Las asombrosas Las estrellas densas


En este artículo de Joaquín Díaz Alonso, doctor en ingeniería por la Escuela Técnica Superior de Ingenieros Aeronáuticos de Madrid, publicado en agosto de 1997, se explica la evolución de las estrellas cuando se agotan los combustibles nucleares, de manera lenta o catastrófica, según los casos, hacia configuraciones autogravitantes de enorme compresión. Se reproduce a continuación un extracto de dicho artículo en el que se analiza esta evolución en las estrellas de tipo solar.
Fragmento de Las estrellas densas.
De Joaquín Díaz Alonso.
Veamos, primeramente, la agonía de las estrellas de tipo solar. Después de pasar por una serie de etapas intermedias de corta duración (del orden de algunos millones de años) en las que el astro se hincha hasta multiplicar cientos de veces su tamaño inicial y en el que pierde su envoltura (alrededor de la mitad de su masa), arrojada hacia el espacio exterior bajo forma de viento estelar, la estrella se hunde lentamente sobre sí misma, a medida que se enfría, hasta alcanzar densidades de toneladas por centímetro cúbico en su interior. A estas concentraciones, la presión del gas degenerado de electrones detiene la contracción y el tamaño de la estrella se ha reducido hasta un diámetro semejante al de la Tierra (del orden de 10.000 kilómetros) y su masa es del orden de la mitad de la del Sol. Es el estadio de enana blanca, en que se encuentra aún a una temperatura muy elevada. A partir de este momento, seguirá enfriándose y, con ello, perdiendo luminosidad hasta hacerse invisible.
Como vemos, las enanas blancas se mantienen en equilibrio hidrostático entre las fuerzas de gravitación, por un lado, y la presión del fluido de electrones degenerado que se encuentra en su interior, por otro. Si esta estrella acreciese, es decir, adquiriese más masa mediante la absorción de materia procedente de algún objeto exterior, las fuerzas de gravitación se intensificarían y la materia interior se comprimiría, aumentando su presión hasta compensar el peso adicional. En este proceso, los electrones adquieren cada vez mayor velocidad debido al principio de exclusión y, finalmente, empiezan a penetrar en los núcleos atómicos, combinándose con los protones para dar neutrones, cambiando la composición de esos núcleos.
Al disminuir los electrones en el material, la presión que éste puede soportar ya no crece en la proporción necesaria. Se llega, a un punto en el que el equilibrio hidrostático se rompe y la estrella se hunde sobre sí misma. Esto ocurre cuando la masa de la enana blanca alcanza un valor aproximado de una vez y media de la masa solar. Este valor se conoce como la masa límite de estabilidad de Chandrasekhar, en honor del astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar.
Al hundirse, la densidad de la materia en el interior crece rápidamente. Los electrones siguen penetrando los núcleos y los nuevos neutrones que se forman son expulsados y comienzan a formar la sopa de neutrones. De este modo, el hundimiento continúa hasta llegar a densidades para las que la presión generada por la sopa de neutrones crece lo bastante para detener el colapso. En ese momento, la bola vuelve a estabilizarse con un radio del orden de 10 kilómetros, mucho menor que el que tenía en el estadio de enana blanca, y con una densidad de cientos de millones de toneladas por centímetro cúbico: es el estadio de estrella de neutrones.
Hasta aquí, hemos visto algunos mecanismos suaves que podrían conducir a la formación de astros compactos en el universo a partir de estrellas como el Sol. Aunque el mecanismo de formación de la mayoría de las estrellas enanas blancas es el descrito, se supone que la formación de las estrellas de neutrones (púlsares) y agujeros negros de tamaño estelar no procede igual, sino en el transcurso de un cataclismo que tiene lugar al final de la vida de las estrellas más masivas.
En efecto, el final de la vida de tales estrellas constituye un verdadero cataclismo. Cuando se agota la serie de reacciones termonucleares en su interior, la estrella tiene un tamaño equivalente a varias veces la distancia entre la Tierra y el Sol y su brillo es alrededor de 100.000 veces mayor que el brillo solar. Es lo que se llama una supergigante roja. Su núcleo, compuesto mayoritariamente de diferentes isótopos del hierro, níquel y de otros elementos pesados en menor proporción, se asemeja a una bola de acero muy comprimida, penetrada por el plasma de electrones degenerados, que mantienen la presión. En este núcleo se alcanzan densidades como las que reinan en el interior de las enanas blancas más pesadas (alrededor de mil toneladas por centímetro cúbico) y tiene una masa próxima al límite de Chandrasekhar, además de estar rodeado por las capas externas de la estrella, cuyo peso debe soportar.
Aunque la temperatura del núcleo, en el momento de la extinción de las reacciones termonucleares, es del orden de 1000 millones de grados, empieza a enfriarse, y alcanza rápidamente su límite de estabilidad, comenzando a hundirse sobre sí mismo. Este hundimiento es tan rápido, que las capas exteriores de la estrella se rezagan. Cuando el núcleo se reduce hasta el tamaño típico de las estrellas de neutrones, la presión aumenta en su interior y su colapso se detiene. La materia de las capas exteriores de la estrella, que se desplomaban tras el núcleo, choca, ahora, contra su superficie dura. En ese choque violento, el núcleo se comprime y el material de las capas exteriores rebota, formando una onda de choque de muy alta energía que viaja hacia al exterior de la estrella expulsando el material a velocidades enormes. Esta explosión puede provocar la destrucción completa del astro, que se disipa formando una nube, o reducirse a la expulsión de todo el material de las capas exteriores, dejando como resto al núcleo comprimido que se convertirá entonces en una estrella de neutrones o, eventualmente, en un agujero negro.
Durante este proceso de hundimiento se han producido dos fenómenos de interés para la observación de estos objetos. Ambos están relacionados con dos principios de conservación de la física: se trata de la conservación del momento angular y la conservación del flujo magnético.
Fuente: Díaz Alonso, Joaquín. Las estrellas densas. Investigación y Ciencia. Barcelona: Prensa Científica, agosto, 1997.


