El Maravilloso Universo by william vegazo

El Maravilloso Universo Galaxias. Estrellas y el telescopio Hubble

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Contenidos Artículos Telescopio espacial Hubble

Galaxia

Edwin Hubble

Ley de Hubble

Secuencia de Hubble

(2069) Hubble

Nebulosa

Telescopio

Astronomía

Vía Láctea

Año luz

Referencias Fuentes y contribuyentes del artículo

Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes

Licencias de artículos Licencia

Telescopio espacial Hubble

El telescopio espacial Hubble visto desde el Transbordador espacial Discovery durante la misión STS-82. Organización

NASA/ESA

Régimen de longitud de onda Ultravioleta, visible e infrarrojo cercano Altitud orbital

600 km

Período orbital

97 min

Fecha de lanzamiento

24 de abril de 1990

Fecha de desactivación

Prevista hacia 2014 (incierta)

Masa

11 000 kg

Páginas web

http:/ / hubble. nasa. gov http:/ / www. stsci. edu http:/ / www. spacetelescope. org/ Características

Tipo de telescopio

Ritchey-Chretien reflector

Diámetro

2,4 m

Área colectora

aprox. 4,3 m2

Distancia focal efectiva

57,6 m Instrumentos actuales (mayo de 2009)

NICMOS

Cámara y espectrómetro multi-objeto del infrarrojo cercano

ACS

Cámara avanzada para sondeos (parcialmente estropeada)

WFC3

Cámara de gran angular 3

STIS

Espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial

COS

Espectrógrafo de orígenes cósmicos

FGS

Sensores de guiado fino

Telescopio espacial Hubble

El Telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés) es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor de Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la ESA inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica de 2.0 megapixeles mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica,ademas tiene el límite de una cancha de futbol como Imagen de la nebulosa del Águila tomada por el Hubble. resolución óptica del instrumento. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación del planeta tierra en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres. Una de las características del HST es la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus iniciales en inglés). Durante las misiones de servicio se pueden arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Hasta la fecha se han realizado 5 misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).

Descripción técnica El telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario (COSTAR [1], iniciales en inglés de Óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas. El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo,

Telescopio espacial Hubble el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.

Las misiones de servicio Ya desde su diseño, el HST se concibió como un telescopio espacial que podría ser visitado por el transbordador espacial. Las razones para esa capacidad son: • Poder reparar elementos estropeados. El espacio es un entorno agresivo para un satélite debido al efecto sobre los elementos electrónicos de las partículas elementales cargadas que se desplazan a gran velocidad y a la posibilidad de impactos con micropartículas. Por ese motivo, estaba claro desde el principio que algunas partes del HST fallarían en un plazo no muy largo. • Instalar nuevos instrumentos, ya sean instrumentos científicos u otras partes del telescopio. Dada la rápida evolución de la tecnología, los detectores u ordenadores (por poner dos ejemplos) disponibles durante la larga vida del telescopio son superiores a los que originalmente se instalaron antes de su lanzamiento. Las visitas del transbordador permite actualizar esos elementos y así mejorar la capacidad del HST. • Mantener la órbita del telescopio. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue pero no inexistente a esa altura), el telescopio es frenado muy lentamente y, como consecuencia de la atracción gravitatoria terrestre, pierde altura. Cada vez que el HST es visitado, el transbordador espacial ha de empujarlo a una órbita ligeramente más alta.

La primera misión de servicio (SM1) La primera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Endeavour (STS-61) en diciembre de 1993 y tuvo una duración de diez días. El plan de la SM1 estuvo fuertemente condicionado por la aberración esférica detectada tres años antes en el espejo primario. Las dos reparaciones más importantes fueron la sustitución del Fotómetro de Secuencia de imágenes obtenidas entre 1994 y 1999 por la WFPC2 en las que se ve el Alta Velocidad (HSP, por sus iniciales movimiento de un objeto Herbig-Haro. en inglés) por la óptica correctora COSTAR y la instalación de la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era el conseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de Objetos Débiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución o GHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario. Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dos magnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde su lanzamiento. La SM1 estuvo rodeada de gran expectación. Por ejemplo, la revista New Scientist declaraba antes de su ejecución que constituía “la reparación más ambiciosa de la historia de la aeronáutica”. El éxito de la misión fue total hasta el punto que el jefe científico del proyecto, Edward J. Weiler, declaró que "el Hubble ha quedado reparado a un grado que nunca hubiéramos soñado”.

Telescopio espacial Hubble

La segunda misión de servicio (SM2) La segunda misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-82) en febrero de 1997. En ella se reemplazaron dos instrumentos preexistentes (el GHRS y el FOS) por otros dos nuevos, el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara y Espectrómetro Multi-Objeto del Infrarrojo Cercano (NICMOS), se sustituyó un sistema de almacenamiento de datos en cinta por uno de estado sólido, se reparó el aislamiento térmico y se elevó la órbita del telescopio. El sistema de refrigeración de NICMOS no funcionó de la manera especificada y eso hizo que su vida útil se redujera de 4,5 a 2 años.

La tercera misión de servicio (SM3A) La tercera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-103) en diciembre de 1999.

La cuarta misión de servicio (SM3B) La cuarta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Columbia (STS-109) en marzo de 2002.

La quinta misión de servicio (SM4) La quinta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Atlantis (STS-125) en mayo de 2009. Ésta fue la última misión de servicio y duró 11 días, participaron en ella 7 tripulantes con el objetivo de reparar y añadir nuevos instrumentos al telescopio. La quinta misión de mantenimiento, prevista para 2006, se canceló inicialmente pero posteriormente se reinstauró. Con ella, está previsto que el Hubble alcanzará el final de su vida Hubble 20 años. Nebulosa Carina. útil hasta mediados de la década de 2010. La fecha exacta del fin del Hubble es incierta, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y el frenado atmosférico (corregible). La NASA prevé lanzar hacia el 2012 un telescopio de nueva generación (el James Webb) para observar en el infrarrojo cercano y medio. El Telescopio Espacial James Webb no es un sustituto del Hubble sino un complemento, ya que observa en un rango distinto del espectro electromagnético. El 14 de junio de 2006 la cámara avanzada para sondeos (siglas en inglés, ACS), uno de los instrumentos considerados fundamentales en el telescopio, dejó de funcionar. La causa fue un excesivo voltaje en el circuito de alimentación principal que fue subsanada con la activación del sistema de respaldo. El 30 de junio la ACS volvió a funcionar correctamente. El 31 de octubre de 2006, el Administrador de NASA anunció la aprobación para una misión de mantenimiento. Esta misión de 11 días de duración tendrá lugar tentativamente en el otoño de 2008 y entraña la instalación de nuevas baterías, de la tercera cámara de gran angular (WFC3) y de un nuevo espectrógrafo (COS), así como la reparación de los giróscopos y posiblemente de STIS. El 27 de enero de 2007, la ACS dejó de funcionar de nuevo debido a un cortocircuito en la misma. En principio, se pensó que el daño era irreversible para todos sus detectores. No obstante, más tarde se consiguió revivir uno de ellos (la SBC) y en la actualidad se está analizando si es posible reparar o no los otros dos (el WFC y el HRC) en la próxima misión de reparación. En la decisión final influirán los nuevos instrumentos que se instalarán en dicha misión (la WFC3 y el COS) y si es preferible reparar la ACS o STIS (existe un tiempo máximo que los astronautas pueden pasar fuera de la nave y la reparación de un instrumento lleva varias horas como mínimo). Mientras tanto, el

Telescopio espacial Hubble Hubble utilizará los demás instrumentos que están disponibles para investigaciones. [2]

Datos recogidos sobre el origen del universo El Hubble está logrando que los teóricos se replanteen algunas de sus ideas tocante a la edad del universo. De hecho, el entendimiento actual los ha situado ante una paradoja. Los datos más recientes que ha proporcionado el Hubble, según Wilford, escritor de asuntos científicos del periódico The New York Times, “indican de manera convincente que el universo puede ser mucho más joven de lo que calculaban los científicos. Tal vez no tenga más de ocho mil millones de años”, en vez de los cálculos anteriores, que le asignaban veinte mil millones. El problema radica en que “se da por seguro que algunas estrellas tienen unos dieciséis mil millones de años”. No es de extrañar que, como sigue diciendo, “el universo parezca querer engañar a los cosmólogos lanzándoles con efecto la pelota de los hechos y demostrando así las lamentables limitaciones de sus conocimientos”. Además agrega: “Los que se dedican al estudio del universo han de aceptar la probabilidad de que, por muy brillantes e ingeniosos que sean, no conseguirán responder muchas preguntas fundamentales”.

Imágenes enviadas No tardó en demostrarse que había valido la pena corregir el sistema óptico. En junio de 1994, la revista Time publicó que el Hubble había descubierto claros indicios en apoyo de la existencia de los agujeros negros. La NASA anunció que este había Imagen del cometa Shoemaker-Levy 9 captada con el HST. descubierto una “nube de gases en forma de disco que gira a la vertiginosa velocidad de 1,9 millones de kilómetros por hora”. Se halla a unos 50 millones de años luz, en el centro de la galaxia M87. Se dice que tiene una masa estimada de entre 2.000 y 3.000 millones de estrellas del tamaño del Sol, pero comprimidas en un espacio del tamaño del sistema solar. Los científicos calculan que el disco de gases tiene una temperatura de 10.000 grados Celsius. La única explicación que puede darse en la actualidad para este fenómeno es la existencia de una enorme fuerza gravitatoria ejercida por un mastodóntico agujero negro, en torno al cual da vueltas el disco. El Hubble también envió imágenes extraordinarias del cometa Shoemaker-Levy 9 cuando este se dirigía en una trayectoria autodestructiva a Júpiter, donde se desintegró en julio de 1994. Las imágenes de las galaxias que envía el Hubble son de tal nitidez que un científico calificó así el trabajo: “Un ligero cambio en el espejo, un paso gigante en astronomía”. Según la revista Investigación y Ciencia, en la actualidad “la resolución del Hubble decuplica la del mejor instrumento instalado en tierra, y gracias a ello puede observar con claridad un volumen de espacio mil veces mayor [que otros telescopios]”.

Telescopio espacial Hubble

Cifras • En el momento de ser lanzado era del tamaño de un vagón cisterna o de un edificio de cuatro pisos, de 13 metros de longitud y 4 de diámetro, y un peso superior a las 12 toneladas. • La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10.000 galaxias. • El Hubble se encuentra a 593 kilómetros sobre nivel del mar. • Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el ojo humano tan sólo puede ver unas 6.000 estrellas a simple vista. • Las observaciones del HST, incluyendo unas 500.000 fotografías, ocupan 1.420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34 terabytes). • El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo H.G.S.C. o Hubble Guide Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos. • El Hubble ha dado la vuelta a la Tierra cada 97 min, viajando casi 3.000 millones de km, una distancia superior a la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno. • Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4.800 artículos científicos. • El Hubble da una vuelta a la Tierra cada 97 minutos a una velocidad de 28.000 kilómetros por hora.[3] Aun así es capaz de apuntar a un astro con enorme precisión (la desviación es inferior al grosor de un cabello humano visto a una distancia de un kilómetro y medio).

Galería de imágenes

NGC 6302.

Campo Ultra Profundo del Hubble.

Nebulosa Keyhole.

Nebulosa del Águila.

SN 1006.

Galaxias Antennae.

Telescopio espacial Hubble

Galaxia del Sombrero.

V838 Monocerotis.

Nebulosa Ojo de gato.

Véase también • Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 • Cámara avanzada para sondeos • Cámara de Gran Angular 3

Enlaces externos • • • • • •

Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre el Hubble. Commons Página en español dedicada al trabajo del Hubble [4] Página de la ESA dedicada al Hubble [5]. Página de la NASA dedicada al Hubble [6]. Página Europea para el Telescopio Espacial Hubble [7] (en inglés) Telescopios en órbita [8] Actividad educativa: Naves Espaciales de la Tierra y la Luna.

Referencias [1] http:/ / hubblesite. org/ the_telescope/ nuts_. and. _bolts/ optics/ costar/ [2] En español (http:/ / www. astroenlazador. com/ article. php3?id_article=568) El hubble ha sido declarado el mejor telescopio jamas construido Agencia Espacial Europea (en inglés) (http:/ / www. esa. int/ esaCP/ SEMGAPSMTWE_index_0. html)

NASA (en inglés) (http://www.nasa.gov/home/hqnews/2007/jan/HQ_0715_Hubble_ACS.html) [3] « El principio del fin del 'Hubble' · ELPAÍS.com (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ principio/ fin/ Hubble/ elpepisoc/ 20080910elpepisoc_10/ Tes)». [4] http:/ / www. astroenlazador. com/ hubble. php3 [5] http:/ / hubble. esa. int/ science-e/ www/ area/ index. cfm?fareaid=31 [6] http:/ / hubblesite. org/ [7] http:/ / www. spacetelescope. org/ [8] http:/ / celestia. albacete. org/ celestia/ celestia/ naves1/ 10teles. html

Galaxia

Galaxia Una galaxia (de la raíz griega galakt-, "lácteo", una referencia a nuestra propia Vía Láctea) es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una NGC 4414, una típica galaxia espiral en la constelación Coma Berenices, cuyo diámetro es forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, aproximadamente 17.000 parsecs y a una tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen distancia aproximada de 20 millones de parsecs. forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente hay las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares. Se estima que existen más de cien mil millones (1011) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo. Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está bien comprendida. Hay evidencias que sugieren la existencia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de algunas galaxias. La Vía Láctea, que acoge a nuestro Sistema Solar, parece tener uno de estos objetos en su núcleo.

Historia En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno, llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios: sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.[1] Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras Vías Lácteas separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias, o universos isla, teóricas serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre

Galaxia

Louis Maupertuis describió como pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo.[2] Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo que contenía las 109 nebulosas más brillantes (objetos celestes de apariencia nebulosa), seguido más tarde por el catálogo, con quinientas nebulosas, elaborado por William Herschel. En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste le permitió distinguir la nebulosas elípticas de las circulares. Este telescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas nebulosas fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant. En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andromedae, en la nebulosa de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, M31 o Galaxia de Andrómeda, en la constelación encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran de su mismo nombre. 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de "universos isla", que sostenía que las nebulosas espirales eran realmente galaxias independientes. En 1920 ocurrió el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las nebulosas espirales y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha nebulosa eran similares a las nubes de polvo que se observan en nuestra , Vol. 5 (1925)</ref> Usar un nuevo telescopio le permitió a Hubble resolver las partes exteriores de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas nebulosas: estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias, que todavía es usado en nuestros días: la secuencia de Hubble. El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado acabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs. En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radio telescopios se han podido trazar nubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias. Velocidad de rotación: A observada, B predicha.

Galaxia

En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas. A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.

Tipos de galaxias Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.

Galaxias elípticas

Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble.

(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10. Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares. Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.

Galaxias espirales Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable. • (Sa-d): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "d" los más dispersos. • Galaxias lenticulares (S0 y SB0): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.

Galaxia

• Galaxias espirales barradas (SBa-d): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales. • Galaxias irregulares (Irr): Galaxia de forma espiral, pero que se encuentra deformada de algún modo.

