O Universo

o universo

As galaxias

O Sol, os planetas e todas as estrelas e nebulosas que se ven no ceo nocturno forman parte da Galaxia.Esta e unha isla xigantesca de gas, polvo e 200.000 millons de estrelas, plana como un disco e en xiro lento, rodeada por halo tenue e esférico de estrellas. La Galaxia e un increíblemente grande.La luz, que viaxa a 300.000 km por segundo, tarda uns 100.000 años en atravesarla de un extremo ao outro.E ésta non é máis que unha dos miles de millóns de galaxias que existen fora da mostra.

•TAMAÑO DA GALAXIA: Ao menos 100.000 anos-luz de diámetro.

•ESTRELAS NA GALAXIA: Aprox. 200.000 millones.

•CÚMULOS ESTELARES NA GALAXIA: •Uns 150 cúmulos globulais.

•Unhos 1.000 cúmulos abertos.

•Gas e polvo ña galaxia: Solo aorededor do 5% da materia visible da galaxia é gas e polvo.

Formas das galaxias

As galaxias irregulares son galaxias que teñen forma asimétricas e bandas oscuras, pola absorción luminosa provocada pola materia opaca.

As galaxias espirales son galaxias compostas por unha concentración de estrelas rodeadas por un disco.

As galaxias elípticas son galaxias con unha elípsoidal.

As galaxias lentitulares son as galaxias intermedias entre as galaxias elípticas e as galaxias espirales.

O sol

O sol é unha estrela do tipo espéctral G2 que se encontra no centro do Sistema Solar e constitúe a maior fonte de enerxía electromagnética de este sistema planetario. A Terra e outros corpos (incluídos outros planetas, asteroides, meteoroides, cometas e pó) orbitan arredor do Sol. Por sí só, representa arredor do 98,6 % da masa do Sistema Solar. A distancia media do Sol a Terra e de aproximadamente 149.600.000 kilómetros , ou 960.000 millas, e a súa luz percorre esta distancia en 8 minutos e 30 segundos. A enerxía do Sol, en forma de luz solar, sostena a case todas as formas de vida na Terra a través da fotosíntese, e determina o clima da Terra e a meteoroloxía. E a estrela do sistema planetario no que se encontra a Terra; polo tanto, e o astro con maior brillo aparente. A súa visibilidade no ceo local determina, respectivamente, o día e a noite en diferentes rexións de diferentes planetas. na Terra, a enerxía radiada polo Sol é aproveitada polos seres fotosintéticos, que constitúen a vase da cadea trófica, sendo así a principal fonte de enerxía da vida. Tamén aporta a enerxía que mantén en funcionamento os procesos climáticos. O Sol é unha estrela que se encontra na fase denominada a secuencia principal, con un tipo espectral G2, que se formou entre 4.567,90 e 4.570,10 millóns de anos e permanecerá na secuencia principal aproximadamente 5.000 millóns de anos máis o Sol, xunto con todos os corpos celestes que orbitan ao seu redor, incluída a Terra, forman o Sistema Solar. A pesar de ser unha estrela mediana (aínda así, e máis brillante que o 85 % das estrelas existentes na nosa galaxia), e a única cuxa forma pódese apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32'31" no ceo afelio. A combinación de tamaños e distancias do Sol e a lúa son tales que se en, aproximadamente, co mismo tamaño aparente no ceo.

O nacemento do sol

O Sol formouse fai 4.650 millóns de anos e ten combustible para 5.500 millóns máis. Despóis empezará a facerse máis e máis grande ata converterse nunha estrela xigante vermella. Finalmente, fundirase polo seu propio peso e convertirase nunha estrela anana branca que pode tardar un billón de anos en enfriarse. Formouse a partir de nubes de gas e pó que contíñan resíduos de xeneracións anteriores de estrelas. Grazas a metalida de dito gas, do seu disco circumestelar surdiron, máis tarde, os planetas, asteroides e cometas do Sistema Solar.

No interior do Sol prodúcese a enerxía que irradia. O Sol seguirá uns 5.000 millóns de anos máis queimando hidróxeno de maneira estable.

As estrelas Nun sentido xeral, pode afirmarse que unha estrela e todo obxecto astronómico que brilla con luz propia. Adecuadamente de un modo máis técnico e preciso, podería decirse que se trata de unha esfera de plasma, que ten a súa forma grazas a un equilibrio de forzas denominado equilibrio hidrostático. O equilibrio prodúcese esencialmente fóra de tal como sucede nun gas, tende a expandilo. A presión fóra depende a temperatura, que nun caso típico como o Sol, mantense co suministro de enerxía producida no interior da estrela. Por eso, o equilibrio que se mantén especialmente nas mesmas condicións, na medida en que a estrela manteña o ritmo de produción enerxética. Pero ese ritmo,como se explica logo, cambia ao longo do tempo, xerando variacións nas propiedades físicas globais do astro que se coñecen como evolución da estrela.