domingo, 30 de enero de 2011

La asombrosa Estrella múltiple


Estrella múltiple, grupo de más de dos estrellas unidas entre sí por gravitación mutua de modo que cada una se mueve en una órbita alrededor de la otra. Los sistemas de estrellas múltiples de tres o cuatro estrellas parecen ser tan comunes como los sistemas binarios de estrellas, que son los pares de estrellas forzados a girar uno alrededor del otro por gravitación. Los astrónomos estiman que más o menos la mitad de todas las estrellas del cielo pertenecen bien a un sistema binario, bien a uno múltiple.
Los astrónomos utilizan las mismas técnicas para estudiar sistemas múltiples que para estudiar sistemas binarios. Utilizan la espectroscopia para analizar la luz emitida por las estrellas y determinar la composición química, los movimientos y la relación física entre las estrellas; la fotometría para estudiar los eclipses que ocurren cuando un sistema de estrellas pasa por delante de otro, y los detectores de rayos X y los radiotelescopios para estudiar las ráfagas de radiación emitidas por las estrellas que intercambian materia.
Las estrellas múltiples más comunes son las triples, que normalmente consisten en un par de estrellas que se mueven en órbita una en torno a la otra a una distancia corta, y una tercera estrella que orbita al sistema binario a una distancia relativamente mayor. El sistema binario actúa, desde el punto de vista gravitacional, como una sola masa sobre la distante compañera, que está demasiado lejos para ejercer fuerza gravitatoria suficiente para alterar los estables movimientos del par interno. La proporción de sistemas binarios que pueden estar orbitados por una tercera compañera puede llegar a ser del 25%. La estrella Alpha Crucis o Acrux, en la constelación Cruz del Sur, es un ejemplo de estrella triple.
Los sistemas cuádruples constituidos por dos sistemas binarios que giran uno alrededor del otro a distancias relativamente grandes también parecen ser bastante comunes, aunque menos numerosos que los sistemas triples. El sistema Epsilon Lyrae, en la constelación Lira, es un buen ejemplo de sistema cuádruple. Sus estrellas, como las de la mayoría de los sistemas múltiples, se mueven en un plano. Los astrónomos especulan que las únicas configuraciones estables para ese tipo de sistemas son aquéllas en que todas las estrellas se mueven en un único plano, como ocurre en Epsilon Lyrae, aunque este hecho no ha sido probado de manera concluyente.
Los sistemas de más de cuatro estrellas parecen ser mucho menos comunes que los sistemas de cuatro. Uno de los más famosos y complicados sistemas de estrellas múltiples es Cástor, la estrella más brillante de la constelación Géminis. En Cástor, seis estrellas se mueven en órbita en torno a un centro de masas común; dos sistemas binarios forman un sistema cuádruple, y un tercer par de estrellas enanas rojas frías se mueve en torno al sistema cuádruple interior, pero a mucha más distancia. Los sistemas complejos como Cástor sólo constituyen el 0,1 del 1% de estrellas múltiples conocidas.


La asombrosa Estrella fugaz


Estrella fugaz, nombre por el que se conoce también a los meteoros, debido a la rapidez de su movimiento a través del cielo.
Meteoro
Meteoro, fenómeno luminoso que se produce por la entrada en la atmósfera planetaria de un cuerpo sólido, llamado meteoroide, procedente del espacio exterior, y su vaporización por el rozamiento debido a su gran velocidad. De forma aislada se pueden producir meteoros brillantes, conocidos como bolas de fuego, que constan, generalmente, de una cabeza luminosa seguida de una estela de luz, como la de un cometa, que puede perdurar durante varios minutos; algunos, llamados bólidos, explotan con un sonido como el de un trueno. A veces tienen lugar, también de forma aislada y esporádica, meteoros más débiles, llamados estrellas fugaces. En ocasiones, sin embargo, se producen cientos o miles de dichos meteoros durante horas o días, y parece que proceden de un punto fijo. Se denominan lluvias de meteoros y se les da el nombre de la constelación en la que se supone tienen su punto de origen. Algunos aparecen anualmente en los mismos días de cada año y se denominan lluvias periódicas; otros aparecen con poca frecuencia y a intervalos variables. Los periodos de las lluvias de meteoros conciden generalmente con los de ciertos cometas. La mayor parte de los meteoroides se desvanecen en la atmósfera y caen a la Tierra en forma de polvo; el resto de los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra u otro planeta se llaman meteoritos.

Las asombrosas Estrellas


Estrella, gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, la mitad en el hemisferio norte celeste y la otra mitad en el sur. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo en cada hemisferio. A las demás las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez, la Vía Láctea es sólo una más de entre los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia, esta estrella triple está a unos 4,29 años luz. Es decir, la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.
2
DESCRIPCIÓN FÍSICA
El Sol es una estrella típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera saturada de gases calientes y por encima de ellas una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento solar (estelar). Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes; su existencia en algunas grandes estrellas próximas se ha deducido mediante interferometría (véase Interferómetro). La estructura interna del Sol y de otras estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.
Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como “enanas blancas” pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño. Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.
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CATÁLOGOS DE ESTRELLAS
Cartas estelares
Las cartas estelares muestran las posiciones de las estrellas y cómo se agrupan en constelaciones. A menudo, como en este caso, pueden mostrar solamente las estrellas más brillantes. Esta carta muestra la parte mayor del hemisferio norte del cielo. Pueden hacerse cartas similares para mostrar las estrellas cercanas al ecuador celeste y en el hemisferio sur, que forman bellas constelaciones como Centauro y la Cruz del Sur. En el centro de este mapa está la Estrella Polar; parece casi inmóvil, mientras las demás giran a su alrededor. Esto se debe a que la Estrella Polar se encuentra casi alineada con el eje de la Tierra, un hecho que ha resultado ser un valioso guía para los navegantes durante miles de años. La eclíptica, representada por la línea de luz azul en el lado derecho del mapa, muestra el trayecto anual del Sol como se ve desde la Tierra. Los nombres de los meses alrededor del borde de la carta, muestran la parte del cielo que está al Sur a comienzos de la tarde del mes correspondiente. Si se observa el cielo durante el transcurso de una noche, el paisaje estelar cambiará lentamente, debido a la rotación de la Tierra.

A las estrellas se las denomina mediante números de acuerdo con los atlas y catálogos de estrellas realizados por los observatorios astronómicos, excepto a las relativamente pocas observables a simple vista. El primer catálogo de estrellas fue obra del astrónomo griego Tolomeo en el siglo II d.C. Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres y las posiciones de 1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer publicó en Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de estrellas mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y la constelación, o configuración celeste, donde aparece la estrella.
En el siglo XVIII, el astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en el que las estrellas eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las diferenciaba con números en vez de letras. Este atlas contenía la situación de unas 3.000 estrellas. El primer catálogo de estrellas moderno, realizado en 1862 por el Observatorio de Bonn, en Alemania, da la situación de más de 300.000 estrellas.
En 1887 un comité internacional comenzó a trabajar en un catálogo detallado de estrellas. Fue realizado a partir de fotografías tomadas por unos 20 observatorios, incluyendo 21.600 placas individuales, que muestran de 8 a 10 millones de estrellas.
Los catálogos de estrellas modernos no son libros, sino copias de placas fotográficas de cristal tomadas con telescopios de gran alcance. El primer informe importante de este tipo se completó a mediados de la década de 1950, utilizando el telescopio Schmidt de 1,22 m del Observatorio Monte Palomar. Cada placa cubre una región del cielo de 6° por 6°, y 1.035 mapas cubren todo el cielo visible desde este lugar. El conjunto de mapas correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando telescopios Schmidt en Australia y Chile.
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CLASIFICACIÓN DE LOS ESPECTROS ESTELARES
Diagrama Hertzsprung-Russell
La posición en el diagrama H-R del punto que representa una estrella corresponde a su brillo y a su temperatura. Las estrellas de la izquierda del diagrama son azules porque son cálidas, y las de la derecha son rojas porque son frías. La banda diagonal que va desde el extremo superior izquierdo al inferior derecho se denomina secuencia principal. Las estrellas del extremo superior derecho son gigantes rojas, aunque son frías y rojas, son muy brillantes porque son muy grandes. Las estrellas cercanas al extremo inferior (conocidas como enanas blancas) son muy cálidas, pero no muy brillantes porque son pequeñas. Este diagrama fue desarrollado independientemente por un danés, Ejnar Hertzsprung, y un estadounidense, Henry Norris Russell.