Galaxias irregulares Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica. Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.

Galaxia NGC 1300. Su espiral tiene 3.000 años luz de diámetro y no posee agujero negro en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.

Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor. Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.

Véase también • • • • • • •

Vía Láctea Galaxia activa Galaxia Seyfert Blazar Quásar Objeto astronómico Grupo Local

Enlaces externos • Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre galaxias. Commons • Proyecto Celestia [3] Las Galaxias y más allá. Actividad educativa: El Universo. • Astronoo [4] Las Galaxias y montón. • Galaxy Zoo [5] Proyecto voluntario para clasificar las galaxias conocidas.

Referencias [1] Kant, Inmannuel (1755). « Parte uno (http:/ / records. viu. ca/ ~johnstoi/ kant/ kant2e. htm#partone)», Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, traducido al inglés por Ian Johnston. [2] Kant. op. cit.. «There are small places whose light is somewhat more than the darkness of empty celestial space, which all are alike in the fact that they display more or less open ellipses, but their light is much weaker than any other that we are aware of in the heavens (M. de Maupertuis)» [3] http:/ / celestia. albacete. org/ celestia/ celestia/ universo/ galaxi3. htm [4] http:/ / www. astronoo. com/ es/ galaxias. html [5] http:/ / galaxyzoo. org

Edwin Hubble

Edwin Hubble Edwin Hubble

Nacimiento

20 de noviembre de 1889 Marshfield, Misuri

Fallecimiento 28 de septiembre de 1953 63 años San Marino, California Residencia Nacionalidad

Estados Unidos Estadounidense

Campo

Astronomía

Alma máter

Universidad de Chicago, Universidad de Oxford

Conocido por Big Bang, Ley de Hubble,Corrimiento al rojo, y la Secuencia de Hubble Premios destacados

Medalla Franklin, Medalla Bruce, Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica

Edwin Powell Hubble (Marshfield, Misuri, 20 de noviembre de 1889 - San Marino, California, 28 de septiembre de 1953) fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por haber demostrado la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es considerado el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros campos.

Primeros años Edwin Hubble nació en Un lugar del que poco saben, llamado barrio limon.(Misuri) el 20 de noviembre de 1889 y muere en San Marino, California el 28 de septiembre de 1953. Era un hijo de un abogado y él mismo estaba destinado a ejercer la carrera legal, pero se arrepintió luego de que su padre mandara a la carcel a su esposa por robar limones al arbol de la ciudad. Cursó estudios en la Universidad de Chicago, centrándose en matemáticas y astronomía. Se licenció en 1910.

Hubble en el Monte Wilson Retornó al campo de la astronomía al incorporarse al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde obtuvo el doctorado en física en 1917. Al volver de su servicio en la primera Guerra mundial, en 1919, le fue ofrecido un puesto en el nuevo observatorio del monte Wilson, donde tenía acceso a un telescopio de 254 centímetros, por ese entonces, el más potente del mundo, junto a Milton Humason. Al principio de su carrera en el observatorio, su atención fue atraída por las nebulosas. Por entonces, la forma y el tamaño de las galaxias se conocían razonablemente bien, pero no se sabía qué existía más allá de sus límites... si es que existía algo. Al principio del Siglo XX, la palabra galaxia se consideraba intercambiable con Universo. Estaba claro que algunas nebulosas se encontraban en la galaxia y que, básicamente, eran gas iluminado por estrellas en su interior. En 1924 Hubble tuvo éxito al distinguir estrellas en la Nebulosa de Andrómeda. Usando la ley del

Edwin Hubble perio-luminosidad de Leavitt, pudo llegar a estimar su distancia, que calculó en 800.000 años luz, ocho veces más lejos que las estrellas más remotas conocidas (más tarde resultaría infravalorada). En los años siguientes, repitió su éxito con nebulosa tras nebulosa dejando claro que la galaxia era una entre toda una hueste de "micro universos aislados". En conclusion, luego deun ataque de obsesiones por los ovnis, dejo todas sus investigaciones, y se dedico a la Poesìa, teniando un exito sobrepasador.

Hubble en el misterio poético de la Lealtad al señor Empesando con su obra, Viviendo con mi madre a los 35. Este libro contaba sus intimidades, mientras, el desocupado Edwin, vivía con su madre, y con sus otros 9 hermanos, Ed, Edwaldo, Edinburgo, Edith, Eduardo, Eduald, and company S.A e Incesto. Este libro, arraso con las ventas, poniendolo en el escritor, mas famoso, del barrio limon. Luego de este exito, Edwin lanzo a la venta,Organigrama de un mundo que quizas si quizas no, este perdido Al ver que durante su excitacion se acrecentaba una apocalipsis hormonal, declaró que tuvo una multiple erreción en el programa de Mirtha Legrand, hablando de su nuevo, exitoso pero polemico libro, Un día de noche, junto a Chicho Smietiuch, ya que en el se denotaba una homosexualidad prominente de la crisis espermatozoidal que ocasion que Mirtha Legrand pronuncie las palabras Pócima y Manicomio en menos de un minuto. Edwin, tambien fue el encargado de escribir la biografia completa de 50 hojas de la conocida y generosa Pechblenda En fin, Edwin se canso del exito, y escribio su ultimo libro, Frases Contemporaneas, donde gano el premio nobel a la literatura, luego de esto, se suicido.

La expansión del Universo Aunque Edwin "sólo" hubiera transformado la imagen del universo, hizo más.Transformo la imagen de la literatura en si, transformo todo lo que significfaba literatura. En medio siglo transcurrido desde que Huggins registró el corrimiento hacia el rojo del espectro de Sirio, había registrado múltiples corrimientos al rojo y al azul de varios objetos del universo. En 1929, Hubble publicó un análisis de la velocidad radial de las nebulosas cuya distancia había calculado; se trataba de sus velocidades respecto a la tierra. Lo que estableció fue que, aunque algunas nebulosas extragalácticas tenían espectros que indicaban que se movían hacia la Tierra, la gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el rojo que solo podían explicarse asumiendo que se alejaban. Más sorprendente fue su descubrimiento de que existía una relación directa entre la distancia de una nebulosa y su velocidad de retroceso. Viera Kaplan y Daniel Heinrich dicen que si el continente no se expande no se podría expandir el contenido (Teoría fundamental de las galaxias). Hubble concluyó que la única explicación consistente con los corrimientos hacia el rojo registrados, era que, dejando aparte a un "grupo local" de galaxias cercanas, todas las nebulosas extragalácticas se estaban alejando y que, cuanto más lejos se encontraban, más rápidamente se alejaban. Esto sólo tenía sentido si el propio universo, incluido el espacio entre galaxias, se estaba expandiendo. Junto a Milton Humason postuló la Ley de Hubble acerca de la expansión del universo. George Hale, el fundador y director del Observatorio Monte Wilson en las cercanías de Pasadena (California), dependiente del Instituto Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en 1953 al sufrir un accidente cerebrovascular. Antes de su muerte, Hubble fue el primero en utilizar el telescopio Hale del Observatorio Palomar.

Edwin Hubble

Referencias Aydon, Cyril (2006), Historias curiosas de la ciencia, Ediciones Robinbook. ISBN 84-96222-67-5.

Enlaces externos • Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Edwin Hubble.Commons • Biografía de Edwin Hubble. [1] • Edwin Hubble y la expansión del Universo. [2] • Who Was Edwin Hubble? [3] (en inglés)

Referencias [1] http:/ / www. astrocosmo. cl/ biografi/ b-e_hubble. htm [2] http:/ / www. astromia. com/ biografias/ hubble. htm [3] http:/ / www. aip. org/ history/ cosmology/ ideas/ hubble. htm

Ley de Hubble La ley de Hubble es una ley de cosmología física que establece que el corrimiento al rojo de una galaxia es proporcional a la distancia a la que ésta se encuentra. La ley fue formulada por Edwin Hubble y su colaborador Milton Humason en 1929[1] después de cerca de una década de observaciones. Es considerada como la primera evidencia observacional del paradigma de la expansión del universo y actualmente sirve como una de las piezas más citadas como prueba de soporte del Big Bang, según la Ley de Hubble, una medida de la inercia de la expansión del universo viene dada por la Constante de Hubble. A partir de esta relación observacional se puede inferir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia, relación más general que se conoce como relación velocidad-distancia y que a veces es confundida con la ley de Hubble. Los cálculos más recientes de la constante, utilizando los datos del satélite WMAP, empezaron en 2003, permitieron dar el valor de 71 ± 4(km/s)/Mpc para esta constante. En 2006 los nuevos datos aportados por este satélite dieron el valor de 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2. De acuerdo con estos valores, el universo tiene una edad próxima a los 14.000 millones de años. En agosto de 2006, una medida menos precisa se obtuvo independientemente utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra orbital de la NASA: 77 ± 15%(km/s)/Mpc.[2]

Historia Una década antes de que Hubble hiciera sus observaciones, varios físicos y matemáticos habían establecido una consistente teoría de la relación entre el espacio y el tiempo utilizando las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general. Aplicando los principios generales a la naturaleza del universo se produjo una solución dinámica que chocó con la entonces prevaleciente noción de un universo estático. En 1922, Alexander Friedmann halló sus ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein, demostrando que el universo se puede expandir a una velocidad calculable por las ecuaciones.[3] El parámetro utilizado por Friedman es conocido actualmente como el factor de escala con el que puede ser considerada como una forma invariante en escala de la constante de proporcionalidad de la ley de Hubble. Georges Lemaître independientemente encontró una solución similar en 1927. Las ecuaciones de Friedmann se obtienen insertando la métrica de un universo homogéneo e isótropo en las ecuaciones de campo de Einstein para un fluido con una densidad y una presión dada. Esta idea de un espacio-tiempo expandiéndose eventualmente conduciría a las teorías cosmológicas del Big Bang y del Estado Estacionario.

Ley de Hubble Antes de la aparición de la cosmología moderna, había una gran discusión sobre el tamaño y la forma del universo. En 1920, tuvo lugar el famoso debate Shapley-Curtis entre Harlow Shapley y Heber D. Curtis sobre el tema. Shapley apoyaba la idea de un pequeño universo del tamaño de la Vía Láctea y Curtis argumentaba que el universo era mucho mayor. El objeto del debate sería resuelto en la década siguiente con las observaciones mejoradas de Hubble. Edwin Hubble pasó gran parte de su trabajo profesional en la astronomía observacional en el Observatorio Monte Wilson, el telescopio más potente del mundo del momento. Sus observaciones de las estrellas variables cefeidas en nebulosas espirales le permitían calcular las distancias a estos objetos. Sorprendentemente, estos objetos se descubrió que estaban a distancias que les ubicaban fuera de la Vía Láctea. Las nebulosas fueron descritas por primera vez como "islas de universos" y fue sólo después del descubrimiento de la "galaxia" moniker que se aplicaría a ellas. En los años 20, Hubble combinó estas medidas de distancias de galaxias con las medidas de Vesto Slipher a partir del corrimiento al rojo debido a la recesión o alejamiento relativo entre ellas según el Efecto Doppler, Hubble descubrió entre ambas magnitudes una relación lineal, es decir, cuanto más lejos se halla una galaxia, mayor es su corrimiento al rojo. Al coeficiente de proporcionalidad se lo denomina Constante de Hubble, H0 Aunque había una dispersión considerable (ahora se sabe que es causada por la velocidad peculiar), Hubble pudo dibujar una tendencia lineal de 46 galaxias que él había estudiado y obtuvo un valor para la constante de Hubble de 500 km/s/Mpc (mucho mayor que el valor aceptado actualmente debido a los errores en sus calibraciones de la distancia). En 1958, se obtuvo la primera gran estimación de H0, 75 km/s/Mpc, fue publicada por Allan Sandage. Hubble interpretó esta relación como una prueba de que el universo estaba en expansión. Posteriormente, los modelos teóricos cosmológicos basados en la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein permitieron explicar esta expansión, ya que surge de forma natural a partir las ecuaciones de campo de la teoría. El propio Einstein, quien creía en un principio en un universo estático, introdujo de forma artificial un término extra a estas ecuaciones, denominado constante cosmológica, para evitar el fenómeno de la expansión. Tras los resultados publicados por Hubble, Einstein se retractó y retiró este término, al que denominó "el mayor error de mi carrera". Einstein haría un famoso viaje a Monte Wilson en 1931 para agradecer a Hubble que proporcionara las bases observacionales de la cosmología moderna.

El valor de la constante de Hubble y la edad del universo Durante el siglo XX, una de las prioridades de la cosmología fue el cálculo de la Constante de Hubble. Los primeros cálculos realizados por Hubble se basaban en los datos de corrimiento al rojo de 46 galaxias, dando un valor de unos 500 km/s/Mpc, según los cuales el universo tendría sólo 2000 millones de años, un valor insuficiente ya en esa época, pues por los isótopos de las rocas se sabía que la edad de la Tierra era de unos 4500 millones de años. En 1956, Allan Sandage determinó el valor en 180 km/s/Mpc. Dos años después, el propio Sandage publicó un artículo con el valor de 75 (km/s)/Mpc, muy cercano al valor actual. Sin embargo, a principios de los 70 el valor estimado de H0 variaba desde los 50 km/s/Mpc, hasta los 100 km/s/Mpc, según el método empleado. Según estos datos, la edad estimada del universo iba desde los 10.000 millones de años hasta los 20.000 millones de años aproximadamente. Evidentemente, se trataba de una incertidumbre excesiva que era preciso corregir. Los errores en la estimación de H0 se debían principalmente a limitaciones instrumentales, por lo que cuando se lanzó el Telescopio Espacial Hubble, una de sus prioridades fue la determinación de H0, en el marco del denominado Hubble Space Telescope Key Project, aprovechando las excepcionales capacidades de este intrumento. En 2001 se publicaron los resultados de este proyecto tras varios años de estudio, arrojando un valor para H0 de 72±8 km/s/Mpc, según el cual la edad del universo debía ser de unos 10.000 millones de años, insuficiente para dar cuenta de las estrellas más antiguas de los cúmulos globulares, con una edad de unos 14.000 millones de años. Sin embargo, al mismo tiempo, observaciones de supernovas lejanas revelaron que existe algún otro factor que impulsa la expansión del universo que se ha denominado energía oscura. En concreto, la expansión del universo se está acelerando debido a la acción de la energía oscura, por lo que la edad del universo teniendo en cuenta esta aceleración se acerca a los 14.000 millones de años, lo que está de acuerdo con la edad de las estrellas más antiguas.