Satélite natural

Comparación da Terra cos satélites máis importantes de cada planeta do Sistema Solar.

Denomínase satélite natural a calquera obxecto que orbita arredor de un planeta. Xeralmente o satélite e moito máis pequeno e acompaña ao planeta

na súa translación arredor da Estrela que orbita. O termo satélite natural contraponse ao de satélite artificial, sendo este último, un obxecto que xira en torno a Terra, a Lúa e algúns planetas e que foi fabricado polo home.

No caso da Lúa, que ten unha masa aproximada a 1/81 da masa da Terra, podería considerarse como un sistema de dous planetas que orbitan xuntos (sistema binario de planetas). Tal e o caso de Plutón e o seu satélite Caronte.

Se dous obxetos poseen masas similares, sólese falar do sistema binario no lugar de un obxeto primario e un satélite. O criterio habitual para considerar un obxeto como satélite e que o centro de sistema formado polos dous obxetos esté dentro do objeto primario. O punto máis elevado da órbita do satélite conocese como apoápside.

No Sistema Solar, os nomes dos satélites son personaxes da mitoloxía, excepto os de Urano que son personaxes de diferentes obras de William Shakespeare.

Por extensión chámase luas a los satélites de otros planetas.Dise «os catro satélites de Xúpiter», pero tamén «as catro luas de Xúpiter». También por extensión chámase satélite natural ou lua a calquera corpo natural que xira arrededor de un corpo celeste, anque non sexa un planeta, como é o caso do satélite asteroidal Dactyl xirando arrededor do asteroide (243) Ida etc.

Planetas exteriores

Xúpiter: É o planeta máis grande do Sistema Solar, ten máis materia que todos os outros planetas xuntos e o seu volume é mil veces o da Terra.

Xúpiter ten un tenue sistema de aneis, invisible desde a Terra. Tamén ten 16 satélites. Catro deles foron descubertos por Galileo en 1610. Era a primeira vez que alguén observaba o ceo cun telescopio.

Xúpiter ten unha composición semellante á do Sol, formada por hidróxeno, helio e pequenas cantidades de amoníaco, metano, vapor de auga e outros compostos.

A rotación de Xupiter é a máis rápida entre todos os planetas e ten unha atmosfera complexa, con nubes e tempestades. Por iso mostra franxas de diversas cores e algunhas manchas.

Saturno:

Saturno é o segundo planeta máis grande do Sistema Solar e o único con aneis visibles desde a Terra. Vese claramente achatado polos polos por mor da rápida rotación.

A atmosfera é de hidróxeno, cun pouco de helio e metano. É o único planeta que ten unha densidade menor que a auga. Se atopásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría.

A cor amarelada das nubes ten bandas doutras cores, como Xúpiter, pero non tan marcadas.

Preto do ecuador de Saturno o vento sopra a 500 Km/h.

Os aneis danlle un aspecto moi bonito. Ten dous brillantes, A e B, e un máis suave, o C. Entre eles hai aberturas. A maior é a División de Cassini.

Urano: É o septimo planeta desde o Sol e o terceiro máis grande do Sistema Solar. Urano é tamén o primeiro que se descubriu grazas ao telescopio, en 1781.

A atmosfera de Urano está formada por hidróxeno, metano e outros hidrocarburos. O metano absorbe a luz vermella, por iso reflicte os tons azuis e verdes.

Urano está inclinado de maneira que o ecuador fai case ángulo recto, 98 º, coa traxectoria da órbita. Isto fai que nalgúns momentos a parte máis quente, encarada ao Sol, sexa un dos polos.

A súa distancia ao Sol é o dobre que a de Saturno. Está tan lonxe que, desde Urano, o Sol parece unha estrela máis. Aínda que, moito máis brillante que as outras.

Neptuno: É o planeta máis exterior dos xigantes gaseosos e o primeiro que foi descuberto, en setembro de 1846, grazas a predicións matemáticas.

O interior de Neptuno é roca fundida con auga, metano e amoníaco líquidos. O exterior é hidróxeno, helio, vapor de auga e metano, que lle dá a cor azul.

Neptuno é un planeta dinámico, con manchas que lembran as tempestades de Xúpiter. A máis grande, a Gran Mancha Escura, tiña un tamaño similar ao da Terra, pero en 1994 desapareceu e formouse outra.

Os ventos máis fortes de calquera planeta do Sistema Solar son os de Neptuno. Moitos deles sopran en sentido contrario ao de rotación.

Preto da Gran Mancha Escura medíronse ventos de 2.000 Km/h.

Planetas Sólido: Mercurio: Mercurio é o planeta do Sistema Solar máis próximo ao Sol e o máis pequeno (fóra dos planetas ananos). Forma parte dos denominados planetas interiores ou rochosos e carece de satélites. Coñecíase moi pouco sobre a súa superficie ata que foi enviada a sonda planetaria Mariner 10 e fixéronse observacións con radares e radiotelescopios.