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo estadounidense Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al importante descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en una secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas de absorción. Las variaciones observadas dentro de la secuencia proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, se caracterizan sobre todo por las variaciones en la intensidad de las líneas del hidrógeno que se dan por toda la secuencia. Además, las líneas de otros elementos llegan a ser notables en diferentes etapas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
4.1
Clase O
Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.
4.2
Clase B
En este grupo las líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon (e) Orionis.
4.3
Clase A
Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
4.4
Clase F
En este grupo son fuertes las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta (δ) Aquilae.
4.5
Clase G
Este grupo comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina con frecuencia estrellas de tipo solar.
4.6
Clase K
A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa (en comparación con la luz roja) que en las clases antes mencionadas. Este grupo está tipificado por Arturo.
4.7
Clase M
Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse, Alpha Orionis, es típica de este grupo.
Estas características son compatibles con la conclusión de que las estrellas de estas clases son todas de similar composición química y están organizadas en un orden de temperatura de más caliente a más frío. Las temperaturas de la superficie de los distintos grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.200 °C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6.600 °C; G, 5.500 °C; K, 3.800 °C; M, 1.700 °C. La temperatura en el centro de una estrella media es de unos 20.000.000 °C.
5
ESTRELLAS DOBLES
Más de la mitad de las estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles o binarias cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos. Están compuestas por dos estrellas próximas que giran en una órbita alrededor de su centro de masas. Fueron descritas por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel.
Las binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer al duplicarse o ensancharse las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta (véase Efecto Doppler).
Otro tipo de estrella doble es la llamada binaria eclipsante. Las estrellas de este tipo están formadas por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista desde la Tierra, cuando la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a la más brillante, la intensidad de la luz que llega desde la estrella cae hasta un mínimo. En estos sistemas binarios se produce una oscilación periódica del brillo aparente.
Las investigaciones han demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles con telescopio de tamaño moderado es una estrella doble. Miles de binarias visuales y muchos cientos de binarias espectroscópicas han sido estudiadas con gran detenimiento. Estas estrellas son la fuente principal de información sobre las masas estelares.
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ESTRELLAS VARIABLES
Nebulosa del Cangrejo
Una supernova que explota deja tras de sí una nube de material gaseoso que se expande rápidamente llamada nebulosa. La nebulosa del Cangrejo surgió cuando explotó una estrella en nuestra galaxia. La luz de la explosión fue observada por astrónomos chinos en el año 1054. En el centro de la nebulosa se halla un púlsar, una estrella densa que gira a gran velocidad.

Es probable que todas las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta periodicidad. Estas variaciones apenas son mensurables. Sin embargo, algunas estrellas cambian mucho de brillo y se las denomina estrellas variables. Hay muchos tipos. Unas repiten los ciclos con una precisión casi de reloj; otras son muy irregulares. Algunas necesitan sólo horas o días para volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El brillo de estas estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible o de forma violenta.
Las variables más espectaculares son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol perdiendo quizá una centésima o una milésima del 1% de la masa del Sol a velocidades por encima de los 960 km/s. Algunas novas repiten este proceso cada cierto tiempo hasta que pierden demasiada masa para continuarlo.
Aunque las supernovas tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico y no periódico. Representan la explosión real de una estrella que a veces brilla durante unos pocos días el equivalente a unos 100.000 millones de veces el brillo real del Sol antes de desvanecerse del todo. Dejan tras de sí restos que se expanden y se contemplan como nubes brillantes de gas o nebulosas. Un ejemplo es la nebulosa del Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra como supernova en 1054. A veces también queda un púlsar (véase más adelante) como vestigio en el centro de los restos. Las novas se presentan con frecuencia en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de las que se observan cada año, pero las supernovas son mucho más raras. La más reciente de la Vía Láctea apareció en 1604, aunque en 1987 se tuvo la ocasión única de observar la explosión de una supernova en una galaxia cercana que llamó mucho la atención.
Muchas estrellas variables cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se contraen de forma parecida a un globo. Un tipo importante, llamadas variables cefeidas (por Delta Cefei, de la constelación Cefeo), repiten sus ciclos de brillo con bastante exactitud. Sus periodos oscilan de un día a unos cuatro meses, siendo siempre cientos de veces más luminosos que el Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una variable cefeida, mayor será el brillo medio de la estrella. Esta relación entre el periodo y la luminosidad, descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, ha resultado inestimable para medir distancias estelares, en particular las de las galaxias cercanas. Para medir una distancia sólo se necesita observar el brillo medio aparente de una cefeida. Las novas y especialmente las supernovas también son medidas de distancia importantes porque su increíble brillo en su luz máxima hace que se las pueda observar a distancias enormes.
Las estrellas variables son de un interés extraordinario porque su variación suele producirse por alguna peculiaridad de su estructura interna que se desarrolla con el tiempo. De este modo, las estrellas variables pueden aportar información sobre la evolución estelar. Por ejemplo, las supernovas han consumido su combustible nuclear y deben expulsar materia porque se hacen inestables cuando sufren un colapso gravitacional.
Las binarias eclipsantes, un tipo de estrella variable mencionado ya en la sección anterior, cambian más por causas externas que por causas internas. Es típica la estrella Algol, en la constelación Perseo. Algol es una estrella doble formada por una componente brillante y otra más débil que giran una alrededor de la otra en un plano casi en la línea de visión desde la Tierra. Cuando la componente más oscura eclipsa a la más brillante, el brillo aparente del par cae de modo abrupto; una disminución semejante pero menos marcada se da cuando la componente más brillante eclipsa a la más oscura. Los astrónomos han observado miles de binarias eclipsantes, muy valiosas para medir las masas estelares.
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PÚLSARES Y ESTRELLAS DE NEUTRONES
Gracias a los radiotelescopios se han descubierto numerosas fuentes distintas de radiopulsos, calificadas como púlsares. Los periodos de vibración oscilan entre varios segundos y una minúscula fracción de segundo, como confirman observaciones ópticas y de rayos X. Estos periodos son tan constantes que sólo los relojes más precisos pueden detectar un leve aumento en el intervalo del pulso medio y sólo en unos pocos púlsares. Este aumento indica que tardarían un millón de años en duplicar su periodo característico.
Los indicios sugieren que los púlsares son estrellas de neutrones que giran con diámetros de sólo unos 16 km. Es probable que giren una vez por periodo de vibración. Su densidad es tan enorme que si la bola de la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 91.000 toneladas.
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EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS
Evolución de las estrellas
Etapas en la vida de dos estrellas de masa diferente. Ambas se forman a partir de una nebulosa que se compone de partículas de polvo e hidrógeno gas. La gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por reacciones nucleares. Después de decenas de millones de años, la estrella central, con más masa, empieza a agotar su combustible nuclear y explota como una supernova, dejando tras ella un púlsar. Después de unos diez mil millones de años, la otra, con menos masa, comienza también a llegar al final de su vida. Este núcleo se desploma, formando una nebulosa planetaria.