Ley de Hubble

En 2001 fue lanzado el satélite WMAP destinado al estudio de la radiación de fondo de microondas. Esta radiación aporta datos sobre el universo primigenio, incluyendo el valor de H0, por lo que al estudiarla los cosmólogos disponen de un segundo método alternativo al corrimiento al rojo de galaxias para el cálculo de H0 En 2003 se publicaron los primeros resultados del WMAP que daban un valor de 71±4 (km/s)/Mpc para H0 En 2006, análisis más detallados de los datos han permitido estimar H0 en 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2, siendo ésta la medida de la Constante de de Hubble de mayor precisión obtenida hasta la fecha. También en 2006 el telescopio espacial de rayos X Chandra calculó H0 mediante otro método independiente, obteniendo el valor de 77 km/s/Mpc. El 5 de mayo de 2009, un equipo liderado por Adam Riess, utilizando el Telescopio Hubble, anunció una medición que arrojaba un valor para la constante de 74.2 +/-3.6 km/s/megapársec. Esta medición tiene un margen de error inferior al 5%.[4] [5]

Expresión matemática de la Ley de Hubble La ley de Hubble puede escribirse: c z=H0 D, siendo z el corrimiento al rojo, un número adimensional. c la velocidad de la luz D la distancia actual a la galaxia (en mega pársec Mpc). H0 la constante de Hubble en el momento de la observación Y la relación velocidad-distancia --más general y muchas veces confundida con la ley de Hubble-- puede formularse como

El destino final del universo y la edad del universo pueden ser obtenidas midiendo la constante de Hubble actual y extrapolando con el valor observado del parámetro de deceleración, caracterizado de forma única por valores de parámetros de densidad ( ). Un así llamado "universo cerrado" ( ) va hacia un final tipo Big Crunch y es considerablemente más joven que su edad de Hubble. Un "universo abierto" (

v=H D, siendo v la velocidad de recesión debida a la expansión del universo (generalmente en km/s)

)

se expande para siempre y tiene una edad que está cerca de su edad de Hubble. Para el universo acelerante en el que habitamos, la edad del universo está coincidentemente cercana a la edad de Hubble.

D la distancia actual a la galaxia (en mega pársec Mpc). H la constante de Hubble La relación velocidad-distancia puede derivarse suponiendo que el universo es homogéneo (las observaciones realizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae). Estrictamente hablando, ni v ni D en la fórmula son directemente observables, porque desde el momento en que fue emitida la luz hasta el momento de la observación el universo se ha cambiado de tamaño. Para galaxias relativamente cercanas (z es mucho menor que la unidad), v y D no habrán cambiado mucho y v se puede estimar utilizando la fórmula donde c es la velocidad de la luz. Ésta es de hecho la relación empírica encontrada por Hubble. Para galaxias distantes, v (o D) no se puede calcular a partir de z sin especificar un modelo detallado de cómo cambia H con el tiempo. El desplazamiento al rojo no está directamente relacionado con la velocidad de recesión en el momento en que la luz salió, pero tiene una interpretación simple: (1 + z) es el factor por el que el universo se ha

Ley de Hubble

expandido mientras el fotón estaba viajando hacia el observador. Si se utiliza la ley de Hubble para determinar distancias, sólo se puede utilizar la velocidad debida a la expansión del universo. Como las galaxias interaccionando gravitacionalmente se mueven relativamente las unas con las otras independientemente de la expansión del universo, estas velocidades relativas, llamadas velocidades peculiares, necesitarían tenerse en cuenta para aplicar la ley de Hubble correctamente. Si la velocidad peculiar de una galaxia es V entonces la relación velocidad-distancia debe escribirse v=H D + V El valor del parámetro de Hubble cambia con el tiempo aumentando o disminuyendo dependiendo del signo del llamado parámetro de deceleración que es definido por:

Podemos definir la "edad de Hubble" (también conocido como el "tiempo de Hubble" o el "periodo de Hubble") del universo como 1/H0, o 978000 millones de años/[H0/(km/s/Mpc)]. La edad de Hubble es de 14000 millones de años para H0=70 km/s/Mpc, o 13800 millones de años para H0=71 km/s/Mpc. La distancia a una galaxia es aproximadamente zc/H0 para pequeños desplazamientos al rojo z y expresando c como 1 año luz por año, esta distancia puede espresarse simplemente como z veces 13800 millones de años luz. Durante mucho tiempo se pensó que q era positiva, indicando que la expansión se estaba ralentizando debido a la atracción gravitacional. Esto implicaría una edad del universo menor que 1/H (que es de unos 14000 millones de años). Por ejemplo, un valor de q de 1/2 (considerado por muchos teóricos) daría una edad del universo de 2/(3H). El descubrimiento en 1998 que q es aparentemente negativo significa que el universo podría realmente ser más viejo que 1/H. De hecho, las estimaciones de la edad del universo están, casualmente, muy cercanas a 1/H.

Notas adicionales La distancia D a galaxias cercanas se puede estimar por ejemplo comparando su brillo aparente, con su brillo absoluto teórico. • En cualquier caso, D ha de ser la distancia actual a la galaxia, no la que existía cuando la galaxia emitió la luz que hoy recibimos. Esta distancia es en realidad imposible de observar directamente. Se deduce a partir de los modelos teóricos y de la observación del brillo aparente. La velocidad v se define como la tasa de variación de la distancia D con el tiempo. • La relación velocidad-distancia es estrictamente válida para cualquier distancia mientras que la ley de Hubble es una aproximación válida para galaxias relativamente cercanas donde la velocidad puede determinarse mediante el corrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ≈ zc; siendo c la velocidad de la luz. Sin embargo, tan sólo debe considerarse la velocidad debida a la expansión del universo, al margen de otros movimientos relativos de las galaxias (movimiento peculiar). Los sistemas con ligaduras gravitacionales, como las galaxias o el Sistema Solar, no se encuentran sujetos a la ley de Hubble y no se expanden.

Medición de la constante de Hubble Para mucha gente de la segunda mitad del siglo XX el valor de

se estima que está entre 50 y 90 (km/s)/Mpc. El

valor de la constante de Hubble fue el tema de una larga y más bien encarnizada controversia entre Gérard de Vaucouleurs que reivindicaba un valor en torno a 100 y Allan Sandage que reivindicaba un valor cerca de 50. En 1996, un debate moderado por John Bahcall entre Gustav Tammann y Sidney van den Bergh fue mantenido de la misma manera que el anterior debate entre Shapley y Curtis sobre estos dos valores competidores. Esta diferencia fue resuelta parcialmente con la introducción del Modelo Lambda-CDM del universo a finales de los años 1990. Con

Ley de Hubble

las observaciones de este modelo de los cúmulos de alto corrimiento al rojo a longitudes de onda de microondas utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas y todas las expediciones ópticas dieron un valor en torno a 70 para la constante. En particular el telescopio espacial Hubble (conducido por la doctora Wendy L. Freedman, de los Observatorios Carnegie) dieron la resolución óptica más exacta en mayo de 2001 con su estimación final de 72±8 (km/s)/Mpc, consistente con una medida de basada en las observaciones del efecto Sunyaev-Zel'dovich de muchas agrupaciones galácticas teniendo una exactitud similar. La mayor exactitud en la resolición del fondo cósmico de microondas ha sido 71±4 (km/s)/Mpc, por el WMAP en 2003 y 70(+2.4,-3.2) (km/s)/Mpc, para las medidas de 2006. En agosto de 2006, utilizando el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA, un equipo del Marshall Space Flight Center encontró que la constante de Hubble valía 77 (km/s)/Mpc, con una incertidumbre de aproximadamente el 15%.[6] La consistencia de las medidas de todos estos métodos se presta al soporte del valor medido de y del modelo Lambda-CDM. En el sistema métrico decimal, -18 -1

unos 2.3×10

Un valor para

s , esto no debería escribitse en Hz ya que la cantidad no es una frecuencia. medido de las observaciones del candela estándar de las supernovas Tipo Ia, que en 1998 se halló

que era negativa, sorprendió a muchos astrónomos con la implicación de que la expansión del universo actualmente se está "acelerando" (aunque el factor de Hubble sigue decreciendo con el tiempo.

Referencias • Kutner, Marc (2003). Cambridge University Press (ed.). Astronomía: Una Perspectiva Física. ISBN 0-521-52927-1. • Hubble, E.P.., La Aproximación Observacional a la Cosmología (Oxford, 1937)

Enlaces externos • Adsabs.Harvard.edu [7] (Freedman y colaboradores: «Resultados finales del telescopio espacial Hubble para medir la constante de Hubble». En Astrophysical Journal, volumen 553, número 1, pp. 47-72). • Astronomia.net [8] • Cas.Sdss.org [9] (el proyecto del diagrama de Hubble). • Cfa-www.Harvard.edu [10] (historia de la constante de Hubble, por John Huchra). • Ipac.CalTech.edu [11] (el proyecto clave de Hubble]

Referencias [1] Hubble, Edwin, " Una Relación entre la Distancia y la Velocidad Radial entre Nebulosas Extra-Galácticas (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ nph-bib_query?bibcode=1929PNAS. . . 15. . 168H& amp;db_key=AST& amp;data_type=HTML& amp;format=& amp;high=42ca922c9c30954)" (1929) Proceedings de la Academia Nacional de Ciencias de EEUU", Volumen 15, Número 3, pp. 168-173 ( Artículo completo (http:/ / www. pnas. org/ cgi/ reprint/ 15/ 3/ 168), PDF) [2] « Chandra Confirma la Constante de Hubble (http:/ / www. universetoday. com/ 2006/ 08/ 08/ chandra-confirms-the-hubble-constant/ )». Consultado el 04-07-2007. [3] Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377-386 (traducción al inglés en: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.) [4] Adam G. Riess (marzo de 2009). « A Redetermination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope from a Differential Distance Ladder (http:/ / arxiv. org/ abs/ 0905. 0695)» (en inglés). Consultado el 9 de mayo de 2009. [5] « Los astrónomos se acercan a la energía oscura con una constante de Hubble refinada (http:/ / www. cienciakanija. com/ 2009/ 05/ 08/ los-astronomos-se-acercan-a-la-energia-oscura-con-una-constante-de-hubble-refinada/ #more-3268)» (2009). Consultado el 9 de mayo de 2009. [6] Chandra independientemente determina la constante de Hubble (http:/ / www. spaceflightnow. com/ news/ n0608/ 08hubbleconstant/ ) en Spaceflight Now [7] http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ nph-bib_query?2001ApJ. . . 553. . . 47F [8] http:/ / www. astronomia. net/ cosmologia/ Hubble. htm [9] http:/ / cas. sdss. org/ dr3/ en/ proj/ advanced/ hubble/ [10] http:/ / cfa-www. harvard. edu/ ~huchra/ hubble/ [11] http:/ / www. ipac. caltech. edu/ H0kp/ H0KeyProj. html

es de

Secuencia de Hubble

Secuencia de Hubble La secuencia de Hubble es una clasificación de tipos de galaxias desarrollada por Edwin Hubble en 1936. También se la conoce como diagrama diapasón a consecuencia de la forma de su representación gráfica. Los tipos de galaxias se dividen como sigue: • Galaxias elípticas (E0-7) tienen forma elíptica, con una distribución bastante uniforme de las estrellas por todas partes. El número indica el grado de excentricidad: las galaxias E0 son casi redondas, mientras E7 son muy aplanadas. El número indica solo la apariencia de la galaxia en el cielo, no su geometría real.

Diagrama en diapasón de la secuencia de Hubble.

• Galaxias lenticulares (S0 y SB0) parecen tener una estructura de disco con una concentración de estrellas central proyectándose de él. No muestran ninguna estructura espiral. • Galaxias espirales (Sa-d) tienen una concentración de estrellas central y un disco aislado que presenta brazos espirales. Los brazos están centrado alrededor de la protuberancia, variando de los muy arremolinados y poco definidos (Sa) a los muy sueltos y definidos (Sc y Sd). Asimismo, mientras que en las primera la concentración central es muy pronunciada, en estos últimos lo es bastante menos, y -salvo excepciones- la cantidad de estrellas jóvenes y la proporción de gas van aumentando a lo largo de la secuencia. • Galaxias espirales barradas (SB0/a-d) tienen una estructura en espiral, similar a las galaxias espirales pero los brazos se proyectan desde el final de una "barra" central en lugar de emanar de una concentración central, como cintas en los extremos de una batuta. De nuevo, SBa a SBd indica como de arremolinados están estos brazos y el grado de desarrollo de la concentración central y -de nuevo, salvo excepciones- al ir progresando en la secuencia, la cantidad de gas y estrellas jóvenes va aumentando. • Galaxias espirales intermedias (SAB0/a-c) tienen una morfología intermedia entre las galaxias espirales y las galaxias espirales barradas. • Galaxias irregulares (Irr) se dividen en Irr-I, que muestran estructura espiral deformada, e Irr-II para las galaxias que no encajan en ninguna otra categoría.

Secuencia de Hubble

Propiedades conocidas de las galaxias Tipo de galaxia

Masa (Masas solares)

Luminosidad (Luminosidad solar)

Diámetro (kpc)

Población estelar

Porcentaje de galaxias observadas

Espiral / 109 a 1011 Espiral barrada

108 a 1010

5-250

disco: Población I aureola:Población II

77%

Elíptica

105 a 1013

105 a 1011

1-205

Población II

20%

Irregular

108 a 1010

107 a 109

1-10

Población I

Hubble basó su clasificación en fotografías de las galaxias tomadas con telescopios de la época. Al principio creyó que las galaxias elípticas eran una forma inicial, que posteriormente evolucionaba a espirales; nuestro conocimiento actual sugiere que la situación es más o menos opuesta, no obstante esta creencia dejó su impronta en la jerga de los astrónomos que aun hablan de "tipo primitivo" o "tipo avanzado" de galaxias de acuerdo a si la galaxia aparece a la izquierda o la derecha del diagrama. Observaciones más recientes nos han dado la siguiente información sobre estos tipos: • Las galaxias elípticas suelen tener poco gas y polvo y están compuestas principalmente de estrellas antiguas. • Las galaxias espirales tienen abundantes existencias de gas y polvo, y tienen una mezcla de estrellas antiguas y jóvenes. • Las galaxias irregulares son ricas en gas, polvo y estrellas jóvenes. A partir de esto, los astrónomos han construido una teoría de la evolución galáctica que sugiere que las elípticas son resultado de la colisión entre galaxias espirales o irregulares, que las priva de gran parte del gas y polvo y hace que las órbitas de las estrellas sean aleatorias. Ver formación y evolución de galaxias. Clasificaciones posteriores Después de aparecida ésta secuencia, aparecieron refinamientos de ésta, tanto por el propio Hubble cómo por otros autores (en especial, el astrónomo Gerard de Vaucouleurs), sobre todo en lo referido a la clasificación de las galaxias espirales, introduciéndose los tipos intermedios E+ (galaxias con características intermedias entre las elípticas y las lenticulares), S0(galaxias lenticulares sin estructuras, sólo distinguibles de una elíptica mediante un estudio detallado), S00 (galaxias lenticulares con cierta estructura), S0+ (galaxias intermedias entre una lenticular y una Sa), Sab (entre Sa y Sb), Sbc (entre Sb y Sc), y Scd (entre Sc y Sd), así cómo la clasificación "Pec" (peculiar) para aquellas galaxias inclasificables (por ejemplo, M82) y las galaxias enanas -con una "d" antes del tipo de la galaxia, y sólo para elípticas, lenticulares, e irregulares-. La más elaborada es la elaborada por el ya mencionado Gerard de Vaucouleurs en 1959. En ella, se extendió la clase Sd incluyendo los tipos Sdm y Sm, así cómo siendo reemplazado el tipo Irr -salvo para galaxias irregulares enanas (dIrr)- por los tipos I(m) e IB(m), éstos para galaxias irregulares con incipiente estructura espiral y/o barra, cómo las Nubes de Magallanes, y finalmente el tipo I0 para galaxias cómo la ya mencionada M82.

