Nuestro Universo: Parte IV

La Vía Lactea

La Vía Láctea es la galaxia en la que se encuentra el Sistema Solar y por ende, La Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es, muy posiblemente, una espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55% del radio total galáctico).

La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas: Halo, Disco, Bulbo.

Halo: El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayoría de cúmulos globulares. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura. Su existencia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una componente perpendicular al plano muy fuerte, cruzando en muchos casos el disco galáctico.

Disco: El disco se compone principalmente por estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son 4: Cruz-Centauro, Perseo, Sagitario y Orión (brazo local). Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, de allí su nombre de "Local". Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor halo y disco, el disco también. Disco delgado y disco grueso. El disco grueso se cree que es el remanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia. Del mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial el disco grueso lo sería de una segunda fase de colapso.

Bulbo: El bulbo o núcleo galáctico se sitúa, como es lógico, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Aunque a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. Por otra parte, se sabe que en nuestro centro galáctico hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares. Su detección fue posible a partir de la observación de unas estrellas que giraban en torno a un punto oscuro a velocidades de más de 1500 km/s.

Sobre las GALAXIAS...

Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

CARACTERÍSTICAS COMUNES DE LAS GALAXIAS

Una característica muy importante de una galaxia activa es que su espectro no depende de la temperatura. Para calcular la temperatura de una estrella se analiza su espectro (la longitud de onda con mayor intensidad indica la temperatura de dicha estrella) ya que la temperatura influye en él, pero en las galaxias activas no influye. Emiten energía proveniente del espectro electromagnético, más específicamente de rayos X, gamma,

ultravioleta, infrarrojo y ondas de radio.

Se pueden clasificar en: tipo Seyfert, cuásar (o quásar), radiogalaxia, blazar (o BL Lacertae) y objeto extremadamente rojo (ERO, por sus siglas en inglés). Los científicos creen que algunos de los tipos de galaxias activas tienen diferentes apariencias debido a que se las ven en diferentes direcciones, pero en realidad pertenecen a una misma clase de galaxia activa.

Las galaxias activas presentan cuatro principales características:

• Muy compactos, o sea, tienen alta densidad.

• Alta luminosidad (billones de veces más luminosos que el Sol).

• Emisión constante de energía perteneciente al espectro electromagnético.

• Tienen espectros de emisión.

Quásares:

Un cuásar o quásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.

En 2007, el consenso científico dijo que estos objetos están extremadamente lejos, lo que explicaría su alto grado de corrimiento al rojo, son extremadamente luminosos, permitiendo su visión a pesar de su distancia, y muy compactos, que sería la causa de los cambios rápidos en la magnitud de brillo. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes en formación.

Los cuásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico dice que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quasares y la Tierra. Combinando esto con la Ley de Hubble se sabe que los quásares están muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energía de emisión de los quasares hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en el universo, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como supernovas y brotes de rayos gamma. Los cuásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.

                                                           

Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.

Nuestro Universo: Parte III

¿Qué es la evolución estelar?
Para responder esta pregunta, realizamos en clase un mapa conceptual:



¿Qué es una estrella de neutrones?

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova (explosión estelar) tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

¿Qué es un agujero negro?

Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitacional que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella.

¿Qué son las estrellas variables?

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira(Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.

CARACTERÍSTICAS      

La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.

Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombrarán con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultaran cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.

CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES

Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

                            *Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios                                 e                            en las propiedades físicas de las propias estrellas.
Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:

§  Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.

§  Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.

§  Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.*Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:

§  Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.

§  Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.

¿Qué contiene el espacio interestelar?

El espacio interestelar no está vacío, contiene gran cantidad de material al que se le conoce como Medio Interestelar (MI). El MI constituye entre el 10 a 15% de la masa visible de la vía láctea; está compuesto en un 99% de gas y el resto de polvo.  Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.

El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres.Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.

El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvin), caliente (miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).

                                                         

¿Qué es una nebulosa planetaria?

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.

El nombre se debe a que sus descubridores, en el siglo XVIII, observaron que su aparencia era similar a los planetas gigantes vistos a través de los telescopios ópticos de la época, aunque realmente no tienen ninguna relación con los planetas. Se trata de un fenómeno relativamente breve en términos astronómicos, que dura del orden de las decenas de miles de años (el tiempo de vida de una estrella común ronda los diez mil millones de años).

Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase de gigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensos vientos estelares. Tras la expulsión de estas capas, subsiste un pequeño núcleo de la estrella, el cual se encuentra a una gran temperatura y brilla de manera intensa. La radiación ultravioleta emitida por este núcleo ioniza las capas externas que la estrella había expulsado. Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia en astronomía, debido a que desempeñan un papel crucial en la evolución química de las galaxias, devolviendo al medio interestelar metales pesados y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (comocarbono, nitrógeno, oxígeno y calcio). En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química.

Nuestro Universo: Parte II

¿Cómo calcular la temperatura superficial de una estrella?