Antigamente pensábase que Mercurio sempre presentaba a mesma cara ao Sol, situación similar ao caso da Lúa coa Terra; é dicir, que o seu período de rotación e r a i g u a l a o s e u período de translación, ambos de 88 días.

Ao ser un planeta cuxa órbita é inferior á da Terra, Mercurio periodicamente pasa diante do Sol, fenómeno que se denomina tránsito astronómico.

Venus:

Venus é o segundo planeta do Sistema Solar en orde de distancia desde o Sol, e o terceiro en canto a tamaño, de menor a maior. Recibe o seu nome en honra a Venus, a deusa romana do amor. Trátase dun planeta de tipo rochoso e terrestre, chamado con frecuencia o planeta irmán da Terra, xa que ambos son similares en canto a

tamaño, masa e composición, aínda que totalmente diferentes en cuestións térmicas e atmosféricas. A órbita de Venus é unha elipse cunha excentricidade de menos do 1%, formando a órbita máis circular de todos os planetas; apenas supera a de Neptuno. A súa presión atmosférica é 94 veces superior á terrestre; é por tanto a maior presión atmosférica de todos os planetas rochosos. A pesar de non estar máis preto do sol que Mercurio, Venus posúe a atmosfera máis quente, pois esta atrapa moito máis calor do sol, debido a que está composta principalmente por gases invernadoiro, como o dióxido de carbono. Este planeta ademais posúe o día máis longo do sistema solar: 243 días terrestres, e o seu movemento é dextrógiro, é dicir, xira no sentido das manecillas do reloxo, contrario ao movemento dos outros planetas. Por iso, nun día venusiano o sol sae polo oeste e ocúltase polo leste.

Ao atoparse Venus máis próximo ao Sol que a Terra, sempre se pode atopar, aproximadamente, na mesma dirección do Sol, polo que desde a Terra pódese ver só unas cantas horas antes do orto, nuns meses do ano, ou despois do ocaso, no resto do ano. A pesar diso, cando Venus é máis brillante, pode ser visto durante o día, sendo un do tres únicos corpos celestes que poden ser vistos de

día a primeira ollada, ademais da Lúa e o Sol. Venus é normalmente coñecido como a estrela da mañá ou a estrela da tarde e, cando é visible no ceo nocturno, é o segundo obxecto máis brillante do firmamento, tras a Lúa.

Por este motivo, Venus debeu ser xa coñecido desde os tempos prehistóricos. Os seus movementos no ceo eran coñecidos pola maioría das antigas civilizacións, adquirindo importancia en case todas as interpretacións astrológicas do movemento planetario. En particular, a civilización maya elaborou un calendario relixioso baseado nos ciclos astronómicos, incluíndo os ciclos de Venus. O símbolo do planeta Venus é unha representación estilizada do espello da deusa Venus: un círculo cunha pequena cruz debaixo, utilizado tamén hoxe para denotar o sexo feminino.

Terra:

A Terra é un planeta do Sistema Solar que vira ao redor da súa estrela na terceira órbita máis interna. É o máis denso e o quinto maior do oito planetas do Sistema Solar. Tamén é o maior do catro terrestres.

A Terra formouse fai aproximadamente 4.530 millóns de anos e a vida xurdiu uns mil millóns de anos despois. É o fogar de millóns de especies, incluíndo os seres humanos e actualmente o único corpo astronómico onde se coñece a existencia de vida. A atmosfera e outras condicións abióticas foron alteradas s i g n i fi c a t i v a m e n t e p o l a biosfera do planeta, favorecendo a proliferación de

organismos aerobios, así como a formación dunha capa de ozono que xunto co campo magnético terrestre bloquean a radiación solar daniña, permitindo así a vida na Terra. As propiedades físicas da Terra, a historia xeolóxica e a súa órbita permitiron que a vida siga existindo. Estímase que o planeta seguirá sendo capaz de sustentar vida durante outros 500 millóns de anos, xa que segundo as previsións actuais, pasado ese tempo a crecente luminosidade do Sol terminará causando a extinción da biosfera.

A superficie terrestre ou está dividida en varias placas tectónicas que se deslizan sobre o magma durante períodos de varios millóns de anos. A superficie está cuberta por continentes e illas, estes posúen varios lagos, ríos e outras fontes de auga, que xunto cos océanos de auga salgada que representan preto do 71% da superficie constrúen a hidrosfera. Non se coñece ningún outro planeta con este equilibrio de auga líquida, que é indispensable para calquera tipo de vida coñecida. Os polos da Terra están cubertos na súa maioría de xeo sólido ou de banquisas (casquete polar ártico). O interior do planeta é

xeológicamente activo, cunha grosa capa de manto

relativamente sólido, un núcleo externo líquido que xera un campo magnético, e un núcleo de ferro sólido interior.