Secuencia de Hubble Ya que bastantes galaxias espirales presentan características intermedias entre las espirales normales (clasificadas cómo SA) y las barradas (clasificadas aquí cómo SB), se introdujeron las galaxias de tipo SAB, que son intermedias entre las espirales normales y las barradas. En éste sistema, esto es lo primero que se pone. También se ha tenido en cuenta la presencia de anillos internos en algunas galaxias. Las galaxias sin anillo interno se clasifican añadiendo a continuación del tipo de galaxia según tiene barra ó no "(s)". Si existe un anillo interno mal definido, "(rs)". Si existe un anillo bien definido, "r". Además, si la galaxia tiene un anillo que la rodea antes de la clasificación según la barra ó no se pone una "R"; si el anillo es un anillo falso, se pone "R1". De Vaucouleurs ha representado éste sistema de dos maneras: de manera tridimensional para todos los tipos de galaxias y cómo una rueda para las espirales y lenticulares (ver enlaces externos). Algunos ejemplos de galaxias espirales ó lenticulares brillantes clasificadas con éste sistema son (datos tomados de NASA/IPAC Extragalactic Database [1]): Galaxia de Andrómeda:SA(s)b (quizás SB(s)b debido a la presencia de una barra) Galaxia del Triángulo:SA(s)cd M77: (R)SA(rs)b M81: SA(s)ab M85: SA(s)0+ pec M88: SA(rs)b M90: SAB(rs)ab M95: SB(r)b NGC 1023: SB(rs)0NGC 2841: SA(r)b NGC 2903: SB(s)d NGC 3115: SA(s)ONGC 4526: SAB(s)00 NGC 6946: SAB(rs)cd NGC 7331: SA(s)b

Enlaces externos CLASSIFICATION AND STELLAR CONTENT OF GALAXIES (en inglés) [2]

Referencias [1] http:/ / nedwww. ipac. caltech. edu [2] http:/ / nedwww. ipac. caltech. edu/ level5/ Sandage/ Sandage_contents. html

(2069) Hubble

(2069) Hubble El 2069 Hubble es un asteroide del Cinturón de asteroides descubierto por los astrónomos de la Universidad de Indiana el 29 de marzo de 1955. Fue llamado así en honor de Edwin Hubble. Se encuentra a una distancia de 3.731 UA en Afelio y de 2.609 UA en Perihelio. Tiene un diámetro de 34,5 km y una masa de 4,3×1016 kg.

Nebulosa Este artículo o sección contiene algunas citas a referencias completas e incluye una lista de bibliografía o enlaces externos. Sin embargo, su verificabilidad no es del todo clara debido a que no posee suficientes notas al pie. Puedes mejorar este artículo introduciendo citas más precisas.

Las nebulosas (nebula singular, nebulae plural, en latín e inglés) son regiones del medio interestelar constituidas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y polvo. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas. Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia con muchas nebulosas sufriendo intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.

Nebulosa Trífida (M20).

Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas impropiamente nebulosas; se trata de una herencia de la Astronomía de siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo. Las nebulosas se pueden clasificar en tres grandes categorías según la naturaleza de su emisión (o falta de ella):

Nebulosa

Nebulosas oscuras Una nebulosa oscura (también llamada nebulosa de absorción), es una acumulación de gas o polvo interestelar no relacionado con ninguna estrella o alejado de éstas, de tal forma que no es perturbada por su energía, por lo que su presencia sólo puede ser advertida por contraste con un fondo estelar poblado o una nebulosa de emisión más alejados. En este caso la nebulosa no emite ni refleja ninguna luz por estar lejos de las estrellas, pero sí absorbe la luz de objetos que están detrás de ella. Por lo tanto, su existencia se deduce por la presencia de una región oscura que destaca sobre el fondo de cielo estrellado. Un ejemplo típico es la denominada Saco de Carbón en la constelación de la Cruz del Sur, y también es muy famosa la nebulosa Cabeza de Caballo, en la constelación de Orión. Numerosas nebulosas oscuras pueden asimismo observarse por sobre la franja brillante de la Vía Láctea que atraviesa el cielo.

Nebulosas de reflexión Estas nebulosas reflejan la luz de estrellas cercanas que no son lo suficientemente calientes como para emitir la radiación ultravioleta necesaria para excitar el gas de la nebulosa. Generalmente, estas nebulosas están formadas por los residuos del gas que dio origen a la estrella, y su espectro es similar al de las estrellas cuya luz reflejan. El caso más representativo es la nebulosa en torno de la estrella Mérope en el cúmulo abierto de las Pléyades (M45).

Nebulosas de emisión En este caso, el más común, el gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes. En astrofísica estos objetos se denominan regiones H II y son fundamentales a la hora de analizar la composición química y las propiedades físicas de las nebulosas (y de las galaxias en las que se encuentran) gracias al análisis de su espectro, compuesto por multitud de líneas de emisión de los elementos químicos que albergan. La línea de emisión más brillante e importante es H-alfa (de la serie de Balmer del hidrógeno), localizada en la zona roja del espectro (a 6562,82 Å), siendo éste el motivo por el que dicho color domine en las imágenes tradicionales de nebulosas de emisión. Pero también se detectan líneas Fantástica imagen de la Nebulosa del Águila (M16). de emisión de helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupos totalmente distintos. 1) Las nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar, es decir, en presencia de estrellas muy jóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación (plópidos y objetos Herbig-Haro) y a nubes moleculares. El caso más famoso es la Nebulosa de Orión (M42), la más cercana a la Tierra, pero otros ejemplos

Nebulosa destacables son la Nebulosa del Águila (M16, en la constelación de la Serpiente), la Nebulosa Trífida (M20, en Sagitario) o la Nebulosa de la Laguna (M8, también en Sagitario). 2) Las nebulosas de emisión asociadas a estrellas moribundas o ya extintas se denominan nebulosas planetarias y restos de supernova. Las primeras no tienen nada que ver con los planetas: son las envolturas de estrellas de masa baja o intermedia expulsadas al espacio al final de sus ciclos evolutivos. En ellas, el gas es excitado por un objeto muy pequeño y caliente, una enana blanca, que es el núcleo expuesto de la estrella muerta. Ejemplos conocidos de este tipo de nebulosa son la Nebulosa del Anillo (M57, en la Lira) y la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293, en Acuario). El resto (o «remanente») de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellas masivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova, como por la emisión de una posible estrella de neutrones (un púlsar) en su seno. Tal vez ejemplo más famoso de resto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro).

Véase también • Nebulosa protosolar

Enlaces externos • Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Nebulosas. Commons • Proyecto Celestia [1] Actividad educativa: El Universo • grin.hq.nasa.gov/BROWSE/gallaxies.html [2] [1] http:/ / celestia. albacete. org/ celestia/ celestia/ universo/ universo. htm [2] http:/ / grin. hq. nasa. gov/ BROWSE/ gallaxies. html

Telescopio

Telescopio Se denomina telescopio (del griego τῆλε "lejos" y σκοπέω "ver") al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo. Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo

Historia Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, un fabricante de lentes alemán, pero recientes investigaciones del informático Nick Pelling divulgadas en la revista británica History Today,[1] atribuyen la autoría a un gerundés llamado Juan Roget en 1590, cuyo invento habría sido copiado (según esta investigación) por Zacharias Janssen, quien el día 17 de octubre (dos semanas después de que lo patentara Lippershey) Telescopio en el Observatorio de Niza. intentó patentarlo. Poco antes, el día 14, Jacob Metius también había intentado patentarlo. Fueron estos hechos los que despertaron las suspicacias de Nick Pelling quien, basándose en las pesquisas de José María Simón de Guilleuma (1886-1965), sugiere que el legítimo inventor fue Juan Roget. En varios países se ha difundido la idea errónea de que el inventor fue el holandés Christian Huygens, quien nació mucho tiempo después. Galileo, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopio astronómico registrado. Gracias al telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en torno a ese planeta. Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre "telescopio" fue propuesto primero por el matemático griego Giovanni Demisiani el 14 de abril de 1611 durante una cena en Roma en honor de Galileo, cena en la que los asistentes pudieron observar las lunas de Jupiter por medio del telescopio que Galileo había traído consigo. Existen varios tipos de telescopio: refractores, que utilizan lentes; reflectores, que tienen un espejo cóncavo en lugar de la lente del objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora. El telescopio reflector fue inventado por Isaac Newton en 1688 y constituyó un importante avance sobre los telescopios de su época al corregir fácilmente la aberración cromática característica de los telescopios refractores.

Telescopio

Características El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente objetivo". Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 200 mm de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes. Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios: • Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular. • Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio. • Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos. • Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros. • Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo. • Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio) • Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio). • Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X). • Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio. • Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.

Telescopio

Montura altazimutal Una montura de telescopio sencilla es la montura altitud-azimut o altazimutal. Es similar a la de un surveying transit. Una parte gira en azimut (en el plano horizontal), y otro eje sobre esta parte giratoria permite además variar la inclinación del telescopio para cambiar la altitud (en el plano vertical). Una montura Dobson es un tipo de montura altazimutal que es muy popular dado que resulta sencilla y barata de construir.

Montura ecuatorial El principal problema de usar una montura altazimutal es que ambos ejes tienen que ajustarse continuamente para compensar la rotación de la Tierra. Incluso haciendo esto controlado por computadora, la imagen gira a una tasa que varía dependiendo del ángulo de la estrella con el polo celeste (declinación). Este efecto (conocido como rotación de campo) hace que una montura altazimutal resulte poco práctica para realizar fotografías de larga exposición con pequeños telescopios. La mejor solución para telescopios astronómicos pequeños consiste en inclinar la montura altazimutal de forma que el eje de azimut resulte paralelo al eje de rotación de la Tierra; a esta se la denomina una montura ecuatorial. Existen varios tipos de montura ecuatorial, entre los que se pueden destacar la alemana y la de horquilla.

Otras monturas Los grandes telescopios modernos usan monturas Telescopio ecuatorial de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata. altazimutales controladas por ordenador que, para exposiciones de larga duración, o bien hacen girar los instrumentos, o tienen rotadores de imagen de tasa variable en una imagen de la pupila del telescopio. Hay monturas incluso más sencillas que la altazimutal, generalmente para instrumentos especializados. Algunos son: de tránsito meridiano (sólo altitud); fijo con un espejo plano móvil para la observación solar; de rótula (obsoleto e inútil para astronomía).

Telescopio

Telescopios famosos • El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la atmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadas por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el ultravioleta.

El telescopio espacial Hubble visto desde el Transbordador espacial Discovery durante la misión STS-82.

• El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8 m de diámetro. Pertenece al Observatorio Europeo del Sur y fue construido en el Desierto de Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los cuatro espejos. • El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36

segmentos más pequeños. • Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly Large Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un espejo de 100 metros de diámetro, sustituido por el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, de 42 metros. • El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un diámetro de 5 metros, ha sido el más grande por mucho tiempo. Tiene un único espejo de silicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de construir. • El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia de las galaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan. • El refractor de 91 cm del Yerkes Observatory en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el refractor orientable más grande del mundo. • El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observando ininterrumpidamente al Sol.

Véase también • • • • • • •

Profundidad de campo Radiotelescopio Telescopio espacial Telescopio reflector Telescopio refractor Astrógrafo Lista de los mayores telescopios reflectores ópticos

Telescopio

Enlaces externos • • • • • • • • • •

Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre telescopios. Commons Wikiquote alberga frases célebres de o sobre Telescopio. Wikiquote Los mayores telescopios ópticos del mundo [2] (en inglés) Breve Historia de la Observación Astronómica [3] Cómo elegir un telescopio [4] ¿Que aditamentos tienen los telescopios? [5] ¿Cómo se calcular las potencialidades de un telescopio? [6] Características de los telescopios [7] Usando el Telescopio [8] Monturas de Telescopios [9]

Referencias [1] [2] [3] [4]

Noticia publicada en El Mundo Digital (http:/ / www. elmundo. es/ elmundo/ 2008/ 09/ 15/ ciencia/ 1221468578. html) http:/ / astro. nineplanets. org/ bigeyes. html http:/ / simplementeeluniverso. vndv. com/ vp002-001a. php?fn_mode=comments& fn_id=3 http:/ / www. espacioprofundo. com. ar/ verarticulo/ %BFComo_elegir_un_telescopio%3F. html

[5] [6] [7] [8] [9]

http:/ / www. espacioprofundo. com. ar/ verarticulo/ %BFQue_aditamentos_tienen_los_telescopios%3F. html http:/ / www. espacioprofundo. com. ar/ verarticulo/ %BFComo_se_calcular_las_potencialidades_de_un_telescopio%3F. html http:/ / www. astrosurf. com/ astronosur/ telescopios. htm http:/ / www. astrosurf. com/ astronosur/ usando. htm http:/ / www. astrosurf. com/ astronosur/ monturas. htm

Astronomía La astronomía (del griego: αστρονομία = άστρον + νόμος, etimológicamente la "ley de las estrellas") es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes, sus movimientos, los fenómenos ligados a ellos, su registro y la investigación de su origen a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Aristarco de Samos, Hiparco de Nicea, Claudio Ptolomeo, Hipatia de Alejandría, Nicolás Copérnico, Santo Tomás de Aquino, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, Isaac Newton, Immanuel Kant, Gustav Kirchhoff y Albert Einstein han sido algunos de sus cultivadores.

El Hubble: telescopio ubicado fuera de la atmósfera que observa objetos celestes. Sus maravillosas imágenes han asombrado al mundo, descubierto estrellas y planteado hipótesis. Es el icono de la astronomía moderna.

Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc.

Astronomía

No debe confundirse a la Astronomía con la astrología. Aunque ambas comparten un origen común, son muy diferentes. La Astronomía es una ciencia: los astrónomos siguen el método científico. La astrología, que se ocupa de la supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres, es una pseudociencia: los astrólogos, siguen un sistema de creencias no probadas o abiertamente erróneas, por ejemplo, no tienen en cuenta la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco de Nicea.

Breve historia de la Astronomía

Aristóteles inauguró toda una nueva perspectiva de la visión cósmica, formalizando el modelo astronómico, contra el astrológico.

En casi todas las religiones antiguas existía la cosmogonía, que intentaba explicar el origen del universo, ligando éste a los elementos mitológicos. La historia de la astronomía es tan antigua como la historia del ser humano. Antiguamente se ocupaba, únicamente, de la observación y predicciones de los movimientos de los objetos visibles a simple vista, quedando separada durante mucho tiempo de la Física. En Sajonia-Anhalt, Alemania, se encuentra el famoso Disco celeste de Nebra, que es la representación más antigua conocida de la bóveda celeste. Quizá fueron los astrónomos chinos quienes dividieron, por primera vez, el cielo en constelaciones. En Europa, las doce constelaciones que marcan el movimiento anual del Sol fueron denominadas constelaciones zodiacales. Los antiguos griegos hicieron importantes contribuciones a la astronomía, entre ellas, la definición de magnitud. La astronomía precolombina poseía calendarios muy exactos y parece ser que las pirámides de Egipto fueron construidas sobre patrones astronómicos muy precisos.