Para estimar la temperatura superficial de una estrella, podemos utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas (azuladas). Esto aparece ilustrado en la Figura 1, donde la intensidad de tres estrellas hipotéticas aparece reflejada junto a la longitud de onda.

El «arco iris» indica el rango de longitudes visible para el ojo humano. Este sencillo método es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas no son cuerpos negros perfectos. La presencia de varios elementos en la atmósfera de la estrella provoca que ciertas longitudes de onda se absorban. Debido a que estas líneas de absorción no están distribuidas uniformemente en el espectro, pueden desviar la posición del máximo espectral. De hecho, obtener un espectro útil de una estrella es un proceso que lleva mucho tiempo y resulta prohibitivamente ineficiente para grandes grupos de estrellas.

El tipo espectral estelar, conocido también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901, es la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las siguientes:

Clase	Temperatura	Color Convencional	Masa	Radio	Luminosidad	Líneas de absorción
O	28 000 - 50 000 K	Azul	60	15	140 000	Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno
B	9600 - 28 000 K	Blanco azulado	18	7	20 000	Helio, hidrógeno
A	7100 - 9600 K	Blanco	3,1	2,1	80	Hidrógeno
F	5700 - 7100 K	Blanco amarillento	1,7	1,3	6	Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio
G	4600 - 5700 K	Amarillo (como el Sol)	1,1	1,1	1,2	Calcio, helio, hidrógeno y metales
K	3200 - 4600 K	Amarillo anaranjado	0,8	0,9	0,4	Metales y óxido de titanio
M	1700 - 3200 K	Rojo	0,3	0,4	0,04	Metales y óxido de titanio

Las magnitudes Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol (Sol=1).
Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo números arábigos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más calientes de la clase A, mientras que A9 se refiere a las más frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. Esta clasificación se completa con los tipos R, N y S.

LÍNEAS DE EMISIÓN Y ABSORCIÓN

Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un  exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión.  En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción.

FOTÓN

El fotón es la partícula portadora de todas las formas de radiación electromagnética, incluyendo a los rayos gamma, los rayos X, la luz ultravioleta, la luz visible (espectro electromagnético), la luz infrarroja, las microondas, y las ondas de radio.

¿Qué es el diagrama de Hertzprung-Russel?

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.

Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

Las estrellas no son todas iguales y podemos caracterizarlas básicamente por cuatro propiedades: Masa, Luminosidad, Temperatura y Composición química.La masa es todo lo que está compuesto por partículas atómicas y al ser acelerado genera una fuerza. En el sistema métrico, la unidad de la masa es el kilogramo, kg.

Todas las partículas con masa tienen la propiedad de atraerse unas con otras debido a la fuerza de gravedad. Esta fuerza actúa de manera que cuanto más masa tengan las partículas mayor será la fuerza de gravedad entre ellas. Además, cuanto más cercanas estén las partículas, también mayor será la fuerza. En el sistema métrico, la unidad de la fuerza es el Newton, N. Al hablar de las estrellas, diremos que tienen una masa dada por el número de átomos en ellas.

Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.

Lo interesante aquí, es que la gran mayoría de las estrellas tienen masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100 veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.  las estrellas nacen cuando enormes nubes de gas comienzan a colapsar, llega el momento en que estas nubes se fragmentan, pero sus fragmentos continúan colapsando, mientras van tomando una figura esférica.

¿Cuáles son los componentes de una estrella?

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide encromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

¿Cómo se miden las edades de las estrellas?

Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas más viejas. Estos se basan en la medición de:

• la cantidad de combustible que ha consumido
• su temperatura
• la radioactividad de sus elementos pesados

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida convirtiendo hidrógeno en helio por medio de fusión nuclear. A medida que se va acabando el hidrógeno, la temperatura y la luminosidad de la estrella aumenta hasta el momento cuando se agota el hidrógeno. La etapa siguiente en la vida de la estrella consiste en usar el helio que queda en su núcleo como fuente principal de energía convirtiéndose en una estrella gigante roja. Las estrellas más masivas consumen su combustible (hidrógeno) más rápidamente.

Las enanas blancas revelan su edad

Las enanas blancas se enfrían a medida que envejecen de una manera bien entendida por los modelos de evolución estelar. Es por lo tanto posible determinar la edad de un cúmulo globular estudiando la población de enanas blancas de menor brillo. Usando el telescopio espacial Hubble en el año 2002 un grupo de astrónomos hicieron mediciones del cúmulo Mesier 4 (M4) y lograron determinar con gran precisión una edad de 12.7 ± 0.7 Ga para las estrellas de este cúmulo. Esta determinación es consistente con la medición obtenida por el método del quiebre de la secuencia principal la cual es de 13.2 ± 1.5 Ga. Igualmente estos resultados están de acuerdo con el método independiente que usa el decaimiento radiactivo de uranio y torio el cual da 12.5 ± 3 Ga. En contraste, las estrellas en el disco de la galaxia tienen una edad de 7.3 ± 1.5 Ga.