A Terra interactúa con outros obxectos no espazo, especialmente o Sol e a Lúa. Na actualidade, a Terra completa unha órbita ao redor do Sol cada vez que realiza xiros sobre o seu eixo, o cal é equivalente a 365 días solares ou a un ano sideral. O eixo de rotación da Terra atópase inclinado 23º con respecto á perpendicular ao seu plano orbital, o que produce as variacións estacionales na superficie do planeta cun período dun ano tropical. A Terra posúe un único satélite natural, a Lúa, que comezou a orbitar a Terra fai 4.530 millóns de anos, esta produce as mareas, estabiliza a inclinación do eixo terrestre e reduce gradualmente a velocidade de rotación do planeta. Fai aproximadamente 3.800 a 4.100 millóns de anos, durante o chamado bombardeo intenso tardío, numerosos asteroides impactaron na Terra, causando significativos cambios na maior parte da súa superficie.

Tanto os recursos minerais do planeta como os produtos da biosfera achegan recursos que se utilizan para soster á poboación humana mundial. Os seus habitantes están agrupados nuns 200 estados soberanos independentes, que interactúan a través da diplomacia, as viaxes, o comercio, e a acción militar. As culturas humanas desenvolveron moitas ideas sobre o planeta, incluída a personificación dunha deidade, a crenza nunha Terra plana

ou na Terra como centro do universo, e unha perspectiva moderna do mundo como unha contorna integrada que require administración.

Marte: Marte tamén chamado o Planeta vermello, é o cuarto planeta do Sistema Solar. Forma parte dos chamados planetas telúricos (de natureza rochosa, como a Terra) e é o planeta interior máis afastado do Sol. É, en moitos aspectos, o máis parecido á Terra.

Os datos sobre o movemento retrógrado aparente permitiron achar a natureza elíptica da súa órbita e determinar as leis do movemento planetario coñecidas como leis de Kepler.

Forma parte dos planetas superiores á Terra, que son aqueles que nunca pasan entre o Sol e a Terra. As súas fases están pouco marcadas, feito que é fácil de demostrar xeométricamente. Considerando o triángulo Sol-Terra-Marte, o ángulo de fase é o que forman o Sol e a Terra vistos desde Marte.

Para Marte, este ángulo de fase non é nunca maior de 42°.

Cometas

Os cometas son corpos celestes constituídos por xeo e rocas que orbitan ao Sol seguindo diferentes traxectorias elípticas, parabólicas ou hiperbólicas.

Os cometas, xunto cos asteroides, planetas e satélites, forman parte do Sistema Solar. A maioría destes corpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidade, ou que produce o seu achegamento ao Sol cun período considerable. Os cometas son corpos sólidos compostos de materiais que se subliman nas proximidades do Sol. A gran distancia desenvolve unha atmósfera que envolve ao núcleo, chamada coma ou cabeleira.

Esta coma está formada por gas e pó.

Conforme ou cometa achégase ao Sol, ou vento solar azouta a coma e xérase a cola característica. A cola está formada por pó e gas da coma ionizado.

Foi despois do invento do telescopio cando os astrónomos comezaron a estudar a os cometas con máis detalle,

advertindo entón que a maioría destes teñen aparicións periódicas. Edmund Halley foi ou primeiro en darse conta disto e prognosticou en 1705 a aparición do cometa Halley en 1758, para ou cal calculou que tinña un período de 76 anos. Con todo, morreu antes de comprobar a súa predición. Debido ao seu pequeno tamaño e órbita moi alargada, só é posible ver cometas cando están preto do Sol e por un período curto de tempo.

Os cometas son xeralmente descubertos visual ou fotográficamente usando telescopios de campo ancho ou outros medios de magnificación óptica, tales como vos binoculares. Con todo, aínda sen acceso a un equipo óptico, é posible descubrir un cometa rasante solar en liña dispor dunha computadora e conexión a Internet. Nos anos recente, ou Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) permitiulle a moitos astrónomos afeccionados de todo ou mundo descubrir novos cometas en liña (frecuentemente en tempo real) usando as últimas imaxes do Telescopio Espacial SOHO.

O cinto de asteroides O cinto de asteroides é unha zona do Sistema Solar que cae aproximadamente entre as órbitas de Marte e Xúpiter. O fogar de moitos obxectos irregulares chamados asteroides ou planetas menores. Esta rexión é tamén chamada cintura principal, a fin de distinguilo dos outros grupos de planetas menores do Sistema Solar, como o cinto de Kuiper ou disco disperso. A maioría corpo no cinto son moito menores. O material da correa, só o 4% da masa da Lúa, é disperso por todo o volume da órbita, que sería moi difícil de acadar un destes elementos debe pasar por el. Con todo, dous grandes asteroides chocan entre si, formando o que son coñecidos como familias de asteroides, que teñen composicións e características similares.

Colisións tamén producir un po que constitúe o principal compoñente da luz zodiacal.

Asteroides están clasificados polo seu espectro e composición en tres tipos principais: carbonosos (tipo C), silicato (tipo-S) e metálico (M-type). A correa asteroide formado na nebulosa protosolar co resto do sistema solar.