La cultura griega clásica primigenia postulaba que la Tierra era plana. En el modelo aristotélico lo celestial pertenecía a la perfección -"cuerpos celestes Stonehenge, 2800 a. C.: esta construcción megalítica se realizó sobre perfectamente esféricos moviéndose en órbitas conocimientos astronómicos muy precisos. Un menhir que supera los circulares perfectas"-, mientras que lo terrestre era 6 m de altura indicaba, a quien miraba desde el centro, la dirección imperfecto; estos dos reinos se consideraban como exacta de la salida del Sol en el solsticio de verano. Algunas cavidades servían para colocar postes de madera capaces de indicar opuestos. Aristóteles defendía la teoría geocéntrica para los puntos de referencia en el recorrido de la Luna. desarrollar sus postulados. Fue probablemente Eratóstenes quien diseñara la esfera armilar que es un astrolabio para mostrar el movimiento aparente de las estrellas alrededor de la tierra.

Astronomía

La astronomía observacional estuvo casi totalmente estancada en Europa durante la Edad Media, a excepción de algunas aportaciones como la de Alfonso X el Sabio con sus tablas alfonsíes, o los tratados de Alcabitius, pero floreció en el mundo con el Imperio persa y la cultura árabe. Al final del siglo X, un gran observatorio fue construido cerca de Teherán (Irán), por el astrónomo persa Al-Khujandi, quien observó una serie de pasos meridianos del Sol, lo que le permitió calcular la oblicuidad de la eclíptica. También en Persia, Omar Khayyam elaboró la reforma del calendario que es más preciso que el calendario juliano acercándose al Calendario Gregoriano. A finales del siglo IX, el astrónomo persa Al-Farghani escribió ampliamente acerca del movimiento de los Esfera armilar. cuerpos celestes. Su trabajo fue traducido al latín en el siglo XII. Abraham Zacuto fue el responsable en el siglo XV de adaptar las teorías astronómicas conocidas hasta el momento para aplicarlas a la navegación de la marina portuguesa. Ésta aplicación permitió a Portugal ser la puntera en el mundo de los descubrimientos de nuevas tierras fuera de Europa.

Revolución científica Durante siglos, la visión geocéntrica de que el Sol y otros planetas giraban alrededor de la Tierra no se cuestionó. Esta visión era lo que para nuestros sentidos se observaba. En el Renacimiento, Nicolás Copérnico propuso el modelo heliocéntrico del Sistema Solar. Su trabajo De Revolutionibus Orbium Coelestium fue defendido, divulgado y corregido por Galileo Galilei y Johannes Kepler, autor de Harmonices Mundi, en el cual se desarrolla por primera vez la tercera ley del movimiento planetario. Galileo añadió la novedad del uso del telescopio para mejorar sus observaciones. La disponibilidad de datos Vista parcial de un monumento dedicado a Copérnico en Varsovia. observacionales precisos llevó a indagar en teorías que explicasen el comportamiento observado (véase su obra Sidereus Nuncius). Al principio sólo se obtuvieron reglas ad-hoc, cómo las leyes del movimiento planetario de Kepler, descubiertas a principios del siglo XVII. Fue Isaac Newton quien extendió hacia los cuerpos celestes las teorías de la gravedad terrestre y conformando la Ley de la gravitación universal, inventando así la mecánica celeste, con lo que explicó el movimiento de los planetas y consiguiendo unir el vacío entre las leyes de Kepler y la dinámica de Galileo. Esto también supuso la primera unificación de la astronomía y la física (véase Astrofísica). Tras la publicación de los Principios Matemáticos de Isaac Newton (que también desarrolló el telescopio reflector), se transformó la navegación marítima. A partir de 1670 aproximadamente, utilizando instrumentos modernos de latitud y los mejores relojes disponibles se ubicó cada lugar de la Tierra en un planisferio o mapa, calculando para ello su latitud y su longitud. La determinación de la latitud fue fácil pero la determinación de la longitud fue mucho más delicada. Los requerimientos de la navegación supusieron un empuje para el desarrollo progresivo de observaciones astronómicas e instrumentos más precisos, constituyendo una base de datos creciente para los científicos.

Astronomía

Ilustración de la teoría del "Big Bang" o primera gran explosión y de la evolución esquemática del universo desde entonces.

A finales del siglo XIX se descubrió que, al descomponer la luz del Sol, se podían observar multitud de líneas de espectro (regiones en las que había poca o ninguna luz). Experimentos con gases calientes mostraron que las mismas líneas podían ser observadas en el espectro de los gases, líneas específicas correspondientes a diferentes elementos químicos. De esta manera se demostró que los elementos químicos en el Sol (mayoritariamente hidrógeno) podían encontrarse igualmente en la Tierra. De hecho, el helio fue descubierto primero en el espectro del Sol y sólo más tarde se encontró en la Tierra, de ahí su

nombre. Se descubrió que las estrellas eran objetos muy lejanos y con el espectroscopio se demostró que eran similares al Sol, pero con una amplia gama de temperaturas, masas y tamaños. La existencia de la Vía Láctea como un grupo separado de estrellas no se demostró sino hasta el siglo XX, junto con la existencia de galaxias externas y, poco después, la expansión del universo, observada en el efecto del corrimiento al rojo. La astronomía moderna también ha descubierto una variedad de objetos exóticos como los quásares, púlsares, radiogalaxias, agujeros negros, estrellas de neutrones, y ha utilizado estas observaciones para desarrollar teorías físicas que describen estos objetos. La cosmología hizo grandes avances durante el siglo XX, con el modelo del Big Bang fuertemente apoyado por la evidencia proporcionada por la astronomía y la física, como la radiación de fondo de microondas, la Ley de Hubble y la abundancia cosmológica de los elementos químicos. Durante el siglo XX, la espectrometría avanzó, en particular como resultado del nacimiento de la física cuántica, necesaria para comprender las observaciones astronómicas y experimentales.

Astronomía Observacional Estudio de la orientación por las estrellas Para ubicarse en el cielo, se agruparon las estrellas que se ven desde la Tierra en constelaciones. Así, continuamente se desarrollan mapas (cilíndricos o cenitales) con su propia nomenclatura astronómica para localizar las estrellas conocidas y agregar los últimos descubrimientos. Aparte de orientarse en la Tierra a través de las estrellas, la astronomía estudia el movimiento de los objetos en la esfera celeste, para ello se utilizan diversos sistemas de coordenadas astronómicas. Estos toman como referencia parejas de círculos máximos distintos midiendo así determinados ángulos respecto a estos planos fundamentales. Estos sistemas son principalmente: La Osa Mayor es una constelación tradicionalmente utilizada como punto de referencia celeste para la orientación tanto marítima como terrestre.

Astronomía

33 • Sistema altacimutal, u horizontal que toma como referencias el horizonte celeste y el meridiano del lugar. • Sistemas horario y ecuatorial, que tienen de referencia el ecuador celeste, pero el primer sistema adopta como segundo círculo de referencia el meridiano del lugar mientras que el segundo se refiere al círculo horario (círculo que pasa por los polos celestes).

Representación virtual en 3D de la situación de las galaxias de nuestro grupo local en el espacio.

• Sistema eclíptico, que se utiliza normalmente para describir el movimiento de los planetas y calcular los eclipses; los círculos de referencia son la eclíptica y el círculo de longitud que pasa por los polos de la eclíptica y el punto γ.

• Sistema galáctico, se utiliza en estadística estelar para describir movimientos y posiciones de cuerpos galácticos. Los círculos principales son la intersección del plano ecuatorial galáctico con la esfera celeste y el círculo máximo que pasa por los polos de la Vía Láctea y el ápice del Sol (punto de la esfera celeste donde se dirige el movimiento solar). La astronomía de posición es la rama más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas, satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. Para estudiar el movimiento de los planetas se introduce el movimiento medio diario que es lo que avanzaría en la órbita cada día suponiendo movimiento uniforme. La astronomía de posición también estudia el movimiento diurno y el movimiento anual del Sol. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la hora y para la navegación el cálculo de las coordenadas geográficas. Para la determinación del tiempo se usa el tiempo de efemérides ó también el tiempo solar medio que está relacionado con el tiempo local. El tiempo local en Greenwich se conoce como Tiempo Universal. La distancia a la que están los astros de la Tierra en el de universo se mide en unidades astronómicas, años luz o pársecs. Conociendo el movimiento propio de las estrellas, es decir lo que se mueve cada siglo sobre la bóveda celeste se puede predecir la situación aproximada de las estrellas en el futuro y calcular su ubicación en el pasado viendo como evolucionan con el tiempo la forma de las constelaciones.

Con un pequeño telescopio pueden realizarse grandes observaciones. El campo amateur es amplio y cuenta con muchos seguidores.

Astronomía

Instrumentos de observación Para observar la bóveda celeste y las constelaciones más conocidas no hará falta ningún instrumento, para observar cometas o algunas nebulosas sólo serán necesarios unos prismáticos, los grandes planetas se ven a simple vista; pero para observar detalles de los discos de los planetas del sistema solar o sus satélites mayores bastará con un telescopio simple. Si se quiere observar con profundidad y exactitud determinadas características de los astros, se necesitan instrumentos que necesitan de la precisión y tecnología de los últimos avances científicos. Astronomía visible El telescopio fue el primer instrumento de observación del cielo. Aunque su invención se le atribuye a Hans Lippershey, el primero en utilizar este invento para la astronomía fue Galileo Galilei quien decidió construirse él mismo uno. Desde aquel momento, los avances en este instrumento han sido muy grandes como mejores lentes y sistemas avanzados de posicionamiento.

Galileo Galilei observó gracias a su telescopio cuatro lunas del planeta Júpiter, un gran descubrimiento que chocaba diametralmente con los postulados tradicionalistas de la Iglesia Católica de la época.

Actualmente, el telescopio más grande del mundo se llama Very Large Telescope y se encuentra en el observatorio Paranal, al norte de Chile. Consiste en cuatro telescopios ópticos reflectores que se conjugan para realizar observaciones de gran resolución. Astronomía del espectro electromagnético o radioastronomía Se han aplicado diversos conocimientos de la física, las matemáticas y de la química a la astronomía. Estos avances han permitido observar las estrellas con muy diversos métodos. La información es recibida principalmente de la detección y el análisis de la radiación electromagnética (luz, infrarrojos, ondas de radio), pero también se puede obtener información de los rayos cósmicos, neutrinos y meteoros. Estos datos ofrecen información muy importante sobre los astros, su composición química, temperatura, velocidad en el espacio, movimiento propio, distancia desde la Tierra y pueden plantear hipótesis sobre su formación, desarrollo estelar y fin. El análisis desde la Tierra de las radiaciones (infrarrojos, rayos x, rayos gamma, etc.) no sólo resulta obstaculizado por la absorción atmosférica, sino que el problema principal, vigente también en el vacío, consiste en distinguir la señal recogida del "ruido de fondo", es decir, de la enorme emisión infrarroja producida por la Tierra o por los El Very Large Array. Como muchos otros telescopios, éste es propios instrumentos. Cualquier objeto que no se halle a un array interferométrico formado por muchos radiotelescopios 0 K (-273,15 °C) emite señales electromagnéticas y, por más pequeños. ello, todo lo que rodea a los instrumentos produce radiaciones de "fondo". Hasta los propios telescopios irradian señales. Realizar una termografía de un cuerpo celeste sin medir el calor al que se halla sometido el instrumento resulta muy difícil: además de utilizar película fotográfica especial, los instrumentos son sometidos a una refrigeración continua con helio o hidrógeno líquido.

Astronomía

La radioastronomía se basa en la observación por medio de los radiotelescopios, unos instrumentos con forma de antena que recogen y registran las ondas de radio o radiación electromagnética emitidas por los distintos objetos celestes. Estas ondas de radio, al ser procesadas ofrecen un espectro analizable del objeto que las emite. La radioastronomía ha permitido un importante incremento del conocimiento astronómico, particularmente con el descubrimiento de muchas clases de nuevos objetos, incluyendo los púlsares (o magnétares), quásares, las denominadas galaxias activas, radiogalaxias y blázares. Esto es debido a que la radiación electromagnética permite "ver" cosas que no son posibles de detectar en las astronomía óptica. Tales objetos representan algunos de los procesos físicos más extremos y energéticos en el universo. Este método de observación está en constante desarrollo ya que queda mucho por avanzar en esta tecnología. Astronomía de infrarrojos Gran parte de la radiación astronómica procedente del espacio (la situada entre 1 y 1000μm) es absorbida en la atmósfera. Por esta razón, los mayores telescopios de radiación infrarroja se construyen en la cima de montañas muy elevadas, se instalan en aeroplanos especiales de cota elevada, en globos, o mejor aún, en satélites de la órbita terrestre.

Diferencia entre la luz visible e infrarroja en la Galaxia del Sombrero ó Messier 104.

Astronomía ultravioleta La astronomía ultravioleta basa su actividad en la detección y estudio de la radiación ultravioleta que emiten los cuerpos celestes. Este campo de estudio cubre todos los campos de la astronomía. Las observaciones realizadas mediante este método son muy precisas y han realizado avances significativos en cuanto al descubrimiento de la composición de la materia interestelar e intergaláctica, el de la periferia de las estrellas, la evolución en las interacciones de los sistemas de estrellas dobles y las propiedades físicas de los quásares y de otros sistemas estelares activos. En las observaciones realizadas con el satélite artificial Explorador Internacional Ultravioleta, los estudiosos descubrieron que la Vía Láctea está envuelta por un aura de gas con elevada temperatura.

Imagen que ofrece una observación ultravioleta de los anillos de Saturno. Esta reveladora imagen fue obtenida por la sonda Cassini-Huygens.

Astronomía

Este aparato midió asimismo el espectro ultravioleta de una supernova que nació en la Gran Nube de Magallanes en 1987. Este espectro fue usado por primera vez para observar a la estrella precursora de una supernova. Astronomía de rayos X La emisión de rayos x se cree que procede de fuentes que contienen materia a elevadísimas temperaturas, en general en objetos cuyos átomos o electrones tienen una gran energía. El descubrimiento de la primera fuente de rayos x procedente del espacio en 1962 se convirtió en una sorpresa. Esa fuente denominada Scorpio X-1 está situada en la constelación de Escorpio en dirección al centro de la Vía Láctea. Por este descubrimiento Riccardo Giacconi obtuvo el Premio Nobel de Física en 2002.

La Galaxia elíptica M87 emite señales electromagnéticas en todos los espectros conocidos.

Astronomía de rayos gamma Los rayos gamma son radiaciones emitidas por objetos celestes que se encuentran en un proceso energético extremadamente violento. Algunos astros despiden brotes de rayos gamma o también llamados BRGs. Se trata de los fenómenos físicos más luminosos del universo produciendo una gran cantidad de energía en haces breves de rayos que pueden durar desde unos segundos hasta unas pocas horas. La explicación de estos fenómenos es aún objeto de controversia. El observatorio espacial Swift está específicamente diseñado para percibir señales gamma del universo y sirve de herramienta para intentar clarificar los fenómenos observados.

Los fenómenos emisores de rayos gamma son frecuentemente explosiones de supernovas, su estudio también intenta clarificar el origen de la primera explosión del universo o big bang.

