CONSTELACIONES.

Una constelación, en astronomía, es una agrupación convencional de estrellas, cuya posición en el cielo nocturno es aparentemente invariable . Pueblos, generalmente de civilizaciones antiguas, decidieron vincularlas mediante trazos imaginarios, creando así siluetas virtuales sobre la esfera celeste. En la inmensidad del espacio, en cambio, las estrellas de una constelación no necesariamente están localmente asociadas; y pueden encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Además, dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han ideado constelaciones diferentes, incluso vinculando las mismas estrellas.

Algunas constelaciones fueron ideadas hace muchos siglos por los pueblos que habitaban las regiones del Medio Oriente y elMediterráneo. Otras, las que están más al sur, recibieron su nombre de los europeos en tiempos más recientes al explorar estos lugares hasta entonces desconocidos por ellos, aunque los pueblos que habitaban las regiones australes ya habían nombrado sus propias constelaciones de acuerdo a sus creencias.

Se acostumbra a separar las constelaciones en dos grupos, dependiendo el hemisferio celeste dónde se encuentren:

• constelaciones septentrionales, las ubicadas al norte del ecuador celeste
• constelaciones australes, al sur.

A partir de 1928, la Unión Astronómica Internacional (UAI) decidió reagrupar oficialmente la esfera celeste en 88 constelaciones con límites precisos, tal que todo punto en el cielo quedara dentro de los límites de una figura. Antes de dicho año, eran reconocidas otras constelaciones menores que luego cayeron en el olvido; muchas, ya no se recuerdan. El trabajo de delimitación definitiva de las constelaciones fue llevado a cabo fundamentalmente por el astrónomo belga Eugène Joseph Delporte y publicado por la UAI en 1930.

Leyes de Kepler

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue:

• Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.

• Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular  es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.

• Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.

Donde, T  es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), (L)  la distancia media del planeta con el Sol y K  la constante de proporcionalidad.

Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo a su formulación de la ley de la gravitación universal.

La formulación matemática de Newton de la tercera ley de Kepler para órbitas circulares es:

La fuerza gravitacional crea la aceleración centrípeta necesaria para el movimiento circular:

Al reemplazar la velocidad v por  (el tiempo de una órbita completa) obtenemos

Donde, T  es el periodo orbital, r  el semieje mayor de la órbita, M es la masa del cuerpo central y G  una constante denominada Constante de gravitación universal cuyo valor marca la intensidad de la interacción gravitatoria y el sistema de unidades a utilizar para las otras variables de esta expresión.

Para cerrar el tema, un video...

ORIGEN Y EVOLUCION DE LAS ESTRELLAS.

EVOLUCION ESTELAR

En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.

Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad , la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de sumetalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.

ESTRELLAS DE NEUTRONES

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella super gigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.

AGUJERO NEGRO

Región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación. La radiación emitida por agujeros negros  no procede sin embargo del propio agujero negro sino de su disco de acreción.

La gravedad de un agujero negro provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay masivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

ESTRELLAS VARIABLES

 VARIABLES ERUPTIVAS: su variación es irregular y se debe a fenómenos tipo “flare” de la cromosfera o corona de la estrella, acompañados de pérdida de masa y/o por la interacción de los fenómenos anteriores con el medio interestelar vecino

VARIABLES PULSANTES: fluctúan de forma periódica o semiregular y presentan contracción y expansión de su superficie que puede ser radial o no. También pueden presentar cambios más o menos regulares en su forma, no siempre esférica.

VARIABLES POR ROTACIÓN: Son estrellas de brillo no uniforme (por presencia de importantes “manchas” o fenómenos similares relacionados con irregularidades de sus campos magnéticos) o variables de forma elipsoidal cuya variación se debe a su rotación axial y el efecto de esta desde el ángulo de visión del observador.

VARIABLES CATACLISMICAS: Se caracterizan por explosiones que pueden ser causadas por fenómenos termonucleares en su superficie (estrellas Novas) o de su interior (Supernovas). También pueden ocasionarse por la caída de material rico en hidrógeno de un disco acreción sobre la superficie de una enana blanca.