Fragmentos do material contido na rexión cinta formaron un planeta, pero as perturbacións gravitatorias de Júpiter, o planeta produciu masa eses fragmentos se chocan unhas coas outras de alta velocidade e poden ser fundidos, resultado de residuos de roca que é observado no presente.

O cinto de asteroides formouse na nebulosa protosolar xunto co resto do Sistema Solar. Os fragmentos de material contidos na rexión do cinto formasen un planeta, pero as perturbacións gravitacionales de Júpiter, o planeta máis masivo, produciron que estes fragmentos chocasen entre si a grandes velocidades e non puidesen agruparse, resultando no residuo rochoso que se observa na actualidade. Unha consecuencia destas perturbacións son os ocos de Kirkwood; zonas onde

non se atopan asteroides debido a resonancias orbitais con Júpiter, e as súas órbitas tórnanse inestables. Se algún asteroide pasa a ocupar esta zona é expelido na maioría dos casos fose do Sistema Solar, aínda que en ocasións pode ser enviado cara a algún planeta interior, como a Terra, e chocar con ela. Desde a súa formación expulsouse a maior parte do material.

Meteoritos: Un meteorito é un meteoroide que alcanza a superficie dun planeta debido a que non se desintegra por completo na atmosfera. A luminosidade deixada ao desintegrarse denomínase meteoro.

Emprégase para describir o escintileo luminoso que acompaña a caída de materia do sistema solar sobre a atmosfera terrestre. Devandito escintileo prodúcese pola incandescencia temporal que sofre o meteoroide por mor da presión do choque (o aire atmosférico comprímese ao chocar co corpo e, ao aumentar a presión, aumenta a temperatura, que se transfire ao meteoroide). Isto ocorre xeralmente a alturas entre 80 e 110 quilómetros sobre a superficie da Terra.

Este termo emprégase tamén na palabra meteoroide coa que nos referimos á propia partícula sen ningunha relación co fenómeno que produce cando entra na atmosfera da Terra. Un meteoroide é materia que vira ao redor do Sol ou calquera obxecto do

espazo interplanetario que é demasiado pequeno para ser considerado como un asteroide ou un cometa. As partículas que son máis pequenas aínda reciben o nome de micrometeoroides ou grans de po estelar, o que inclúe calquera materia interestelar que puidese entrar no sistema solar. Un meteorito é un meteoroide que alcanza a superficie da Terra sen que se haxa vaporizado completamente.

Xeralmente, un meteorito na superficie de calquera corpo celeste é un obxecto que veu desde outra parte do espazo.

Os meteoritos tamén se atoparon na lúa e Marte.

Os meteoritos cuxa caída se produce diante de testemuñas ou que se logran recuperar instantes despois de ser observados. Á data (mediados de 2006), existen aproximadamente 1050 caídas testemuñadas que produciron especímenes nas diversas coleccións do mundo.

Os meteoritos noméanse sempre como o lugar onde foron atopados,xeralmente unha cidade próxima ou algunha

característica xeográfica. Nos casos onde moitos meteoritos son atopados nun mesmo lugar, o nome pode ser seguido por un número ou unha letra.

Púlsar

Un púlsar é unha estrela de neutróns que emite radiación periódicamente. Os púlsares posúen un intenso campo magnético que induce a emisión destes pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados co período de rotación do obxecto.

As estrelas de neutróns poden virar sobre si mesmas ata varios centos de veces por segundo; un punto da súa superficie pode estar a se mover a velocidades de ata 70.000 km/s.

De feito, as estrelas de neutróns que viran tan rapidamente expándense no seu ecuador debido a esta velocidade vertixinosa. Isto tamén implica que estas estrelas teñan un tamaño duns poucos miles de metros, entre 10 e 20 quilómetros, xa que a forza centrífuga xerada a esta velocidade é enorme e só o potente campo gravitatorio dunha destas estrelas (dada a súa enorme densidade) é capaz de evitar que se esnaquice.

O efecto combinado da enorme densidade destas estrelas co seu intensísimo campo magnético (xerado polos protóns e electróns da superficie virando ao redor do centro a

semellantes velocidades) causa que as partículas que se achegan á estrela desde o exterior (como, por exemplo, moléculas de gas ou pó interestelar), acelérense a velocidades extremas e realicen espirais cerradísimas cara aos polos magnéticos da estrela. Por iso, os polos magnéticos dunha estrela de neutróns son lugares de actividade moi intensa.