El Observatorio de Rayos Gamma Compton -ya inexistente- fue el segundo de los llamados grandes observatorios espaciales (detrás del telescopio espacial Hubble) y fue el primer observatorio a gran escala de estos fenómenos. Ha sido reemplazado recientemente por el satélite Fermi. El observatorio orbital INTEGRAL observa el cielo en el rango de los rayos gamma blandos o rayos X duros. A energías por encima de unas decenas de GeV, los rayos gamma sólo se pueden observar desde el suelo usando los llamados telescopios Cherenkov como MAGIC. A estas energías el universo también puede estudiarse usando partículas distintas a los fotones, tales como los rayos cósmicos o los neutrinos. Es el campo conocido como Física de Astropartículas.

Astronomía

Astronomía Teórica Los astrónomos teóricos utilizan una gran variedad de herramientas como modelos matemáticos analíticos y simulaciones numéricas por computadora. Cada uno tiene sus ventajas. Los modelos matemáticos analíticos de un proceso por lo general, son mejores porque llegan al corazón del problema y explican mejor lo que está sucediendo. Los modelos numéricos, pueden revelar la existencia de fenómenos y efectos que de otra manera no se verían.[1] [2] Los teóricos de la astronomía ponen su esfuerzo en crear modelos teóricos e imaginar las consecuencias observacionales de estos modelos. Esto ayuda a los observadores a buscar datos que puedan refutar un modelo o permitan elegir entre varios modelos alternativos o incluso contradictorios. Los teóricos, también intentan generar o modificar modelos para conseguir nuevos datos. En el caso de una inconsistencia, la tendencia general es tratar de hacer modificaciones mínimas al modelo para que se corresponda con los datos. En algunos casos, una gran cantidad de datos inconsistentes a través del tiempo puede llevar al abandono total de un modelo. Los temas estudiados por astrónomos teóricos incluyen: dinámica estelar y evolución estelar; formación de galaxias; origen de los rayos cósmicos; relatividad general y cosmología física, incluyendo teoría de cuerdas.

La mecánica celeste La astromecánica o mecánica celeste tiene por objeto interpretar los movimientos de la astronomía de posición, en el ámbito de la parte de la física conocida como mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo de las órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra fue por su complejidad muy importante para el desarrollo de la ciencia. El movimiento extraño de Urano, causado por las perturbaciones de un planeta hasta entonces desconocido, permitió a Le Verrier y Adams descubrir sobre el papel al planeta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña desviación en el avance del perihelio de Mercurio se atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein la explicó con su Teoría de la Relatividad.

Astrofísica La astrofísica es una parte moderna de la astronomía que estudia los astros como cuerpos de la física estudiando su composición, estructura y evolución. Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros se pudo averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de la física implicadas en el estudio son la física nuclear (generación de la energía en el interior de las estrellas) y la física relativística. A densidades elevadas el plasma se transforma en materia degenerada; esto lleva a algunas de sus partículas a adquirir altas velocidades que deberán estar limitadas por la velocidad de la luz, lo cual afectará a sus condiciones de degeneración. Asimismo, en las cercanías de los objetos muy masivos, estrellas de neutrones o agujeros negros, la materia que cae se acelera a velocidades relativistas emitiendo radiación intensa y formando potentes chorros de materia.

Astronomía

Estudio de los objetos celestes El sistema solar desde la astronomía Véase también: Anexo:Cronología del

descubrimiento de los planetas del Sistema Solar y sus satélites naturales El estudio del Universo o Cosmos y más concretamente del Sistema Solar ha planteado una serie de interrogantes y cuestiones, por ejemplo cómo y cuándo se formó el sistema, por qué y cuándo desaparecerá el Sol, por qué hay diferencias físicas entre los planetas, etc. Posición figurada de los planetas y el sol en el sistema solar, separados por planetas

Es difícil precisar el origen del Sistema interiores y exteriores. Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.600 millones de años, cuando una inmensa nube de gas y polvo empezó a contraerse probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana. Alcanzada una densidad mínima ya se autocontrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, por conservación de su momento cinético, al igual que cuando una patinadora repliega los brazos sobre si misma gira más rápido. La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a fusionarse, liberando energía y formando una estrella. También había muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos. Algunos cuerpos pequeños (planetesimales) iban aumentando su masa mediante colisiones y al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales con el paso del tiempo (acreción). Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución. Astronomía del Sol El Sol es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra. Es el elemento más importante en nuestro sistema y el objeto más grande, que contiene aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamente toda la energía que mantiene la vida en la Tierra. Saliendo del Sol, y esparciéndose por todo el Sistema solar en forma de espiral tenemos al conocido como viento solar que es un flujo de partículas, fundamentalmente protones y neutrones. La interacción de estas partículas con los polos magnéticos de los planetas y con la atmósfera genera las auroras polares boreales o australes. Todas estas partículas y radiaciones son absorbidas por la atmósfera. La ausencia de auroras durante el Mínimo de Maunder se achaca a la falta de actividad del Sol.

Astronomía

39 A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está a 4,3 años luz.

El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 km/s. Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Uno de los fenómenos más desconcertantes e impactantes que podemos observar en nuestro planeta, son las auroras boreales. Fueron misterio hasta hace poco pero Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), recientemente han sido explicadas, gracias al estudio de la astronomía del Sol. dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar. Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano. La parte visible del Sol está a 6.000 °C y la corona, más alejada, a 2.000.000 °C. Estudiando al Sol en el ultravioleta se llegó a la conclusión de que el calentamiento de la corona se debe a la gran actividad magnética del Sol. Los límites del Sistema Solar vienen dados por el fin de su influencia o heliosfera, delimitada por un área denominada Frente de choque de terminación o Heliopausa. Historia de la observación del Sol El estudio del Sol se inicia con Galileo Galilei de quien se dice que se quedó ciego por observar los eclipses. Hace más de cien años se descubre la espectroscopia que permite descomponer la luz en sus longitudes de onda, gracias a esto se puede conocer la composición química, densidad, temperatura, situación los gases de su superficie, etc. En los años 50 ya se conocía la física básica del Sol, es decir, su composición gaseosa, la temperatura elevada de la corona, la importancia de los campos magnéticos en la actividad solar y su ciclo magnético de 22 años. Las primeras mediciones de la radiación solar se hicieron desde globos hace un siglo y después fueron aviones y dirigibles para mejorar las mediciones con aparatos radioastronómicos. En 1914, C. Abbot envió un globo para medir la constante solar (cantidad de radiación proveniente del sol por centímetro cuadrado por segundo). En 1946 el cohete V-2 militar ascendió a 55 km con un espectrógrafo solar a bordo; este fotografió al sol en longitudes de onda ultravioletas. En 1948 (diez años antes de la fundación de la NASA) ya se fotografió al Sol en rayos X. Algunos cohetes fotografiaron ráfagas solares en 1956 en un pico de actividad solar.

Imagen que ofrece una fotografía del sol en rayos x.

Astronomía

En 1960 se lanza la primera sonda solar denominada Solrad. Esta sonda monitoreó al sol en rayos x y ultravioletas, en una longitud de onda muy interesante que muestra las emisiones de hidrógeno; este rango de longitud de onda se conoce como línea Lyman α. Posteriormente se lanzaron ocho observatorios solares denominados OSO. El OSO 1 fue lanzado en 1962. Los OSO apuntaron constantemente hacia el Sol durante 17 años y con ellos se experimentaron nuevas técnicas de transmisión fotográfica a la tierra. El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Estuvo en órbita durante nueve meses en 1973 y principios de 1974. Observó al Sol en rayos g, X, ultravioleta y visible, y obtuvo la mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) que hayamos logrado jamás para un objeto celeste. En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron mucho al Sol para medir las condiciones del viento solar. No llevaron cámaras.

Imagen en la que pueden apreciarse las manchas solares.

En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, para estudiar al Sol en un pico de actividad. Tuvo una avería y los astronautas del Columbia realizaron una complicada reparación.

Manchas solares George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes. Estas manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol. El fin del Sol: ¿el fin de la vida humana? En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años, es decir, se calcula que está en plenitud, en la mitad de su vida. Tal como se desprende de la observación de otros astros parecidos, cuando se gaste este hidrógeno combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.

Astronomía Astronomía de los planetas, satélites y otros objetos del sistema solar Una de las cosas más fáciles de observar desde la Tierra y con un telescopio simple son los objetos de nuestro propio Sistema Solar y sus fenómenos, que están muy cerca en comparación de estrellas y galaxias. De ahí que el aficionado siempre tenga a estos objetos en sus preferencias de observación. Los eclipses y los tránsitos astronómicos han ayudado a medir las dimensiones del sistema solar. Dependiendo de la distancia de un planeta al Sol, tomando la Tierra como observatorio de base, los planetas se dividen en dos grandes grupos: planetas interiores y planetas exteriores. Entre estos planetas encontramos que cada uno presenta condiciones singulares: la curiosa geología de Mercurio, los movimientos retrógrados de algunos como Venus, la vida en la Tierra, la curiosa red de antiguos ríos de Astronomía lunar: el cráter mayor es el Dédalo, fotografiado por la Marte, el gran tamaño y los vientos de la atmósfera de tripulación del Apollo 11 mientras orbitaba la Luna en 1969. Júpiter, los anillos de Saturno, el eje de rotación Ubicado cerca del centro de la cara oculta de la luna, tiene un diámetro de alrededor de 93 kilómetros. inclinado de Urano o la extraña atmósfera de Neptuno, etc. Algunos de estos planetas cuentan con satélites que también tienen singularidades; de entre estos, el más estudiado ha sido la Luna, el único satélite de la Tierra, dada su cercanía y simplicidad de observación, conformándose una historia de la observación lunar. En la Luna hallamos claramente el llamado bombardeo intenso tardío, que fue común a casi todos los planetas y satélites, creando en algunos de ellos abruptas superficies salpicadas de impactos. Los llamados planetas terrestres presentan similitudes con la Tierra, aumentando su habitabilidad planetaria, es decir, su potencial posibilidad habitable para los seres vivos. Así se delimita la ecósfera, un área del sistema solar que es propicia para la vida. Más lejos de Neptuno encontramos otros planetoides como por ejemplo el hasta hace poco considerado planeta Plutón, la morfología y naturaleza de este planeta menor llevó a los astrónomos a cambiarlo de categoría en la llamada redefinición de planeta de 2006 aunque posea un satélite compañero, Caronte. Estos planetas enanos, por su tamaño no pueden ser considerados planetas como tales, pero presentan similitudes con éstos, siendo más grandes que los

Astronomía

meteoros. Algunos son: Eris, Sedna o 1998 WW31, este último singularmente binario y de los denominados cubewanos. A todo este compendio de planetoides se les denomina coloquialmente objetos o planetas transneptunianos. También existen hipótesis sobre un planeta X que vendría a explicar algunas incógnitas, como la ley de Titius-Bode o la concentración de objetos celestes en el acantilado de Kuiper. Entre los planetas Marte y Júpiter encontramos una concentración inusual de asteroides conformando una órbita alrededor del sol denominada cinturón de asteroides. En órbitas dispares y heteromorfas se encuentran los cometas, que subliman su materia al contacto con el viento solar, formando colas de apariencia luminosa; se estudiaron en sus efímeros pasos por las cercanías de la Tierra los cometas McNaught o el Halley. Mención especial tienen los cometas Shoemaker-Levy 9 que terminó estrellándose contra Júpiter o el 109P/Swift-Tuttle, cuyos restos provocan las lluvias de estrellas conocidas como Perseidas o lágrimas de San Lorenzo. Estos cuerpos celestes se concentran en lugares como el cinturón de Kuiper, el denominado disco disperso o la nube de Oort y se les llama en general cuerpos menores del Sistema Solar.

Vista que presentó el cometa McNaught a su paso próximo a la Tierra en enero de 2007.

En el Sistema Solar también existe una amplísima red de partículas, meteoros de diverso tamaño y naturaleza, y polvo que en mayor o menor medida se hallan sometidos al influjo del efecto Poynting-Robertson que los hace derivar irremediablemente hacia el Sol. Astronomía de los fenómenos gravitatorios El campo gravitatorio del Sol es el responsable de que los planetas giren en torno a este. El influjo de los campos gravitatorios de las estrellas dentro de una galaxia se denomina marea galáctica. Tal como demostró Einstein en su obra Relatividad general, la gravedad deforma la geometría del espacio-tiempo, es decir, la masa gravitacional de los cuerpos celestes deforma el espacio, que se curva. Este efecto provoca distorsiones en las observaciones del cielo por efecto de los campos gravitatorios, haciendo que se observen juntas galaxias que están muy lejos unas de otras. Esto es debido a que existe materia que no podemos ver que altera la gravedad. A estas masas se las denominó materia oscura. Encontrar materia oscura no es fácil ya que no brilla ni refleja la luz, así que los astrónomos se apoyan en la gravedad, que puede curvar la luz de estrellas distantes cuando hay suficiente masa presente, muy parecido a cómo una lente distorsiona una imagen tras ella, de ahí el término lente gravitacional o anillo de Einstein. Gracias a las leyes de la física, conocer cuánta luz se curva dice a los astrónomos cuánta masa hay. Cartografiando las huellas de la gravedad, se pueden crear imágenes de cómo está distribuida la materia oscura en un determinado lugar del espacio. A veces se presentan anomalías gravitatorias que impiden realizar estos estudios con exactitud, como las ondas gravitacionales provocadas por objetos masivos muy acelerados.

Astronomía

Los agujeros negros son singularidades de alta concentración de masa que curva el espacio, cuando éstas acumulaciones masivas son producidas por estrellas le les denomina agujero negro estelar; esta curva espacial es tan pronunciada que todo lo que se acerca a su perímetro es absorbido por este, incluso la luz (de ahí el nombre). El agujero negro Q0906+6930 es uno de los más masivos de los observados. Varios modelos teóricos, como por ejemplo el agujero negro de Schwarzschild, aportan soluciones a los planteamientos de Einstein. Astronomía cercana y lejana La astronomía cercana abarca la exploración de nuestra galaxia, por tanto comprende también la exploración del Sistema Solar. No obstante, el estudio de las estrellas determina si éstas pertenecen o no a nuestra galaxia. El estudio de su clasificación estelar determinará, entre otras variables, si el objeto celeste estudiado es "cercano" o "lejano". Tal como hemos visto hasta ahora, en el Sistema Solar encontramos diversos objetos (v. El Sistema Solar desde la astronomía) y nuestro sistema solar forma parte de una galaxia que es la Vía Láctea. Nuestra galaxia se compone de miles de millones de objetos celestes que giran en espiral desde un centro muy denso donde se mezclan varios tipos de estrellas, otros sistemas solares, nubes interestelares o nebulosas, etc. y encontramos objetos como IK Pegasi, Tau Ceti o Gliese 581 que son soles cada uno con determinadas propiedades diferentes. La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Alpha Centauri que se encuentra a 4,3 años luz. Esto significa que la luz procedente de dicha estrella tarda 4,3 años en llegar a ser percibida en La Tierra desde que es emitida.

Un caso particular lo hallamos en Andrómeda que dado su grandísimo tamaño y luminiscencia es posible apreciarla luminosa a simple vista. Llega a nosotros con una asombrosa nitidez a pesar de la enorme distancia que nos separa de ella: dos millones y medio de años luz; es decir, si sucede cualquier cosa en dicha galaxia, tardaremos dos millones y medio de años en percibirlo, o dicho de otro modo, lo que vemos ahora de ella es lo que sucedió hace dos millones quinientos mil años.

