un agujero negro. Los
astrónomos creen que los quásares son agujeros negros supermasivos
rodeados de materia que gira a su alrededor; esta materia emite energía al
caer en el agujero negro. En 1998, datos obtenidos por el telescopio espacial
Hubble mostraban que, probablemente, los quásares son parte de grandes
galaxias elípticas.

La Forma del
Espacio-Tiempo

• El espacio-tiempo toma su forma debido a los
efectos gravitacionales de la materia que lo
compone.
• Pero si la materia en el Universo es
homogénea, la forma que tenga el Universo
más bien dependerá de la densidad promedio
de la materia total del Universo (es decir, la
masa total entre el volumen total).
La Forma del Espacio Tiempo

• Si la densidad real del Universo es mayor que un
valor conocido como “densidad crítica”, Ω0, el
Universo es cerrado y finito, como una esfera.
Ω0 > 1

• Si la densidad de la materia es menor que la
llamada densidad crítica, el universo es abierto e
infinito.
Ω0 < 1

• Si la densidad es exactamente igual a la densidad
crítica, el universo es plano, pero aún se supone
infinito.
• La densidad media de la materia de nuestro
Universo al parecer es muy cercana a la densidad
crítica.
Ω0 = 1

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MUCHAS GRACIASMUCHAS GRACIAS
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ATENCIÓN.ATENCIÓN.
HASTA LA PRÓXIMAHASTA LA PRÓXIMA

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