Las teorías sobre la evolución estelar se basan fundamentalmente en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones realizadas han demostrado que muchas de las estrellas conocidas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías. Esta serie de estrellas aparece como una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad desarrollado por el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung y el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell y conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
Una estrella comienza su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción de este gas y el consiguiente aumento de temperatura continúa hasta que la temperatura interior de la estrella alcanza un valor de 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los deuterones (núcleos de los llamados átomos de hidrógeno pesado) para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía (véase Energía nuclear), y se detiene la nueva contracción de la estrella.
Cuando finaliza la liberación de energía de la reacción deuterón-núcleo de hidrógeno, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar hasta que alcanza un punto en el que se puede dar una reacción entre el hidrógeno y el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas merced a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas mencionada antes y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay. La estrella se hincha gradualmente y se convierte en una gigante roja. Alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si continúa brillando, la temperatura del centro debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa. Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por las explosiones estelares conocidas como novas. Cuando una estrella se despoja de su cubierta exterior por explosión como una nova o una supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán por tanto su vida con un surtido más rico de elementos más pesados que las anteriores generaciones de estrellas. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.
Vida de una estrella
Una estrella comienza la vida como una masa de gas, relativamente fría y grande, parte de una nebulosa como la gran nebulosa de Orión (izquierda). Como la gravedad hace que se contraiga el gas, su temperatura aumenta, haciéndose tan elevada que provoca una reacción nuclear en sus átomos. El brillo de una estrella de secuencia principal (centro) se debe a la energía producida en la fusión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio. Se cree que la fase de secuencia principal de una estrella de tamaño medio dura 10.000 millones de años (se considera que nuestro sol tiene 5.000 millones de años). Finalmente el suministro de energía se acaba. Las estrellas del tamaño del Sol acaban su vida como enanas blancas, que son extremadamente pequeñas, densas y cálidas. Las estrellas mayores acaban en explosiones espectaculares llamadas supernovas, causadas por el choque violento de las estrellas. (A la derecha, una supernova en la Gran Nube de Magallanes). La estrella que muere emite en pocos segundos más energía que el Sol en millones de años.

Las estrellas con una masa muchas veces mayor que la del Sol recorren su ciclo de evolución con rapidez según los patrones astronómicos, quizá un lapso de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones. Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación. Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras. Para la discusión de los procesos nucleares de la evolución estelar, véase Átomo.
El nacimiento de las estrellas está íntimamente conectado con la presencia de granos de polvo y moléculas, como en la nebulosa de Orión en nuestra galaxia. Aquí, el hidrógeno molecular (H2) está condensado a altas densidades y temperaturas, y sus moléculas están disociadas. Entonces, el hidrógeno atómico vuelve a colapsarse y forma un denso núcleo estelar que atrae gravitacionalmente el material circundante. El núcleo caliente disipa la nube de polvo de las moléculas sobrecargadas y surge la nueva estrella. Un posterior calentamiento gravitacional aumenta la temperatura hasta que se pueden dar procesos nucleares. Las estrellas nacen, por lo general, en pequeños grupos en un extremo de una gran nube molecular. Sucesivas generaciones de estrellas se consumen cada vez más en el extremo de la nube, dejando un rastro de estrellas de edad creciente.
Se ha observado el nacimiento de estrellas en fotografías tomadas en una región del cielo durante un periodo de años. Modernas técnicas de ultravioletas, infrarrojos y radioastronomía han fijado con precisión otros lugares de formación de estrellas y han detectado signos de los procesos que tienen lugar en la actualidad.


La asombrosa Astronomía



Astronomía, ciencia que se ocupa de los cuerpos celestes del Universo, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar, los sistemas de estrellas llamados galaxias y los cúmulos de galaxias. La astronomía moderna se divide en varias ramas: astrometría, el estudio mediante la observación de las posiciones y los movimientos de estos cuerpos; mecánica celeste, el estudio matemático de sus movimientos explicados por la teoría de la gravedad; astrofísica, el estudio de su composición química y su condición física mediante el análisis espectral y las leyes de la física, y cosmología, el estudio del Universo como un todo.
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ASTRONOMÍA EN LA ANTIGÜEDAD
Constelaciones del zodíaco
Los astrónomos percibieron que el Sol realiza un recorrido anual por la esfera celeste, parte del cual se representa en la imagen con la banda azul. Los astrónomos asociaban las fechas con las constelaciones en este estrecho cinturón (conocido como zodíaco), y asignaban a cada una la fecha en la que el Sol pasaba por ellas. El astrónomo del siglo II Tolomeo dio nombre a los doce signos del zodíaco: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis. El Sol pasa por las constelaciones zodiacales en fechas diferentes a las marcadas tradicionalmente.

La curiosidad de los pueblos antiguos con respecto al día y la noche, al Sol, la Luna y las estrellas les llevó a la conclusión de que los cuerpos celestes parecen moverse de una forma regular, lo que resulta útil para definir el tiempo y orientarse. La astronomía solucionó los problemas que inquietaron a las primeras civilizaciones, es decir, la necesidad de establecer con precisión las épocas adecuadas para sembrar y recoger las cosechas y para las celebraciones, así como de orientarse en las largas travesías comerciales o en los viajes. Véase Arqueoastronomía.
Para los pueblos antiguos el cielo mostraba una conducta muy regular. El brillante Sol que separaba el día de la noche salía todas las mañanas desde una dirección, el Este, se movía uniformemente durante el día y se ponía en la dirección opuesta, el Oeste. Por la noche se podían ver miles de estrellas que seguían una trayectoria similar girando en agrupamientos permanentes llamados constelaciones.
En la zona templada del hemisferio norte comprobaron que el día y la noche no duraban lo mismo a lo largo del año. En los días largos, el Sol salía más al Norte y ascendía más alto en el cielo al mediodía; en los días con noches más largas el Sol salía más al Sur y no ascendía tanto. La observación de las estrellas que aparecen por el Oeste antes del ocaso o por el Este antes del amanecer mostraba que la posición relativa del Sol cambia de forma gradual.
Estudios posteriores pusieron de manifiesto que el Sol, la Luna y cinco planetas brillantes giran alrededor de la esfera de estrellas dentro de un estrecho cinturón llamado zodíaco. La Luna atraviesa el zodíaco con rapidez, adelantando al Sol una vez cada 29,5 días, periodo conocido como mes sinódico. Los que observaban las estrellas en la antigüedad intentaban fijar los días e incluso los meses y los años en un sistema de tiempo coherente, o calendario. Como ni un mes completo ni un año completo contienen exactamente un número entero de días, los creadores de calendarios asignaban a los sucesivos meses o años diferente número de días, que sacando una media, se aproximara al valor real. Así pues, el calendario moderno incluye 97 años bisiestos en cada periodo de 400 años, de modo que el número medio de días por año sea de 365,2425, muy próximo a 365,24220, el determinado astronómicamente.
El Sol y la Luna siempre atraviesan el zodíaco de Oeste a Este. No obstante, los cinco planetas brillantes: Mercurio, Marte, Venus, Júpiter y Saturno, que también se mueven hacia el Este sobre el fondo de las estrellas, tienen un movimiento hacia el Oeste, o retrógrado, de variada duración. Así pues, los planetas parecen seguir un recorrido hacia el Este de manera irregular, con curvas periódicas en sus trayectorias. Desde la antigüedad se ha pensado que los acontecimientos celestes, en especial los movimientos planetarios, tenían que ver con el destino de las personas. Esta creencia, llamada astrología, fomentó el desarrollo de esquemas matemáticos para predecir los movimientos planetarios y favoreció el progreso de la astronomía en el pasado.
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ASTRONOMÍA BABILÓNICA
Diversos pueblos antiguos como los egipcios, mayas y chinos desarrollaron interesantes mapas de las constelaciones y calendarios de gran utilidad (véase Astronomía maya). Los babilonios estudiaron los movimientos del Sol y de la Luna para perfeccionar su calendario. Solían designar como comienzo de cada mes el día siguiente a la luna nueva, cuando aparece el primer cuarto lunar después del ocaso. Al principio este día se determinaba mediante la observación, pero después los babilonios trataron de calcularlo anticipadamente. Hacia el 400 a.C. comprobaron que los movimientos aparentes del Sol y la Luna de Oeste a Este alrededor del zodíaco no tienen una velocidad constante. Parece que estos cuerpos se mueven con velocidad creciente durante la primera mitad de cada revolución hasta un máximo absoluto y entonces su velocidad disminuye hasta el mínimo originario. Los babilonios intentaron representar este ciclo aritméticamente dando por ejemplo a la Luna una velocidad fija para su movimiento durante la mitad de su ciclo y una velocidad fija diferente para la otra mitad. Perfeccionaron además el método matemático representando la velocidad de la Luna como un factor que aumenta linealmente del mínimo al máximo durante la mitad de su revolución y entonces desciende al mínimo al final del ciclo. Con estos cálculos los astrónomos babilonios podían predecir la luna nueva y el día en que comenzaría el nuevo mes. Como consecuencia, conocían las posiciones de la Luna y del Sol todos los días del mes.
De forma parecida calculaban las posiciones planetarias, tanto en su movimiento hacia el Este como en su movimiento retrógrado. Los arqueólogos han desenterrado tablillas cuneiformes que muestran estos cálculos. Algunas de estas tablillas, que tienen su origen en las ciudades de Babilonia y Uruk, a las orillas del río Éufrates, llevan el nombre de Naburiannu (hacia 491 a.C.) o Kidinnu (hacia 379 a.C.), astrólogos que debieron ser los inventores de los sistemas de cálculo.
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ASTRONOMÍA GRIEGA
Sistema de Tolomeo
En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo de Universo con la Tierra en el centro. Cada cuerpo celeste giraba en un pequeño círculo denominado epiciclo, centrado en un punto que giraba a su vez alrededor de la Tierra en un gran círculo denominado deferente. El modelo representaba los movimientos de los cuerpos celestes de una forma bastante precisa, pero no ofrecía una explicación física de ellos. El modelo de Tolomeo fue aceptado durante más de mil años.