Estos soles o estrellas forman parte de numerosas constelaciones que son formadas por estrellas fijas aunque la diferencia de sus velocidades de deriva dentro de nuestra galaxia les haga variar sus posiciones levemente a lo largo del tiempo, por ejemplo la Estrella Polar. Estas estrellas fijas pueden ser o no de nuestra galaxia. La astronomía lejana comprende el estudio de los objetos visibles fuera de nuestra galaxia, donde encontramos otras galaxias que contienen, como la nuestra, miles de millones de estrellas a su vez. Las galaxias pueden no ser visibles dependiendo de si su centro de gravedad absorbe la materia (v. agujero negro), son demasiado pequeñas o simplemente son galaxias oscuras cuya materia no tiene luminosidad. Las galaxias a su vez derivan alejándose unas de otras cada vez más, lo que apoya la hipótesis de que nuestro universo actualmente se expande. Las galaxias más cercanas a la nuestra (aproximadamente 30) son denominadas el grupo local. Entre estas galaxias se encuentran algunas muy grandes como Andrómeda, nuestra Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo. Cada galaxia tiene propiedades diferentes, predomino de diferentes elementos químicos y formas (espirales, elípticas, irregulares, anulares, lenticulares, en forma de remolino, o incluso con forma espiral barrada entre otras más sofisticadas como cigarros, girasoles, sombreros, etc.).

Astronomía

Cosmología La cosmología en rasgos generales estudia la historia del universo desde su nacimiento. Hay numerosos campos de estudio de esta rama de la astronomía. Varias investigaciones conforman la cosmología actual, con sus postulados, hipótesis e incógnitas. La cosmología física comprende el estudio del origen, la evolución y el destino del Universo utilizando los modelos terrenos de la física. La cosmología física se desarrolló como ciencia durante la primera mitad del siglo XX como consecuencia de diversos acontecimientos y descubrimientos encadenados durante dicho período. • Principio cosmológico • Constante cosmológica Formación y evolución de las estrellas • • • • •

Corrimiento al rojo Fuerzas fundamentales Aceleración de la expansión del Universo Inestabilidad de Jeans Interacción nuclear fuerte

Astronáutica • Asistencia gravitatoria Expediciones espaciales • Pioneer 10 y Anomalía de las Pioneer

Hipótesis destacadas

Astronomía estelar, Evolución estelar: La nebulosa de hormiga (Mz3). La expulsión de gas de una estrella moribunda en el centro muestra patrones simétricos diferentes de los patrones caóticos esperados de una explosión ordinaria.

• • • •

Aceleración de la expansión del Universo Hipótesis Némesis Colonización de Mercurio Teoría del Big Bang y la Nucleosíntesis primordial

• • • • • •

Teoría del Estado Estacionario Expansión cósmica en escala Ambiplasma Inflación cósmica Forma del Universo Destino último del Universo

Apéndices Apéndice I - Astrónomos relevantes en la Historia A lo largo de la historia de toda la humanidad ha habido diferentes puntos de vista con respecto a la forma, conformación, comportamiento y movimiento de la tierra, hasta llegar al punto en el que vivimos hoy en día. Actualmente hay una serie de teorías que han sido comprobadas científicamente y por lo tanto fueron aceptadas por los científicos de todo el mundo. Pero para llegar hasta este punto, tuvo que pasar mucho tiempo, durante el cual coexistieron varias teorías diferentes, unas más aceptadas que otras. A continuación se mencionan algunas de las aportaciones más sobresalientes realizadas a la Astronomía.

Astronomía

Tales de Mileto

Concibió la redondez de la tierra.

Siglo VII a. C. Aproximadamente

Teorizó que la Tierra era una esfera cubierta por una superficie redonda que giraba alrededor de esta (así explicaba la noche) y que tenía algunos agujeros por los cuales se observaba, aun en la oscuridad nocturna, un poco de la luz exterior a la tierra; la que él llamo "fuego eterno".

Discípulos de Pitágoras

Sostuvieron que el planeta era esférico y que se movía en el espacio.

Siglo V a. C. Aproximadamente

Tenían evidencia de nueve movimientos circulares; los de las estrellas fijas, los de los 5 planetas, los de la Tierra, la Luna y el Sol.

Platón

Dedujo que la Tierra era redonda basándose en la sombra de esta sobre la Luna durante un eclipse lunar.

del 427 a. C. al 347 a. C.

Concibió a la Tierra inmóvil y como centro del Universo.

Aristóteles

Sostenía que la Tierra era inmóvil y, además era el centro del Universo.

del 384 a. C. - 322 a. C.

del 310 a. C. al 230 a. C.

Aristarco de Samos

Sostenía que la Tierra giraba, que se movía y no era el centro del Universo, proponiendo así el primer modelo heliocéntrico. Además determinó la distancia Tierra-Luna y la distancia Tierra-Sol.

Eratóstenes

Su contribución fue el cálculo de la circunferencia terrestre.

del 276 a. C. al 194 a. C. Hiparco de Nicea

Observó y calculó que la Tierra era esférica y estaba fija.

Año 150 a. C.

El Sol, la Luna y los planetas giraban alrededor de su propio punto.

Posidonio de Apamea

Observó que las mareas se relacionaban con las fases de la Luna.

del 135 a. C. al 31 a. C. Claudio Ptolomeo

Elaboró una enciclopedia astronómica llamada Almagesto.

Año 140. Nicolás Copérnico

Consideró al sol en el centro de todas las órbitas planetarias.

(1477 - 1543). Galileo Galilei

Con su telescopio observó que Júpiter tenía cuatro lunas que lo circundaban.

(1564 - 1642).

Observó las fases de Venus y montañas en la Luna. Apoyó la teoría de Copérnico.

Johannes Kepler (1571 - 1630).

Demostró que los planetas no siguen una órbita circular sino elíptica respecto del Sol en un foco del elipse derivando de esto en su primera ley. La segunda ley de Kepler en la cual afirma que los planetas se mueven más rápidamente cuando se acercan al Sol que cuando están en los extremos de las órbitas. En la tercera ley de Kepler establece que los cuadrados de los tiempos que tardan los planetas en recorrer su órbita son proporcionales al cubo de su distancia media al Sol.

Isaac Newton (1642 - 1727).

Estableció la ley de la Gravitación Universal: “Las fuerzas que mantienen a los planetas en sus órbitas deben ser recíprocas a los cuadrados de sus distancias a los centros respecto a los cuáles gira”.

Estableció el estudio de la gravedad de los cuerpos. Probó que el Sol con su séquito de planetas viaja hacia la constelación del Cisne. Albert Einstein (1879 - 1955).

Desarrolló su Teoría de la Relatividad.

Astronomía Ampliaciones Entre otros: • Gerard Kuiper • Edwin Hubble • • • • • •

• Milton Humason Harlow Shapley Alexander Friedmann Vesto Slipher Georges Édouard Lemaître Herman Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle George Gamow

Apéndice II - Ramas de la astronomía Debido a la amplitud de su objeto de estudio la Astronomía se divide en diferentes ramas. Aquellas ramas no están completamente separadas. La astronomía se encuentra dividida en cuatro grandes ramas: • Astronomía de posición. Tiene por objeto situar en la esfera celeste la posición de los astros midiendo determinados ángulos respecto a unos planos fundamentales, utilizando para ello diferentes sistemas de coordenadas astronómicas. Es la rama más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas, satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. También estudia el movimiento diurno y el movimiento anual del Sol y las estrellas. Incluye la descripción de cada uno de los planetas, asteroides y satélites del Sistema Solar. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la hora y la determinación para la navegación de las coordenadas geográficas. • Mecánica celeste. Tiene por objeto interpretar los movimientos de la astronomía de posición, en el ámbito de la parte de la física conocida como mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo de las órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra fue por su complejidad muy Astronomía planetaria o Ciencias planetarias: un fenómeno similar a importante para el desarrollo de la ciencia. El un tornado en Marte. Fotografiado por el Mars Global Surveyor, la movimiento extraño de Urano, causado por las línea larga y oscura está formada por un vórtice de la atmósfera marciana. El fenómeno toca la superficie (mancha negra) y asciende perturbaciones de un planeta hasta entonces por la orilla del cráter. Las vetas a la derecha son dunas de arena del desconocido, permitió a Le Verrier y Adams fondo del cráter. descubrir sobre el papel al planeta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña desviación en el avance del perihelio de Mercurio se atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein la explicó con su Teoría de la Relatividad. • Astrofísica. Es una parte moderna de la astronomía que estudia los astros como cuerpos de la física estudiando su composición, estructura y evolución. Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros se pudo averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de la física implicadas en el estudio son la física nuclear (generación de la energía en el interior de las estrellas) y la física de la relatividad. A densidades elevadas el plasma se transforma en materia degenerada; esto lleva a algunas de sus partículas a adquirir altas velocidades que deberán estar limitadas por la velocidad de la luz, lo cual afectará a sus condiciones de degeneración.

Astronomía

Asimismo, en las cercanías de los objetos muy masivos, estrellas de neutrones o agujeros negros, la materia que cae se acelera a velocidades relativistas emitiendo radiación intensa y formando potentes chorros de materia. • Cosmología. Es la rama de la astronomía que estudia los orígenes, estructura, evolución y nacimiento del universo en su conjunto.

Apéndice III - Campos de estudio de la astronomía Campos de estudio principales • Astrometría. Estudio de la posición de los objetos en el cielo y su cambio de posición. Define el sistema de coordenadas utilizado y la cinemática de los objetos en nuestra galaxia. • Astrofísica. Estudio de la física del universo, incluyendo las propiedades de objetos astronómicos (luminosidad, densidad, temperatura, composición química). • Cosmología. Estudio del origen del universo y su evolución. El estudio de la cosmología es la máxima expresión de la astrofísica teórica. • Formación y evolución de las galaxias. Estudio de la formación de galaxias y su evolución. • Astronomía galáctica. Estudio de la estructura y componentes de nuestra galaxia y de otras. • Astronomía extragaláctica. Estudio de objetos fuera de la Vía Láctea. • Astronomía estelar. Estudio de las estrellas, su nacimiento, evolución y muerte. • Evolución estelar. Estudio de la evolución de las estrellas desde su formación hasta su muerte como un despojo estelar.

Astronomía extragaláctica: lente gravitacional. Esta imagen muestra varios objetos azules con forma de anillo, los cuales son imágenes múltiples de la misma galaxia, duplicados por el efecto de lente gravitacional del grupo de galaxias amarillas en el centro de la fotografía. La lente es producida por el campo gravitacional del grupo que curva la luz aumentando y distorsionando la imagen de objetos más distantes.

• Formación estelar. Estudio de las condiciones y procesos que llevan a la formación de estrellas en el interior de nubes de gas. • Ciencias planetarias. Estudio de los planetas del Sistema Solar y de los planetas extrasolares. • Astrobiología. Estudio de la aparición y evolución de sistemas biológicos en el universo.

Astronomía Otros campos de estudio • • • •

Arqueoastronomía Astroquímica Astrodinámica Astronáutica

Campos de la astronomía por la parte del espectro utilizado Atendiendo a la longitud de onda de la radiación electromagnética con la que se observa el cuerpo celeste la astronomía se divide en: • Astronomía óptica, cuando la observación utiliza exclusivamente la luz en las longitudes de onda que pueden ser detectadas por el ojo humano, o muy cerca de ellas (alrededor de 400-800 nm). Es la rama más antigua. • Radioastronomía. Para la observación utiliza radiación con longitudes de onda de mm a cm, similar a la usada en radiodifusión. La astronomía óptica y de radio puede realizarse usando observatorios terrestres porque la atmósfera es transparente en esas longitudes de onda. • Astronomía infrarroja. Utiliza detectores de luz infrarroja (longitudes de onda más largas que la correspondiente al rojo). La luz infrarroja es fácilmente absorbida por el vapor de agua, así que los observatorios de infrarrojos deben establecerse en lugares altos y secos. • Astronomía de alta energía. Incluye la astronomía de rayos X, astronomía de rayos gamma y astronomía ultravioleta, así como el estudio de los neutrinos y los rayos cósmicos. Las observaciones se pueden hacer únicamente desde globos aerostáticos u observatorios espaciales.

Apéndice V - Investigaciones activas y futuras Investigadores relevantes • NASA • ESA • Sociedad Planetaria Observatorios espaciales

Proyectos futuros Base Lunar La NASA ha informado recientemente la posibilidad de crear una base espacial en la Luna, debido a que las recientes investigaciones han revelado la presencia de agua en dicho lugar. El objetivo de este proyecto es, instalar una colonia, la cual sirva de estacion espacial para albergar a los futuros viajeros y, asi, reducir el gasto de combustible, es decir; una aeronave espacial necesita una gran cantida de combustible (Hidrógeno y O2 ) para poder despegar de la tierra y abandonar el campo gravitatorio, (que obiamente es lo que produce ese gasto)quedandose la nave con poca cantidad de combustible para hacer las tareas necesarias. Pero si contamos con una base Lunar esto seria diferente, porque la aeronave haria una pequeña escala en la Luna, en la cual aprovecharia a reabastecerse de combustible, Hidrogeno que esta presente en el Agua (H2O). Otro factor aprovechable es la gravedad lunar: La gravedad de la Luna es mucho menor que la de la Tierra, por lo cual, es despegue seria mucho mas "liviano", y el gasto de combustible no seria tan grande. Es, un gran proyecto que, segun la Agencia Espacial Norteamericana es la antesala a la llegada del hombre a Marte. Sin duda, este proyecto marca un nuevo retorno, después de más de 30 años de ausencia humana en la Luna, lo cual genera una nueva controversia en la carrera espacial.

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Apéndice VI - Líneas de tiempo en astronomía • • • • • • •

Astronomía del sistema solar Astronomía estelar Cosmología Mapas y catálogos astronómicos Satélites artificiales y sondas espaciales Satélites naturales Tecnología de observación astronómica

Véase también • • • • • •

Portal:Astronomía. Contenido relacionado con Astronomía. ASAAF - Asociación de Astrónomos Aficionados Astrobiología Astrodinámica Astronáutica Astrónomo

• • • • • • • • • • • • •

Astronomía amateur Astronomía estelar Astronomía extragaláctica Astronomía galáctica Astronomía ultravioleta Cielo nocturno Cosmología Estrella Formación estelar Formación y evolución de las galaxias Galaxia Historia de la astronomía Instrumentos astronómicos

• • • • • • •

• Telescopio • Observatorio • Observatorio espacial Lista de estrellas cercanas a la Tierra Nebulosa Objeto astronómico Planetario Simbología astronómica Sistema Solar Universo

Astronomía

Bibliografía Por orden alfabético del título de las obras: • Astronomía, José Luis Comellas. Editorial Rialp (1983). • Astronomía Elemental, Vol. I: Astronomía Básica, Isaías Rojas Peña. Ediciones USM (2010). ISBN: 978-956-332-536-2 • Cosmos, Carl Sagan. Editorial Planeta (1980). • Curso de Astronomía general, Bakulin, Kononóvich y Moroz. Editorial MIR (1987). • De Saturno a Plutón, Isaac Asimov. Alianza Editorial (1984). • El cometa Halley, José Luis Comellas y Manuel Cruz. Aula Abierta Salvat, Salvat Editores (1985). • El mundo de los planetas, Wulff Heintz. Ediciones Iberoamericanas (1968). • El nuevo Sistema Solar, varios autores. Libros de "Investigación y Ciencia". Editorial Prensa Científica (1982). • Guía de las Estrellas y los Planetas, Patrick Moore. Ediciones Folio (1982). • Historia del Telescopio, Isaac Asimov. Alianza Editorial (1986). • Introducción a la Astrofotografía, José García García. Equipo Sirius. • La exploración de Marte, José Luis Sérsic. Editorial Labor (1976). • Objetivo Universo, Alejandro Feinstein, Horacio Tignanelli. Ediciones Colihue (1996). • Planetas del Sistema Solar, Mijail Márov. Editorial MIR (1985). • Sol, lunas y planetas. Erhard Keppler. (Ed. Salvat Editores, Biblioteca Científica Salvat, 1986).