Por razóns aínda non moi ben entendidas, os polos magnéticos de moitas estrelas de neutróns non están sobre o eixo de rotación. O resultado é que os canóns de radiación dos polos magnéticos non apuntan sempre na mesma dirección, senón que rotan coa estrela. É posible entón que, mirando cara a un punto determinado do firmamento, recibamos un chorro de raios X durante un instante. O chorro aparece cando o polo magnético da estrela mira cara á Terra, deixa de apuntarnos unha milésima de segundo despois debido á rotación, e aparece de novo cando o mesmo polo volve apuntar cara á Terra. O que percibimos entón desde ese punto do ceo son pulsos de radiación cun período moi exacto, que se repiten unha e outra vez (o que se coñece como efecto faro) cando o chorro oriéntase cara ao noso planeta. Por iso, este tipo de estrelas de neutróns denomínanse púlsares . Se a estrela está orientada de maneira adecuada, podemos detectala e analizar a súa velocidade de rotación. O período da pulsación destes obxectos loxicamente aumenta cando diminúe a súa velocidade de rotación. A

pesar diso, algúns púlsares con períodos extremadamente constantes foron utilizados para calibrar reloxos de precisión.

Cuásar

Un Cuásar ou quasar é unha fonte astronómica de enerxía electromagnética, que inclúe radiofrecuencias e luz visible.

En 2007, o consenso científico dixo que estes obxectos están extremadamente lonxe, son extremadamente luminosos, permitindo a súa visión a pesar da súa distancia, e moi compactos, que sería a causa dos cambios rápidos na magnitude de brillo. Crese que son núcleos activos de galaxias novas en formación.

Os cuásares visibles mostran un desprazamento a lume moi alto. O consenso científico é que isto é un efecto da expansión métrica do universo entre os cuásares e a Terra. Combinando isto coa Lei de Hubble sábese que os cuásares están moi distantes. Para ser observables a esas distancias, a enerxía de emisión dos cuásares fai empequeñecer a case todos os fenómenos astrofísicos coñecidos no universo, exceptuando

comparativamente a eventos de duración breve como supernovas e brotes de raios gamma. Os cuásares poden facilmente liberar enerxía a niveis iguais que a combinación de centos de galaxias medianas. A luz producida sería equivalente á dun billón de soles.

Nun principio supúxose que os obxectos case estelares ou cuásares eran buracos brancos aínda que o avance do estudo da súa formación e características descartou tal suposto.

En telescopios ópticos, a maioría dos cuásares aparecen como simples puntos de luz, aínda que algúns parecen ser os centros de galaxias activas. A maioría dos cuásares. Están demasiado lonxe para ser visto por telescopios pequenos, pero o 3C 273, cunha magnitude aparente de 12,9 é unha excepción. A unha distancia de 2.440 millóns de anos luz, é un dos obxectos máis afastados que se poden observar directamente cun equipo amateur.

Algúns cuásares mostran cambios rápidos de luminosidade, o que implica que son pequenos, xa que un obxecto non pode cambiar máis rápido que o tempo que tarda a luz en viaxar desde un extremo ao outro. O corremento a lume máis alto coñecido dun cuásar ou quasar é de 6,4.

Crese que os quasares están alimentados pola acreción de materia de buracos negros supermasivos no núcleo de galaxias afastadas, converténdoos en versións moi luminosas dunha clase xeral de obxectos coñecida como galaxias activas. Non se coñece o mecanismo que parece explicar a emisión da gran cantidade de enerxía e a súa variabilidade rápida. O coñecemento dos cuásares avanzou moi rapidamente, aínda que non hai un consenso claro sobre as súas orixes.

Burato negro

Un buraco negro ou foxo negro é unha rexión do espazotempo provocada por unha gran concentración de masa no seu interior, con enorme aumento da densidade, o que xera un campo gravitatorio tal que ningunha partícula material, nin sequera os fotóns de luz, poden escapar da devandita rexión.

A curvatura do espazo-tempo ou gravidade dun buraco negro provoca unha singularidade envolta por unha s u p e r fi c i e p e c h a d a , c h a m a d a horizonte de sucesos. Isto é previsto polas ecuacións de campo de Einstein.

O horizonte de sucesos separa a rexión do buraco negro do resto do Universo e é a superficie límite do espazo a

partir da cal ningunha partícula pode saír, incluíndo a luz.

Dita curvatura é estudada pola relatividade xeral, a que predixo a existencia dos buracos negros e foi o seu primeiro indicio. Nos anos 70, Hawking, Ellis e Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre a ocorrencia e xeometría dos buracos negros.

O concepto dun corpo tan denso que nin a luz puidese escapar del, foi descrito nun artigo enviado en 1783 á Royal Society por un xeólogo inglés chamado John Michell. Por aquel entón a teoría de Newton de gravitación e o concepto de velocidade de escape eran moi coñecidas. Michell calculou que un corpo cun radio 500 veces o do Sol e a mesma densidade, tería, na s ú a s u p e r fi c i e , u n h a velocidade de escape igual á da luz e sería invisible. En 1796, o matemático francés Pierre-Simon Laplace explicou nas dúas primeiras edicións do seu libro Exposition du Systeme du Monde a mesma idea aínda que, ao gañar terreo a idea de que a luz era unha onda sen masa, no século XIX foi descartada en edicións posteriores.