Los antiguos griegos hicieron importantes aportaciones a la astronomía. La Odisea de Homero se refiere a constelaciones como la Osa Mayor y Orión, y describe cómo las estrellas pueden servir de guía en la navegación. El poema Los trabajos y los días de Hesíodo informa al campesino sobre las constelaciones que salen antes del amanecer en diferentes épocas del año para indicar el momento adecuado para arar, sembrar y recolectar.
Las aportaciones científicas se asocian con los nombres de los filósofos griegos Tales de Mileto y Pitágoras, pero no se conserva ninguno de sus escritos. La leyenda de que Tales predijo un eclipse total de Sol el 28 de mayo de 585 a.C., parece ser apócrifa. Hacia el año 450 a.C., los griegos comenzaron un fructífero estudio de los movimientos planetarios. Filolao (siglo V a.C.), discípulo de Pitágoras, creía que la Tierra, el Sol, la Luna y los planetas giraban todos alrededor de un fuego central oculto por una ‘contratierra’ interpuesta. De acuerdo con su teoría, la revolución de la Tierra alrededor del fuego cada 24 horas explicaba los movimientos diarios del Sol y de las estrellas. Hacia el 370 a.C., el astrónomo Eudoxo de Cnido explicaba los movimientos observados mediante la hipótesis de que una enorme esfera que transportaba las estrellas sobre su superficie interna se desplazaba alrededor de la Tierra, girando diariamente. Además, explicaba los movimientos solares, lunares y planetarios diciendo que dentro de la esfera de estrellas había otras muchas esferas transparentes interconectadas que giran de forma diferente.
El más original de los antiguos observadores de los cielos fue otro griego, Aristarco de Samos. Creía que los movimientos celestes se podían explicar mediante la hipótesis de que la Tierra gira sobre su eje una vez cada 24 horas y que junto con los demás planetas gira en torno al Sol. Esta explicación fue rechazada por la mayoría de los filósofos griegos que contemplaban a la Tierra como un globo inmóvil alrededor del cual giran los ligeros objetos celestes. Esta teoría, conocida como sistema geocéntrico, permaneció inalterada unos 2.000 años.
En el siglo II d.C. los griegos combinaban sus teorías celestes con observaciones trasladadas a planos. Los astrónomos Hiparco de Nicea y Tolomeo determinaron las posiciones de unas 1.000 estrellas brillantes y utilizaron este mapa estelar como base para medir los movimientos planetarios. Al sustituir las esferas de Eudoxo por un sistema más flexible de círculos, plantearon una serie de círculos excéntricos, con la Tierra cerca de un centro común, para representar los movimientos generales hacia el Este alrededor del zodíaco a diferentes velocidades del Sol, la Luna y los planetas. Para explicar las variaciones periódicas en la velocidad del Sol y la Luna y los retrocesos de los planetas, decían que cada uno de estos cuerpos giraba uniformemente alrededor de un segundo círculo, llamado epiciclo, cuyo centro estaba situado en el primero. Mediante la elección adecuada de los diámetros y las velocidades de los dos movimientos circulares atribuidos a cada cuerpo se podía representar su movimiento observado. En algunos casos se necesitaba un tercer cuerpo. Esta técnica fue descrita por Tolomeo en su gran obra, el Almagesto (véase Sistema de Tolomeo). Otra pensadora que, como Tolomeo, mantuvo viva la tradición de la astronomía griega en Alejandría en los primeros siglos de la era cristiana, fue Hipatia, discípula de Platón. Escribió comentarios sobre temas matemáticos y astronómicos y está considerada como la primera científica y filósofa de Occidente.
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ASTRONOMÍA EN LA EDAD MEDIA
La astronomía griega se transmitió más tarde hacia el Este a los sirios, indios y árabes. Los astrónomos árabes recopilaron nuevos catálogos de estrellas en los siglos IX y X y desarrollaron tablas del movimiento planetario. El astrónomo árabe Azarquiel, máxima figura de la escuela astronómica de Toledo del siglo XI, fue el responsable de las Tablas toledanas, que influyeron notablemente en Europa. En 1085, año de la conquista de la ciudad de Toledo por el rey Alfonso VI, se inició un movimiento de traducción del árabe al latín, que despertó el interés por la astronomía (entre otras ciencias) en toda Europa (véase Escuela de traductores de Toledo). Se tradujeron las Tablas toledanas y el Almagesto de Tolomeo y en 1272 se elaboraron las Tablas alfonsíes bajo el patrocinio de Alfonso X el Sabio; estas tablas sustituyeron a las de Azarquiel en los centros científicos europeos. En el siglo XV comenzaron a surgir dudas sobre la teoría de Tolomeo: el filósofo y matemático alemán Nicolás de Cusa y el artista y científico italiano Leonardo da Vinci cuestionaron los supuestos básicos de la posición central y la inmovilidad de la Tierra.
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LA TEORÍA DE COPÉRNICO
Sistema de Copérnico
En el siglo XVI, Nicolás Copérnico desarrolló el modelo heliocéntrico del Sistema Solar, en el que el Sol está inmóvil en el centro. Los planetas, entre los que se encuentra la Tierra, giran a su alrededor. Esta visión del Sistema Solar contradecía el modelo geocéntrico de Tolomeo, que había sido aceptado desde el siglo II. En el modelo de Tolomeo, la Tierra está fija en el centro del Sistema Solar y el Sol, la Luna y los planetas, que son de una naturaleza bastante distinta a la de la Tierra, giran alrededor de ella. Aunque era casi tan complejo como el modelo de Tolomeo, el sistema de Copérnico fue consiguiendo aceptación poco a poco. Consiguió el éxito final a comienzos del siglo XVII, debido a los descubrimientos hechos con el nuevo telescopio astronómico y el desarrollo de una nueva física.