 VARIABLES ECLIPSANTES: Tal como su nombre indica su variación de luz se debe a los eclipses entre las estrellas de un sistema binario.  pueden utilizarse 3 criterios: A) Según la forma de su curva de luz. B) Según las características físicas de sus componentes. C) Según el nivel de saturación de sus lóbulos de Roche.

NEBULOSA PLANETARIA

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

 MEDIO INTERESTELAR

Contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.

El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres.

El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo.

La composición química del gas, es de  hidrógeno, helio y  elementos más pesados, comúnmente llamados metales en la jerga astrofísica.

 VIA LACTEA

Es la 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, estos son aproximadamente 1 trillón de km, 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 . 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.

GALAXIA 

Conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de 

estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 10⁷, hasta las gigantes, con 10¹² estrellas . Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Cuando nos referimos al color de las galaxias, por lo general estamos hablando de la población estelar. Las primeras galaxias no contenían ningún tipo de gas o polvo, lo que da como resultado que no se formen estrellas, lo cual provoca que la galaxia se vea dominada por un color rojizo, propio de este tipo de galaxias. los cúmulos de tipo espiral sí forman estrellas y por lo tanto los identifica un color mas bien azulado. Ambos tipos están determinados,  por el tipo de población, aunque también hay otros parámetros que afectan el color de las galaxias, como por ejemplo la presencia de polvo.

El tamaño de las galaxias se ve determinado por la medición de su extensión angular en el cielo y la determinación de su distancia real.  la Vía Láctea, es considerada una galaxia grande.

La luminosidad de las galaxias puede ser determinada midiendo su magnitud y combinándola con su distancia. En lo que respecta al tamaño, la determinación de la magnitud de las luminosidades es complicado, ya que es bastante difícil definir una localización precisa de lo que se podría llamar el "borde" de una nebulosa.

QUASARES

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

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

QUASERES Y GALAXIAS

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

 OBJETO PECULIAR

Quaseres conocidos como PHL 1222, con una magnitud total de 18m; este sistema doble  con una separación de 3” entre componentes, resulta un objeto extremamente curioso, ya que es la única evidencia de dos quaseres tan juntos. El corrimiento al rojo PHL 1222 es de z= 1,91, lo que indica una distancia del orden de los 12.000 millones de años luz aproximadamente.

Estrellas

TEMPERATURA DE ESTRELLAS

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

Las estrellas frías irradian la mayor parte de su energía en las zonas roja e infrarroja del espectro electromagnético y por eso son de color rojo, mientras que las estrellas calientes  emitan mayormente longitudes de onda, azules y ultravioletas, haciendo que parezcan azules o blancas.

DIAGRAMA DE HERTZSPRUNG- RUSSELL

El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación espectral con la magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial de las estrellas. Existe una regla nemotécnica para recordar la secuencia, consistente en una frase en inglés cuyas palabras empiezan por esas letras: Oh Be A Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me Right Now Sweetly. Muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral. Fue realizado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes. El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar.

MASA DE LAS ESTRELLAS

Existe una relación clara entre la masa de una estrella y la duración de su ciclo vital. Cuanto mayor es la masa de una estrella, menos tiempo tarda en consumir su combustible nuclear. La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. No se puede conocer la masa de estrellas aisladas porque, a causa de su lejanía, no se conoce el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre sus vecinas. Para los sistemas dobles, este método es aplicable ya que el par de estrellas se encuentran tan próximas entre sí que se afectan mutuamente de modo considerable.