En 1915, Einstein desenvolveu a relatividade xeral e demostrou que a luz era influenciada pola interacción

gravitatoria. Uns meses despois, Karl Schwarzschild atopou unha solución ás ecuacións de Einstein, onde un corpo pesado absorbería a luz. Sábese agora que o radio de Schwarzschild é o radio do horizonte de sucesos dun buraco negro que non xira, pero isto non era ben entendido naquel enton. O propio Schwarzschild pensou que non era máis que unha solución matemática, non física. Con todo, Eddington opúxose á idea de que a estrela alcanzaría un tamaño nulo, o que implicaría unha singularidade espida de materia, e que debería haber algo que inevitablemente puxese freo ao colapso, liña adoptada pola maioría dos científicos.

En 1939, Robert Oppenheimer predixo que unha estrela masiva podería sufrir un colapso gravitatorio e, por tanto, os buracos negros poderían ser formados na natureza. Esta teoría non foi obxecto de moita atención até os anos 60 porque, despois da Segunda Guerra Mundial, tíñase máis interese no que sucedía a escala atómica.

En 1967, Stephen Hawking e Roger Penrose probaron que os buracos negros son solucións ás ecuacións de Einstein e que en determinados casos non se podía impedir que se crease un buraco negro a partir dun colapso. A idea de buraco negro tomou forza cos avances científicos e experimentais que levaron ao descubrimento

dos púlsares. Pouco despois, en 1969, John Wheeler5 acuñou o termo buraco negro durante unha reunión de cosmólogos en Nova York, para designar o que anteriormente se chamou estrela en colapso gravitatorio completo.

Ananas vermellas

Unha anana vermella é unha estrela pequena e relativamente fría.

As ananas vermellas son estrelas de moi baixa masa, inferior ao 40% da masa do Sol. A súa temperatura interior é relativamente baixa e a enerxía xérase a un ritmo lento pola fusión nuclear de hidróxeno en helio a través da cadea protón-protón. Por conseguinte, estas estrelas emiten pouca luz, cunha luminosidade que nalgúns casos apenas alcanza 1/10.000 da luminosidade solar.

Incluso a anana vermella máis grande ten só un 10% da luminosidade do Sol. As ananas vermellas o transporte de enerxía desde o interior á s u p e r fi c i e t e n l u g a r p o r convección. Isto ocorre porque a radiación é moi difícil debido á opacidade do interior, que ten unha densidade relativamente alta comparada coa temperatura e é

máis difícil para os fotóns viaxar cara á superficie, de modo que a convección resulta ser un proceso máis eficiente para a transmisión da enerxía.

Ananas blancas

A anana branca é unha estrela compacta que se xera cando unha estrela de masa menor a 9-10 masas solares esgotou o seu combustible nuclear. De feito, trátase dunha etapa da evolución estelar que atravesará o 97% das estrelas que coñecemos, incluído o Sol. As ananas brancas son, xunto ás ananas vermellas, as estrelas máis abundantes no universo.

As ananas brancas están compostas por átomos en estado de plasma; como no seu núcleo xa non se producen reaccións termonucleares, a estrela non ten ningunha fonte de enerxía que equilibre o colapso gravitatorio, polo que a anana branca vaise comprimindo sobre si mesma debido ao seu propio peso.

Supernova

Unha supernova é unha explosión estelar que pode manifestarse de forma moi notable, mesmo a primeira ollada, en lugares da esfera celeste onde antes non se detectou nada en particular. Co tempo fíxose a distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidade intrínseca moi diferente; os menos luminosos continuaron chamándose novae (novas), en tanto que aos máis luminosos agregóuselles o prefixo super-.

As supernovas producen escintileos de luz intensísimos que poden durar desde varias semanas a varios meses. Caracterízanse por un rápido aumento da intensidade até alcanzar un máximo para logo decrecer en brillo de forma máis ou menos suave até desaparecer completamente.

Propuxéronse varios escenarios para a súa orixe. Poden ser estrelas masivas que xa non poden desenvolver reaccións termonucleares no seu núcleo, e que son incapaces de sosterse pola presión de dexeneración dos electróns, o que as leva a contraerse repentinamente e xerar, no proceso, unha forte emisión de enerxía. Outro proceso máis violento aínda, capaz de xerar escintileos mesmo

moito máis intensos, pode suceder cando unha anana branca membro dun sistema binario pechado, recibe suficiente masa da súa compañeira como para superar o límite de C h a n d r a s e k h a r. I s t o dispara unha explosión termonuclear que expulsa case todo, se non todo, o material que a formaba.

A explosión de supernova provoca a expulsión das capas externas da estrela por medio de poderosas ondas de choque, enriquecendo o espazo que a rodea con elementos pesados. Os restos eventualmente compoñen nubes de po e gas. Cando a fronte de onda da explosión alcanza outras nubes de gas e po próximas, comprímeas e pode desencadear a formación de novas nebulosas solares que orixinan, despois de certo tempo, novos sistemas estelares.

Estes residuos estelares en expansión denomínanse remanentes e poden ter ou non un obxecto compacto no seu interior. Devandito remanente terminará por diluírse no

medio interestelar ao cabo de millóns de anos As supernovas poden liberar varias veces 1044 J de enerxía.