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• Observatorio Astronómico Nacional (OAN) de España [3]. • Seminario Permanente de Astronomía y Ciencias Espaciales [4]: SPACE - Universidad Nacional Mayor de San Marcos, Perú • Departamento de Astronomía y Astrofísica. Pontificia Universidad Católica de Chile [5] • IAA [6] Instituto de astrofísica de Andalucía.

Referencias [1] [2] [3] [4] [5] [6]

H. Roth, A Slowly Contracting or Expanding Fluid Sphere and its Stability, Phys. Rev. (39, p;525–529, 1932) A.S. Eddington, Internal Constitution of the Stars http:/ / www. oan. es http:/ / fisica. unmsm. edu. pe/ ~space/ http:/ / www. astro. puc. cl/ http:/ / www. iaa. es

Vía Láctea

Vía Láctea Vía Láctea

Datos de observación (Época ) Tipo

SBbc Espiral barrada Características físicas [1]

Magnitud absoluta

-20,5

Radio

15,33 kpc, 50.000 al

La Vía Láctea es una galaxia espiral 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 una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva). El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de una diosa. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 de la era común, el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adondequiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.

Vía Láctea

Vista desde la Tierra En la noche se aprecia como una borrosa banda de luz blanca alrededor de toda la esfera celeste. El fenómeno visual de la Vía Láctea se debe a estrellas y otros materiales que se hallan sobre el plano de la galaxia. La Vía Láctea aparece más brillante en la dirección de la constelación de Sagitario, hacia el centro de la galaxia.

Panorámica nocturna de la vía lactea vista desde la plataforma de Paranal, hogar del telescópio gigante ESO.

Partes La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas: • halo • halo exterior • halo interior • disco • disco delgado • disco grueso • disco extremo • bulbo

Diagrama de la estructura galáctica.

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 mayor parte de los cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. 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. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza su velocidad y trayectoria, así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan una componente perpendicular al plano muy acusada, además del hecho de que se trata de cuerpos que se formaron antes que los del disco. Sus órbitas los llevan, pues, a cruzar periódicamente el disco. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues éstas son más antiguas que las de población I (ricas en metales) y el halo, como ya se ha dicho, es una estructura antigua. Véase también: Halo galáctico

Vía Láctea

Disco El disco se compone principalmente de 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 ocho: dos brazos principales Escudo-Centauro y Perseo, así como dos secundarios -Sagitario y Escuadra- (en vez de cuatro brazos similares entre sí, como se pensaba antes).[2] Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, que forma parte del brazo espiral de Sagitario, de allí su nombre de "Local". Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas, porque es allí donde se encuentran los gigantes azules (estrellas de tipo O, B), que son las únicas que pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado), originadas precisamente por esos gigantes azules. Estas nubes vuelven a emitir, en el rango de la luz visible, la energía captada en el ultravioleta o en otras frecuencias más cortas. Son altamente energéticas, pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules, que barren extensas áreas con sus vientos estelares. Las estrellas de vida más larga como el Sol ya no sirven como marcadores, ya que tienen tiempo a lo largo de su vida de entrar y salir repetidas veces en los diferentes brazos espirales de la galaxia. Estas estrellas podrán encontrarse también fuera de los brazos. Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor, halo y disco, el disco también: disco delgado y disco grueso. Se cree que el disco grueso 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. El disco está unido al bulbo galáctico por una barra de radio 3,9 kiloparsecs,[3] la cual a su vez está ceñida por un anillo de radio 5 kiloparsecs, que concentra, además de una gran cantidad del hidrógeno molecular de la galaxia, una gran actividad de formación estelar. Dicho anillo es la estructura más notable de nuestra galaxia, y visto desde otras galaxias exteriores sería su zona más prominente.[4] De este anillo emergen los brazos espirales. Se cree que posiblemente nuestra galaxia tiene entre 4 mil millones y 8 mil millones de masas solares de hidrógeno neutro, además de la mitad de ésa masa en la forma de hidrógeno molecular. Mientras que el primero llega más allá del espacio ocupado por las estrellas -pero la región central apenas tiene gas en ésa forma-, gran parte del segundo está concentrado en el anillo mencionado antes, y -excepto en la región más interna de la Vía Láctea- la densidad de hidrógeno molecular en la región central de la galaxia también es baja[5] . Inicialmente se pensó que la tasa de formación estelar de nuestra galaxia sería de hasta cinco masas solares por año; sin embargo, estudios más recientes realizados con ayuda del telescopio de infrarrojos Spitzer sugieren una mucho menor, de apenas 1 masa solar por año[6] Estudios recientes muestran que nuestra galaxia es atípica por no haber sufrido en los últimos 10 mil millones de años ninguna fusión importante con otra, en base a sus bajos momento angular, metalicidad, tamaño, y número de estrellas, habiendo formado estrellas de manera bastante constante y tenido una evolución tranquila, a diferencia de lo que ha sucedido con numerosas otras galaxias espirales cómo Andrómeda, las cuales han adquirido su tamaño y masa actuales debido a la absorción de numerosas galaxias menores. Esto también significa que una colisión entre dos galaxias espirales puede no dar siempre lugar a una galaxia elíptica, sino a una galaxia espiral mayor.[7] [8] Véase también: Disco de acrecimiento

Vía Láctea

Bulbo El bulbo o núcleo galáctico se sitúa en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sin embargo, 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. También al parecer, en nuestro centro galáctico, hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagittarius A, o Sagitario A*. Su detección fue posible a partir de la observación de un grupo de estrellas que giraban en torno a un punto oscuro a más de 1.500 km/s. Un estudio reciente muestra que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.[9]

Galaxias satélite Además de los al menos 150 cúmulos globulares conocidos,[10] nuestra galaxia cuenta con cierto número de galaxias satélite. Las dos mayores con diferencia son las Nubes de Magallanes, y el resto son galaxias elípticas enanas mucho menores, aunque recientemente se ha sugerido que las perturbaciones observadas en el gas situado en la periferia de la Vía Láctea pueden estar causadas por la gravedad de una galaxia de masa similar a la de la Gran Nube de Magallanes e invisible desde nuestra posición en la galaxia.[11] Algunas de las galaxias compañeras -cómo por ejemplo la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario- están tan cerca a ella que están siendo despedazadas y absorbidas por nuestra galaxia.

Etimología de la palabra en la mitología griega Se cuenta que el dios griego Zeus, que era infiel a su esposa, tuvo un hijo llamado Heracles (Hércules, para los romanos) de su unión con Alcmena. Al enterarse, Hera hizo que Alcmena llevara en el vientre a Heracles por 10 meses, y trató de deshacerse de éste mandando dos serpientes para que mataran al bebé cuando tenía ocho meses. Sin embargo, Heracles pudo librarse fácilmente de ellas estrangulándolas con sus pequeñas manos. Heracles resultó ser el favorito de Zeus. Sin embargo, el Oráculo decía que Heracles sólo sería un héroe, puesto que era mortal. Para ser un dios inmortal debía mamar de Hera, pero ella no quería: sentía ira y celos en su contra. Una vez que llega la historia hasta este punto, las versiones son distintas. Recreación artística hecha por la NASA de la Vía Láctea. Una de ellas dice que Hermes, el mensajero de los dioses, puso a Heracles en el seno de Hera, mientras ella dormía, para que mamara la leche divina pero, al despertar y darse cuenta, lo separó bruscamente y se derramó la leche, formando la Vía Láctea.

Otra dice que Atenea, la diosa de la sabiduría, convenció a Hera de que Heracles mamara de ella, ya que era un niño muy lindo, pero resulta que Heracles succionó la leche con tal violencia, que lastimó a Hera, haciéndola derramar la leche.

Vía Láctea

Otros mitos En algunas culturas está asociada a caminos, por ejemplo, los vikingos creían que llevaba al Valhalla, destino de las almas de los muertos, mientras que los celtas aseguraban que se dirigía al castillo de la reina de las hadas, en España, la Vía Láctea también recibe el nombre popular de Camino de Santiago, pues era usada como guía por los peregrinos de ese lugar. En otros casos, como en las alegorías chinas y japonesas, se refieren a ella como un río de plata celestial. Otra recreación artística de la Vía Láctea.

Enlaces externos • • • • •

Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Vía Láctea. Commons Imágenes Celestia [12] Imagen de la Vía Láctea marcando la posición de nuestro sistema solar. Proyecto Celestia [1] Actividad educativa "El Universo". Elaboración del mayor mapa digital de la Vía Láctea [13] (noticia del 17-12-07 en Crónica Universia). Mediante el [[telescopio Isaac Newton [14]] de La Palma, medio centenar de astrónomos realizarán un mapa digital pormenorizado de la Vía Láctea.] Noticia del 14-12/07 en ADN.es [15], de la Agencia EFE. • Video relacionado con un agujero negro en el centro de la Vía Láctea [16]

Referencias [1] How bright is the Milky Way? - An analytical derivation from absolute magnitude. (http:/ / www. astronomyphysics. com/ read. php?f=1& i=349& t=349). Sin embargo, otras fuentes ( (http:/ / nedwww. ipac. caltech. edu/ level5/ Harris/ Harris2. html#Table 1)) dan una magnitud absoluta mayor, de -21,3 [2] Two of the Milky Way's Spiral Arms Go Missing (http:/ / www. spitzer. caltech. edu/ Media/ releases/ ssc2008-10/ release. shtml) [3] The Long Bar in the Milky Way. Corroboration of an old hypothesis (http:/ / arxiv. org/ PS_cache/ astro-ph/ pdf/ 0606/ 0606201v3. pdf) por M. López-Corredoira, A. Cabrera-Lavers, T. J. Mahoney, P. L. Hammersley, F. Garzón, C. González Fernández. [4] Universidad de Bostón, Galactic ring survey (http:/ / www. bu. edu/ galacticring/ new_introduction. htm) [5] (http:/ / books. google. es/ books?id=N8Hngab5liQC& pg=RA1-PA97& lpg=RA1-PA97& dq="the+ milky+ way+ probably+ contains"& source=bl& ots=0LAHhEMCmr& sig=uCrkfvEv5e3SqtdDHLjzsQ4ukyk& hl=es& ei=Ypc3SrfuBJe5jAe7udSbDQ& sa=X& oi=book_result& ct=result& resnum=2) [6] Spitzer Detects the 'Heartbeat' of Star Formation in the Milky Way Galaxy (http:/ / spitzer. caltech. edu/ news/ 1066-feature10-03-Spitzer-Detects-the-Heartbeat-of-Star-Formation-in-the-Milky-Way-Galaxy) [7] The Milky Way, an Exceptionally Quiet Galaxy: Implications for the Formation of Spiral Galaxies (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 2007ApJ. . . 662. . 322H) [8] Milky Way vs Andromeda: a tale of two disks (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 2009arXiv0906. 4821Y) [9] La Vía Láctea gira mucho más rápido de lo que se creía. (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ Via/ Lactea/ gira/ mucho/ rapido/ creia/ elpepusoc/ 20090105elpepusoc_3/ Tes) Noticia, El PAÍS. [10] CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS (http:/ / physwww. mcmaster. ca/ ~harris/ mwgc. dat) [11] La Vía Láctea podría tener un enorme vecino oculto (http:/ / www. cienciakanija. com/ 2009/ 08/ 18/ la-via-lactea-podria-tener-un-enorme-vecino-oculto/ ) [12] http:/ / celestia. albacete. org/ imagenes/ imagen/ vialac2. jpg [13] http:/ / www. universia. es/ portada/ actualidad/ noticia_actualidad. jsp?noticia=94645 [14] http:/ / www. adn. es/ tecnologia/ 20071214/ NWS-0687-astronomos-mapa-digital-Via-Lactea. html [15] http:/ / www. adn. es/ tecnologia [16] http:/ / noticiero. zoomblog. com/ archivo/ 2008/ 12/ 16/ agujeros-Negros-Con-Bondades. html

Año luz

Año luz Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año. Equivale aproximadamente a 9,46 × 1012 km = 9.460.000.000.000 km, o sea, algo menos de 10 billones de kilómetros (no confundir con millardos). Más específicamente, un año luz es la distancia que recorrería un fotón en un año Juliano (365,25 días de 86.400 s) a la velocidad de la luz en el vacío (299.792,458 km/s), a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o campo magnético. Un año luz no es una unidad de tiempo ni de velocidad, sino de longitud, (es una medida de la longitud del espaciotiempo absoluto einsteniano, y por lo tanto, tampoco es una medida de longitud del espacio absoluto newtoniano ni del tiempo absoluto newtoniano); sería, por lo tanto, incorrecto decir, por ejemplo, que la supernova X explotó hace 1.500 años luz, o decir que un año luz son 9,46 billones de km/año.

Nebulosa del cono, a 2500 años luz de distancia.

En campos especializados y científicos se prefiere el pársec (unos 3,26 años luz) y sus múltiplos para las distancias astronómicas, mientras que el año luz sigue siendo habitual en ciencia popular y divulgación. También hay unidades de longitud basadas en otros períodos, como el segundo luz y el minuto luz, utilizadas especialmente para describir distancias dentro del Sistema Solar, pero también se suelen restringir a trabajos de divulgación, ya que en contextos especializados se prefiere la unidad astronómica (unos 8,32 minutos luz). Carece de símbolo, aunque en inglés es frecuente ver la abreviatura l. y. o ly, y en español a. l. o al.

Valor Un año luz equivale a: • • • • •

9.460.730.472.580,8 km aproximadamente 5,88 × 1012 millas aproximadamente 5,11 × 1012 NM aproximadamente 63.241 ua aproximadamente 0,3066 pc

Año luz

Algunos datos • La distancia entre el Sol y la estrella más cercana, Próxima Centauri, es de 4,22 años luz.(segun el astronomo y productor musical mexicano Edward Werner Varela) • Según la Teoría de la Relatividad, ningún objeto material (masa > 0) puede acelerar hasta la velocidad de la luz.

Véase también • Unidad astronómica • Pársec • Astronomía

Enlaces externos • Conversión de año luz en otras unidades [1]

Referencias [1] http:/ / unit-converter. org/ en_length. html

Fuentes y contribuyentes del artículo

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