La historia de la astronomía dio un giro drástico en el siglo XVI como resultado de las aportaciones del astrónomo polaco Nicolás Copérnico. Dedicó la mayor parte de su vida a la astronomía y realizó un nuevo catálogo de estrellas a partir de observaciones personales. Debe gran parte de su fama a su obra De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes, 1543), donde analiza críticamente la teoría de Tolomeo de un Universo geocéntrico y muestra que los movimientos planetarios se pueden explicar atribuyendo una posición central al Sol más que a la Tierra.
No se prestó mucha atención al sistema de Copérnico, o sistema heliocéntrico, hasta que Galileo descubrió pruebas para defenderlo. Gran admirador secreto de la obra de Copérnico, Galileo vio su oportunidad de probar la teoría copernicana sobre el movimiento de la Tierra cuando se inventó el telescopio en Holanda. En 1609 construyó un pequeño telescopio de refracción, lo dirigió hacia el cielo y descubrió las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del Sol. También descubrió cuatro lunas girando alrededor de Júpiter. Convencido de que al menos algunos cuerpos no giraban alrededor de la Tierra, comenzó a hablar y a escribir a favor del sistema de Copérnico. Sus intentos de difundir este sistema le llevaron ante un tribunal eclesiástico. Aunque se le obligó a renegar de sus creencias y de sus escritos, esta teoría no pudo ser suprimida.
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LAS LEYES DE KEPLER Y LA TEORÍA DE NEWTON
Desde el punto de vista científico la teoría de Copérnico sólo era una adaptación de las órbitas planetarias, tal como las concebía Tolomeo. La antigua teoría griega de que los planetas giraban en círculos a velocidades fijas se mantuvo en el sistema de Copérnico. Desde 1580 hasta 1597 el astrónomo danés Tycho Brahe observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania. Utilizando los datos recopilados por Brahe, su ayudante alemán, Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento planetario, afirmando que los planetas giran alrededor del Sol y no en órbitas circulares con movimiento uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes velocidades, y que sus distancias relativas con respecto al Sol están relacionadas con sus periodos de revolución.
El físico británico Isaac Newton adelantó un principio sencillo para explicar las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario: la fuerza de atracción entre el Sol y los planetas. Esta fuerza, que depende de las masas del Sol y de los planetas y de las distancias entre ellos, proporciona la base para la explicación física de las leyes de Kepler. Al descubrimiento matemático de Newton se le denomina ley de la gravitación universal.
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ASTRONOMÍA MODERNA
Observatorio astronómico
El Observatorio Nacional de Kitt Peak, en Estados Unidos, alberga una gran variedad de instrumentos, entre los que se halla el gran telescopio solar McMath. El espejo principal del telescopio mide 150 cm de diámetro y tiene una distancia focal de 91,5 m. El observatorio también alberga un telescopio reflector de 400 cm y un radiotelescopio de 11 metros.

Tras la época de Newton, la astronomía se ramificó en diversas direcciones. Con esta ley de gravitación el viejo problema del movimiento planetario se volvió a estudiar como mecánica celeste. El perfeccionamiento del telescopio permitió la exploración de las superficies de los planetas, el descubrimiento de muchas estrellas débiles y la medición de distancias estelares. En el siglo XIX, un nuevo instrumento, el espectroscopio, aportó información sobre la composición química de los cuerpos celestes y nuevos datos sobre sus movimientos (véase Espectroscopia).
Rayos X celestes
Las fuentes de rayos X se muestran como puntos coloreados en esta imagen del cielo generada por ordenador a partir de datos enviados a la Tierra por el satélite internacional ROSAT. Aquí aparecen alrededor de 50.000 objetos. Aunque muchos son densos y forman parte de nuestra galaxia, como los restos de supernovas, los más débiles son casi todos quasares situados a una distancia de miles de millones de años luz de la Galaxia.

Durante el siglo XX se han construido telescopios de reflexión cada vez mayores. Los estudios realizados con estos instrumentos han revelado la estructura de enormes y distantes agrupamientos de estrellas, denominados galaxias, y de cúmulos de galaxias. En la segunda mitad del siglo XX los progresos en física proporcionaron nuevos tipos de instrumentos astronómicos, algunos de los cuales se han emplazado en los satélites que se utilizan como observatorios en la órbita de la Tierra. Estos instrumentos son sensibles a una amplia variedad de longitudes de onda de radiación, incluidos los rayos gamma, los rayos X, los ultravioletas, los infrarrojos y las regiones de radio del espectro electromagnético. Los astrónomos no sólo estudian planetas, estrellas y galaxias, sino también plasmas (gases ionizados calientes) que rodean a las estrellas dobles, regiones interestelares que son los lugares de nacimiento de nuevas estrellas, granos de polvo frío invisibles en las regiones ópticas, núcleos energéticos que pueden contener agujeros negros y radiación de fondo de microondas, que puede aportar información sobre las fases iniciales de la historia del Universo. Véase Astronomía radar; Astronomía gamma; Astronomía ultravioleta; Astronáutica.
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EL SISTEMA SOLAR
Venus
Venus es el objeto más brillante de nuestro cielo, después del Sol y la Luna. Nubes arremolinadas de ácido sulfúrico oscurecen la superficie de Venus e impedían el estudio del planeta desde la Tierra hasta que la tecnología permitió visitarlo con vehículos espaciales dotados de sondas. Las sondas determinaron que Venus es el más cálido de los planetas, con una temperatura en la superficie de unos 462 ºC. Los científicos creen que esta temperatura se debe a las espesas nubes y la atmósfera densa que atrapan la energía del Sol (un ‘efecto invernadero’).

La ley de gravitación de Newton proponía una fuerza de atracción entre el Sol y cada uno de los planetas para explicar las leyes de Kepler del movimiento elíptico. Sin embargo, esto también implica que deben existir fuerzas más pequeñas entre los planetas y entre el Sol y cuerpos tales como los cometas. Las fuerzas gravitatorias interplanetarias hacen que las órbitas de los planetas se desvíen del movimiento elíptico simple. La mayoría de estas irregularidades, predichas sobre la base de la teoría de Newton, se podían observar con el telescopio. Véase Sistema Solar.
Cometa Halley
El cometa Halley reaparece aproximadamente cada 76 años. Esta fotografía, tomada en Nueva Zelanda en 1986, muestra al cometa durante su aproximación al Sol más reciente. El cometa se hace visible porque la radiación solar vaporiza partes del núcleo de hielo, formando la cabellera y la cola del cometa.

La observación de las posiciones planetarias se mejoró con el desarrollo de instrumentos astronómicos más precisos y de técnicas fotográficas. Además, los cálculos matemáticos permiten hoy a los astrónomos predecir las posiciones planetarias con años de antelación y de modo muy preciso.
Imagen del asteroide 243 Ida
Los asteroides son pequeños cuerpos rocosos que orbitan en torno al Sol y están situados sobre todo entre las órbitas de Marte y Júpiter. La nave Galileo, una sonda espacial lanzada por la NASA en octubre de 1989, fotografió el asteroide 243 Ida (en la imagen) en agosto de 1993. La sonda espacial también detectó una luna que orbita en torno a Ida.