VIDA DE UNA ESTRELLA

Una nube de gas, si es lo suficientemente grande, comienza a contraerse. La densidad y la temperatura aumentan, de manera que la fusión nuclear puede comenzar. Esto es cuando el Hidrógeno se convierte en Helio. Al "quemarse" el Hidrógeno, la contracción se detiene. En este momento, el gas se convierte en estrella. Este es el estado en que se encuentra nuestro Sol. Después de billones de años, la mayoría del hidrógeno combustible se ha "quemado", y la estrella comienza a contraerse de nuevo. La estrella tiene que usar otro combustible, el Helio. La etapa siguiente en la vida de una estrella se llama gigante roja. La estrella es ahora mucho mayor que al principio. Cuando a la estrella roja gigante se le acaba el combustible, la estrella comienza a contraerse nuevamente. Esta contracción calienta mucho el núcleo de la estrella, de manera que se forman elementos más pesados . Cuando a la estrella se le acaba este último tipo de combustible, ha llegado al final de su vida. La estrella comienza a desprender capas porque no puede contenerlas por mas tiempo. Esto se llama nebulosa planetaria. El centro de la estrella se convierte en una enana blanca. Esta es una estrella extremadamente densa que tiene el tamaño de un planeta. Finalmente, cuando la enana blanca ha utilizado toda su energía, para de brillar y se convierte en una "enana negra", es decir, una estrella muerta. Se espera que esta sea la última etapa de nuestro Sol. Para las estrellas con masas mayores que el Sol (hasta 40 veces más grandes), las capas externas de la estrella pueden ser arrojadas con más fuerza. Existe una formula que es la siguiente:

ESTRUCTURA INTERNA DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas son enormes aglomeraciones de gas, constituidas principalmente de Hidrógeno, cuya temperatura es tan alta debido a los procesos termonucleares que ocurren en su interior, que producen todos los tipos de luz, desde los rayos gamma hasta el radio. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. 

 El Sol es una estrella típica en el Universo. Para entender como
funciona nuestro Sol, es conveniente imaginar su interior como si estuviera formado por diferentes capas, una dentro de la otra como las capas de una cebolla.   El núcleo solar está formado de gas muy caliente y denso llamado plasma que es como la llama del  fogón de gas de nuestras casas. Alcanza una enorme temperatura, alrededor de los 15 millones de  grados Kelvin.
En el núcleo es donde se genera toda la energía que alimenta la estrella. Debido a los enormes valores de temperatura y presión, los átomos de Hidrógeno colisionan a gran velocidad. La fuerza de las colisiones es tan alta que une los núcleos de Hidrógeno formando Helio, en un proceso llamado Fusión Nuclear.
Diversos procesos de fusión generan energía y convierten el Hidrógeno en Helio. 
El más importante se denomina cadena protón-protón.

Nuestro Universo

 ESTRELLAS

Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. 

SISTEMAS ESTELARES

Un sistema estelar  es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

Sistemas esterales binarios.

Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masas del sistema de forma indefinida.

Sistemas esterales multiples.

Un sistema estelar con tres o más estrellas se denomina estrella múltiple. Sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema. Las estrellas múltiples pueden nombrarse como triples si están compuestas por tres estrellas, cuádruples si tienen cuatro y así sucesivamente.

AGRUPACIONES ESTELARES

Los cúmulos estelares son agrupaciones de estrellas de gran tamaño. El estudio de los mismos ayuda a comprender la evolución estelar, puesto que las estrellas que forman cada uno de ellos se formaron en la misma época y a partir del material de una misma nube molecular. Cuando los cúmulos estelares son gigantescos se denominan súper cúmulos estelares. Hay diferentes tipos:

Cúmulos globulares: son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas. Los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación. Agrupación de 105 a 106 estrellas viejas, gravitacionalmente ligadas, con distribución aproximadamente esférica, y que orbita en torno a una galaxia de manera similar a un satélite. Son estas estrellas viejas las que le dan a los cúmulos globulares su típico color dorado, sólo visible por medio de la fotografía en color.

Cúmulos abiertos: contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes o de edad intermedia. Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia.  Son grupos de estrellas formados a partir de una misma nube molecular, sin estructura y en general asimétricos. También se denominan cúmulos galácticos, ya que se pueden encontrar por todo el plano galáctico.

ASOCIACIONES

Grupos de estrellas con características físicas similares y que se encuentran reunidas en una cierta región del espacio.
No deben confundirse con los cúmulos estelares porque, al contrario de éstos, tienen una densidad bastante menor y no están caracterizados por una estructura particular. Entre asociaciones y cúmulos existe sin embargo una relación, ya que en el centro de muchas asociaciones se han descubierto cúmulos abiertos.