Exoplanetas

Denomínase planeta extrasolar ou exoplaneta a un planeta que orbita unha estrela diferente ao Sol e que, por tanto, non pertence ao Sistema Solar. Os planetas extrasolares convertéronse en obxecto de investigación científica no século XIX. Moitos astrónomos supoñían que existían, pero non había forma de saber o comúns que eran ou o similares que poderían ser aos planetas do noso sistema solar. A primeira detección confirmada fíxose en 1992, co descubrimento de varios planetas de masa terrestre o r b i t a n d o o p ú l s a r. A primeira detección confirmada dun planeta extrasolar que orbita ao redor dunha estrela con características da secuencia principal similar ao noso Sol, fíxose en 1995 polos astrónomos Michel Maior e Didier Queloz. O planeta descuberto Pegasi. Desde entón sucedéronse en ritmo crecente os descubrimentos de novos planetas.

HR e o seu tres planetas que a orbitan. Observacións de multi-épocas demostraron movemento orbital keplerianos en contra do sentido do reloxo para o tres planetas.

É 250 veces máis débil que a propia estrela e situado 0,73 arcosegundos ao oeste. Á distancia de GQ Lupi, isto corresponde a unha distancia de aproximadamente 100 UA. O norte está arriba e o leste á esquerda.

Até outubro de 2011 descubríronse 567 sistemas planetarios que conteñen un total de 692 corpos planetarios, 823 destes sistemas son múltiples e 31 destes planetas están por enrriba das 13 MJ ( 1 M J é a m a s a deXúpiter) polo que moi probablemente sexan ananas marróns.

A maioría de planetas extrasolares coñecidos son xigantes gaseosos igual ou máis masivos que o planeta Xúpiter, con órbitas moi próximas á súa estrela e períodos orbitais moi curtos, tamén coñecidos como Xúpiteres quentes. Con todo, crese que iso é resultado de rumbo de información creado polos métodos actuais de detección, que atopan máis facilmente a planetas deste tamaño que a planetas terrestres máis pequenos. Con todo, exoplanetas comparables ao noso empezan a ser detectados, conforme as capacidades de detección e o tempo de

estudo aumentan. O primeiro sistema extrasolar descuberto con máis dun planeta foi Upsilon Andromedae.

De acordo coa actual definición de "planeta", un planeta ten que orbitar unha estrela. Con todo, considérase posible a existencia de corpos planetarios non ligados á gravidade de ningunha estrela. Tales corpos serían expulsados do sistema no que se formaron e na literatura científica denomínallos frecuentemente como planetas errantes ou planetas interestelares.

A NASA adiantou en xuño de 2010 que a Sonda Kepler, posta en órbita en marzo de 2009, detectou indicios de 706 exoplanetas novos nos seus primeiros 43 días de funcionamento, 400 dos cales teñen dimensións entre as de Neptuno e a Terra. Os resultados oficiais desta misión serán publicados en febreiro de 2011, pero os resultados provisionais indican que polo menos 60 dos planetas detectados terán un tamaño similar ao da terra.

Até setembro do 2010, Glies, o cuarto planeta da estrela anana vermella Gliese, parece ser o mellor exemplo coñecido dun probable planeta terrestre orbitando dentro da zona habitable.

Asteroides Un asteroide é un corpo rochoso, carbonáceo ou metálico máis pequeno que un planeta e maior que un meteoroide, que orbita ao redor do Sol nunha órbita interior á de Neptuno.

Vistos desde a Terra, os asteroides teñen aspecto de estrelas, de aí o seu nome, que lles foi dado por John Herschel pouco despois de que os primeiros fosen descubertos. Os asteroides tamén se chaman planetoides ou planetas menores.

A maioría dos asteroides do noso Sistema Solar posúen órbitas semiestables entre Marte e Xúpiter, conformando o chamado cinto de asteroides, pero algúns son desviados a órbitas que cruzan as dos planetas maiores.

Hoxe estímase que existen preto de dous millóns de asteroides cun diámetro maior que un quilómetro tan só no cinto principal; con todo, se se suman todas as súas masas o total equivale só ao 5% da masa da Lúa.

Desde a redefinición de planeta de 2006 levada a cabo pola Unión Astronómica Internacional, o termo clásico asteroide non desaparece senón que se inclúe dentro dos denominados corpos menores do Sistema Solar a maioría dos obxectos transneptunianos e calquera outro sólido que orbite en torno ao Sol e sexa máis pequeno que un planeta anano.

PLANETAS

DISTANCIA AL SOL

Mercurio

57,9 millones de kilómetros

Venus

108 millones de kilómetros

Tierra

149,6 millones de kilómetros

Marte

228 millones de kilómetros

Júpiter

778,6 millones de kilómetros

Saturno

1.434 millones de kilómetros

Urano

2.872 millones de kilómetros

Neptuno

4.495 millones de kilómetros