Con el uso del telescopio se descubrieron muchos nuevos miembros del Sistema Solar. Entre ellos el planeta Urano, descubierto en 1781 por William Herschel, astrónomo británico nacido en Alemania; el planeta Neptuno, descubierto en 1846 por el astrónomo británico John Couch Adams e independientemente por el astrónomo francés Urbain Le Verrier, y Plutón, descubierto en 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh. El número de satélites naturales conocidos aumentó cuando sondas no tripuladas sobrevolaron los planetas exteriores, y puede seguir aumentando cuando los astrónomos consigan mejores imágenes de estos planetas. Se ha comprobado que más de 1.600 asteroides giran alrededor del Sol, la mayor parte de ellos entre las órbitas de Marte y de Júpiter. También se han catalogado varios cientos de cometas y hay innumerables cuerpos más pequeños, tales como meteoroides pétreos y metálicos.
El análisis químico y el estudio físico de cuerpos celestes lejanos se hicieron posibles gracias al invento del espectroscopio en 1814 por el físico alemán Joseph von Fraunhofer y el posterior descubrimiento de que cada elemento químico exhibe un conjunto o conjuntos de líneas espectrales únicos. Los análisis de los espectros planetarios y estelares han demostrado que los cuerpos celestes se componen de elementos químicos conocidos en la Tierra. Los estudios espectroscópicos han aportado claves sobre la temperatura y la gravedad de la superficie de los cuerpos celestes y sobre sus movimientos.
Sondas portadoras de instrumentos se han aproximado a todos los planetas, excepto Plutón, para recolectar datos químicos y físicos. Han descubierto anillos finos y oscuros en Júpiter, Urano y Neptuno y han proporcionado información que pone en duda la posibilidad de vida en otros planetas del Sistema Solar. Estos planetas parecen ser demasiado calientes, demasiado fríos o poseer atmósferas demasiado inhóspitas para albergar vida tal como la conocemos.
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ESTRELLAS CERCANAS
Antony Hewish
El astrónomo británico Antony Hewish fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 1974 por sus investigaciones en radioastronomía; descubrió los objetos celestes denominados púlsares.

Para el estudio de una estrella es fundamental conocer la distancia a la que se encuentra de la Tierra, que en el caso de las estrellas más cercanas se halla midiendo la posición de la estrella en el cielo a intervalos de seis meses, cuando la Tierra está en los lados opuestos de su órbita. Al girar la Tierra alrededor del Sol, la estrella parece desplazarse en el cielo. Este desplazamiento anual se llama paralaje. Cuanto mayor es la distancia, menor es el paralaje de la estrella. La estrella más cercana, Alpha Centauri, está unas 260.000 veces más lejos de la Tierra que el Sol. Las primeras distancias de estrellas fueron medidas de forma independiente en 1838 por tres astrónomos.
Todas las estrellas son cuerpos gaseosos y calientes como el Sol, pero se diferencian de él y entre ellas por varias razones. Los datos físicos más importantes sobre una estrella son su brillo intrínseco, su masa, su tamaño y su composición química. Aunque todas las estrellas fijas parecen mucho más pálidas que el Sol a causa de las grandes distancias que las separan de la Tierra, algunas son intrínsecamente más brillantes (véase Magnitud estelar). Las masas de las estrellas se pueden determinar de forma directa para el Sol y para los pares de estrellas, como las binarias eclipsantes, que giran una alrededor de la otra. Los astrónomos aplican la ley de la gravitación para determinar matemáticamente las masas estelares. De las 50 estrellas más cercanas sobre las que se tiene una información bastante completa, el 10% son más brillantes, más grandes y con más masa que el Sol. Los estudios espectroscópicos muestran que la mayoría de las estrellas están compuestas en gran parte de hidrógeno.
La fuente de la gran energía irradiada por el Sol constituyó un misterio durante mucho tiempo. El Sol emite energía a razón de 3,86 × 1026 vatios. Pruebas geológicas demuestran que la vida ha existido en la Tierra desde hace miles de millones de años, lo que indica que la energía solar debe haber estado consumiéndose a su ritmo actual durante cientos de millones de años. En 1938 el físico estadounidense Hans Bethe formuló la teoría de que la energía solar se produce por la fusión de núcleos de hidrógeno en helio. Su descubrimiento preparó el camino para el desarrollo de una bomba de hidrógeno de fusión nuclear 15 años después.
Las estrellas con una masa igual o superior a 1,4 veces la del Sol consumen su ciclo vital mucho más rápido que el Sol. Los telescopios ópticos han revelado las etapas principales de este ciclo. Primero, la estrella comienza a condensarse desde el interior, pero por lo general cerca de un extremo de una nube de gas interestelar relativamente densa y fría. Esta condensación inicia un periodo de contracción y de recalentamiento interno, seguido de un largo periodo quemando hidrógeno. Cuando se acerca el final de su vida la estrella se expande transformándose en una gigante roja, se vuelve a contraer y entonces se encoge y se enfría hasta convertirse en una enana blanca.
En la década de 1960, una radioastrónoma británica, Jocelyn Bell, descubrió señales de radio de variación rápida provenientes de objetos semejantes a estrellas. Los estudios de su supervisor, Antony Hewish, demostraron que éstos eran fuentes pulsantes, ahora denominadas púlsares, compuestas de materia más condensada incluso que la de las enanas blancas. Un púlsar es una estrella de neutrones que gira a gran velocidad, una masa de neutrones herméticamente cerrada, el objeto más denso del Universo exceptuando a los agujeros negros, cuya materia es tan densa que nada, ni siquiera la radiación luminosa, puede escapar de él. En 1974 se sospechó de la existencia de un agujero negro en la constelación Cisne por la detección de rayos X emitidos por un gas cuya aceleración se aproximaba a la velocidad de la luz. Desde entonces, se han propuesto otras posibilidades, incluidos los enormes agujeros negros localizados en los centros de galaxias con radiación intensa. En 1994 el telescopio espacial Hubble aportó pruebas que vinieron a confirmar la existencia de un agujero negro en la galaxia M87. Los científicos estimaron que tenía una masa de 2.500 a 3.500 millones de veces la del Sol. Posteriormente los astrónomos encontraron agujeros negros en el centro de otras galaxias, y muchos científicos opinan que un gran número de galaxias podría contener agujeros negros en su centro.
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LA GALAXIA
Nebulosa del Cangrejo
Una supernova que explota deja tras de sí una nube de material gaseoso que se expande rápidamente llamada nebulosa. La nebulosa del Cangrejo surgió cuando explotó una estrella en nuestra galaxia. La luz de la explosión fue observada por astrónomos chinos en el año 1054. En el centro de la nebulosa se halla un púlsar, una estrella densa que gira a gran velocidad.

A finales del siglo XVIII, William Herschel construyó los mayores telescopios de su época y los utilizó para explorar los cielos. No sólo descubrió el planeta Urano, sino también cantidad de satélites y estrellas dobles, además de innumerables cúmulos de estrellas y nebulosas. Sus recuentos de estrellas en diferentes regiones de los cielos convencieron a Herschel de que el Sol es sólo una más de una amplia nube de estrellas dispuestas en forma de disco. Véase Vía Láctea.
Modernas investigaciones confirman este cuadro, excepto que hoy se sabe que el Sistema Solar está situado a unos tres quintos del radio galáctico desde su centro. El nombre de Vía Láctea suele aplicarse a todo el sistema o galaxia, también conocida como la Galaxia. Las estrellas del sistema están todas unidas por la gravedad y giran alrededor de un centro distante. En el estudio de la estructura de la Vía Láctea es de fundamental importancia el conocimiento de la distancia a la que se encuentran las estrellas. El método de paralaje para determinar estas distancias sólo se puede aplicar a unos pocos miles de las estrellas más próximas. Hay una clase especial de estrellas, las variables cefeidas, que varían de brillo en periodos que dependen de su intensidad intrínseca. La comparación del brillo observado en una estrella de este tipo con el brillo intrínseco conocido nos proporciona un medio de determinar su distancia. Siguiendo el descubrimiento de Henrietta Swan Leavitt de la relación entre el periodo y la luminosidad, Harlow Shapley utilizó las variables cefeidas, esparcidas por toda la Vía Láctea, para medir su tamaño. Un rayo de luz a una velocidad de unos 300.000 km/s necesitaría 400.000 años para atravesar la Vía Láctea de extremo a extremo de su halo (se describe más abajo). La espiral visible mide unos 100.000 años luz. En conjunto, la Vía Láctea está compuesta por unos 100.000 millones de estrellas que giran alrededor de un centro común. El Sol, situado a unos 30.000 años luz del centro de la Vía Láctea, viaja a una velocidad de unos 210 km/s y completa una revolución entera cada 200 millones de años.
Vía Láctea
El Sistema Solar se encuentra en uno de los brazos espirales de la galaxia con forma de disco llamada Vía Láctea. Esta fotografía muestra el centro de la Vía Láctea, a 30.000 años luz. En la imagen se ven cúmulos de estrellas brillantes con áreas oscuras de polvo y gas.

La Vía Láctea incluye gran cantidad de polvo y partículas de gas esparcidas entre las estrellas. Esta materia interestelar intercepta la luz visible emitida por estrellas distantes, de modo que los observadores en la Tierra no pueden contemplar con detalle las regiones lejanas de la Vía Láctea. Se inició una nueva rama de la astronomía cuando el ingeniero electrónico estadounidense Karl G. Jansky descubrió en 1932 que las radioondas se emitían desde la Vía Láctea. Un estudio posterior situó parte de esta radiación en la materia interestelar y parte en fuentes discretas, denominadas al principio radioestrellas. Las radioondas emitidas por las regiones distantes de la Vía Láctea pueden penetrar la materia interestelar opaca a la luz visible y permitir de esta forma a los astrónomos observar regiones ocultas a los instrumentos ópticos. Estas observaciones han revelado que la Vía Láctea es una galaxia espiral con un engrosamiento central de estrellas viejas, un disco exterior de estrellas tanto viejas como jóvenes y calientes que constituyen los brazos espirales y un gran halo de estrellas débiles.
El núcleo de la Vía Láctea ha sido hasta hace poco una región misteriosa, oculta a la vista por oscuras nubes de polvo interestelar. Los astrónomos obtuvieron la primera descripción detallada en 1983, cuando fue lanzado el Satélite de Astronomía Infrarroja (IRAS). Liberados de los efectos atmosféricos de la Tierra, los sensores del IRAS grabaron con un detalle sin precedentes las posiciones y las formas de innumerables fuentes de energía infrarroja que ocupan el corazón de la Vía Láctea. Entre éstas se descubrió un objeto macizo que no era una estrella y demasiado compacto para ser un cúmulo de estrellas; se pensó que podría ser un agujero negro. Véase Astronomía infrarroja; Radioastronomía.
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EL COSMOS
Quasar
Este radiomapa en color falso de un quasar fue realizado por el VLA, un radiotelescopio con una enorme multiantena en Nuevo México (EEUU). El núcleo extremadamente brillante del quasar (mancha roja de arriba) emite un chorro concentrado de materia de gran potencia (línea de manchas rojas). Se cree que los quasares son los núcleos de alta energía de galaxias jóvenes muy lejanas y que sus extraordinarias cantidades de energía pueden provenir de grandes agujeros negros en sus núcleos. Como la luz de un quasar tarda miles de millones de años en llegar a la Tierra, los astrónomos pueden estudiarlos para aprender sobre las etapas más primitivas de la historia del Universo.

A pesar de su gran tamaño, la Vía Láctea es sólo uno de los muchos grandes sistemas de estrellas, llamados galaxias, que pueblan el Universo conocido. Los estudios dirigidos por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble resolvieron en 1924 el problema de la naturaleza de las nebulosas espirales, mostrándolas como galaxias individuales igual que la Vía Láctea pero situadas a distancias muy grandes. Ciertas galaxias tienen forma espiral, otras son esferoidales y carecen de brazos espirales, y otras tienen un contorno irregular, mostrando a veces rastros de brazos espirales. Uno de los mayores telescopios del mundo, el telescopio Keck del Observatorio Mauna Kea, reveló la existencia de galaxias situadas a una distancia de la Tierra de más de 10.000 millones de años luz.
Radiomapa
El radiotelescopio Parkes de Australia, de 64 m, produjo este radiomapa de la Gran Nube de Magallanes. Los colores de la imagen corresponden a la intensidad de las ondas radioeléctricas: el negro es la menos intensa y el rojo, la más intensa. Un radiomapa revela estructuras que no pueden apreciar los telescopios ópticos.

Los análisis espectrales de la luz de las galaxias muestran que las estrellas que constituyen estos sistemas se componen de elementos químicos conocidos en la Tierra. Además demuestran que todas se mueven respecto a la Vía Láctea: cuanto más alejada está una galaxia, mayor es su recesión (véase Efecto Doppler). Esto se ha tomado como prueba de que el Universo se expande y que surgió de un estado de la materia extremadamente caliente y denso en un gran estallido llamado el Big Bang, la Gran Explosión. Las posibles condiciones que pudieron haber iniciado esta explosión se tratan en una teoría cosmológica propuesta a comienzos de la década de 1980 que se conoce como teoría inflacionaria. La radiación que llena el Universo se ha ido enfriando desde la Gran Explosión. Su temperatura actual es de unos 3 K (-270 °C); se conoce como radiación de fondo de microondas y proviene de todas las direcciones. Fue descubierta en 1965 por los físicos estadounidenses Arno Penzias y Robert W. Wilson, y suele ser el mejor indicador de las fases iniciales de la historia del Universo. La teoría relativista de la gravedad de Albert Einstein también apoya la teoría de la Gran Explosión.
La mayoría de los astrónomos creen que los quasares, descubiertos en la década de 1960, son los núcleos energéticos de galaxias muy distantes. Por razones que todavía no conocemos, son tan brillantes que ocultan la luz de las galaxias que los rodean. Las líneas espectrales de los quasares exhiben desplazamientos hacia el rojo muy grandes, indicativos de que estos objetos se alejan de nuestra galaxia a velocidades por encima del 80% de la velocidad de la luz. Su gran velocidad también significa que en apariencia se encuentran entre los objetos cosmológicos más distantes. Astrónomos del Observatorio Monte Palomar descubrieron en 1991 un quasar a una distancia de 12.000 millones de años luz.


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