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El Universo está actualmente en expansión. Sin embargo, las mediciones que Allan R. Sandage realizó en los años 1960 con su telescopio de 200 pulgadas muestran que el ritmo de expansión actual es menor que el de hace 1000 millones de años. Este hecho puede implicar o no que la expansión se detenga, planteándose dos alternativas para el destino último del Universo.

Según las teorías cosmológicas actuales, la cantidad de materia que

hay en el Universo es la que decidirá el futuro del mismo. Se tiene una idea bastante aproximada de la cantidad de materia visible que existe pero no de la cantidad de materia oscura, dependiendo entonces de esta el futuro del Universo.

Se ha podido calcular que si la densidad crítica del universo es menor que 3 átomos por metro cúbico, será insuficiente para frenar la expansión, el universo se expandirá indefinidamente (Big Rip) y será condenado a una muerte fría en medio de la oscuridad más absoluta.

En este caso el tiempo se acabaría en unos 35000 millones de años. Pero si la masa es suficiente para detener la expansión, tendrá lugar el Big Crunch o, lo que es lo mismo, el universo, forzado por la gran cantidad de masa, empezaría a comprimirse hasta que, dentro de unos 20000 millones de años, acabe por colapsarse en una singularidad, algo parecido al Big Bang, pero al revés.

En este caso tras el Big Crunch es posible que el universo comience de nuevo con otro Big Bang.

Big Rip

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. La clave de esta hipótesis es la cantidad de energía oscura en el universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia. El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Aproximadamente tres meses antes del fin, los sistemas solares perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos en una fracción de segundo antes del fin del tiempo. Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, o dentro de 2,0×1010 años.

Big Crunch

En cosmología el Big Crunch o gran colapso es una de las posibilidades que se barajan sobre el destino final del universo. Si la expansión del universo fuera frenada progresivamente por la acción de la atracción de la gravedad el Universo podría alcanzar un tamaño máximo y retraerse posteriormente en el tiempo hasta colapsarse por completo en un Big Crunch.

Para que esto sea así es necesario que la cantidad de materia en el universo sea lo bastante grande como para frenar su expansión. Se sabe que la materia bariónica u ordinaria que forma las estrellas y la materia visible no es suficientemente elevada para producir este resultado. De ahí el interés en conocer la cantidad de materia oscura que existe en el universo. Para ello se estudia el movimiento relativo de galaxias y clústeres de galaxias así como la estructura de gran escala del universo observable. Otra forma de investigar el futuro del universo es investigar las variaciones temporales de la constante de Hubble en escalas comparables a la edad del Universo.

En la actualidad, esta teoría es considerada obsoleta por algunos científicos, dado que la NASA ha conseguido datos que podrían apoyar la Teoría de la eterna expansión del Universo (Big Rip).

Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.

Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (Msol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol.

Formación de las Estrellas

La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella seria de entorno a 60 o 100 MSol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.

Nube molecular

La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular H2. Son regiones frías (10-30K) y densas (10³-104 cm-3). Debido a alguna clase de desencadenante, se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosión de supernova o el paso de la nube por una región densa, como los brazos espirales. También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría colapse por sí misma. Sea como sea, el resultado siempre es una región colapsante en caída libre. Dicha región es inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma. Toda la energía gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja. Por otra parte, el centro de la región se contraerá más deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso llamado protoestrella.

Inestabilidad de Jeans

La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha mayor precisión la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación.

Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria. Solo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontaneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa crítica entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen. Este es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes dando lugar a brotes intensos de formación estelar. Esta masa crítica de Jeans es una función dependiente de la densidad y la temperatura.

Protoestrella

La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente.

Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo del tamaño de Júpiter aproximadamente al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente.

Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más.

El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria (ver formación de discos de acrecimiento). La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumstelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiendose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.

El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace mas lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiendose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirà la mayor parte de su vida.

Formación de estrellas supermasivas

Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso.

Las estrellas pueden acabar sus vidas expandiéndose como gigantes rojas para luego contraerse en una enana blanca o explotando como novas o supernovas dejando el núcleo de la estrella como una enana blanca, una estrella de neutrones, un púlsar o incluso un agujero negro en el caso de estrellas muy masivas.

Tras los restos de una explosión estelar los restos expulsados de la estrella constituyen una nebulosa iluminada por la estrella central denominada nebulosa planetaria. Los restos de material expulsados tras la muerte de una estrella son más ricos en elementos pesados

como el carbono, oxígeno o hierro. Los elementos más pesados que el hierro solamente se pueden producir en explosiones de supernovas por lo que la mayoría de elementos pesados que forman nuestro planeta y nosotros mismos han sido procesados anteriormente en el interior de una estrella masiva.

Enanas Blancas

Una enana blanca es el remanente estelar que resulta del agotamiento del combustible nuclear de una estrella de masa no mayor a unas 10 masas solares. Más allá, la estrella acabaría irremediablemente originando una supernova. Las estrellas que finalizan sus días como enanas blancas no han podido encender el combustible de la siguiente fase, normalmente la del carbono. Así, el 99% de las enanas blancas están constituidas básicamente por carbono y oxígeno que son los residuos de la fase de fusión del helio. Estos objetos, seguramente tendrán además sobre la superficie una capa de hidrógeno y helio prensados y poco degenerados. Solo unas pocas estarán formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo (ver Enanas blancas de helio) o por oxígeno, neón y magnesio productos de la quema del carbono.

Formación

El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a gigante roja y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura los electrones degeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida de entre 100 y 200 millones de grados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca.

Características

Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella esta no debe superar el límite de Chandrasekhar que es de 1.44 masas solares. El valor del límite depende de la relación de electrones por nucleón. Esto no impide que estrellas de masas mayores puedan finalizar su ciclo como enanas blancas ya que los intensos vientos estelares de las estrellas más masivas y el desprendimiento final de la cubierta de gas rebajan en mucho la masa inicial de la estrella hasta dejarla dentro de los límites de Chandrasekhar.

Si por alguna razón una enana blanca llega a acretar masa adicional, lo cual puede ocurrir en los sistemas binarios, es posible que llegara a superar en algún momento el límite de Chandrasekhar. Producto de estos contactos violentos entre una estrella y una enana blanca son las novas y las supernovas termonucleares (tipo Ia).

Las enanas blancas son cuerpos compactos de enorme densidad (aprox. 10E6 - 10E7 g/cm³). Una enana blanca de una masa solar tiene un radio similar al de la Tierra. Como no sigue produciendo energía pero sigue radiando, se enfría. Sin embargo, dado que son relativamente pequeñas y tienen poca superficie, se enfrían muy lentamente. A esas densidades los iones tiene un recorrido libre medio extremadamente reducido; sin embargo, en el caso de los electrones es todo lo contrario: su recorrido es excepcionalmente grande ya que al estar degenerados existen muy pocos huecos libres en el espacio de momentos y posiciones a los que un electrón pueda ir. La opacidad conductiva es, por ello, muy inferior a la radiativa (kcond=3,8·10-4<<krad=0,4). Esto hace que el transporte por conducción sea extremadamente eficiente en el interior de estos objetos lo que hace que séan casi isotérmicas. Pero esto es solo en su interior ya que en la atmósfera los electrones ya no están degenerados por lo que el gradiente se acentúa extremadamente.

Cristalización

La presión de degeneración es un fenómeno cuántico independiente de la temperatura por lo que las enanas blancas seguirán enfriándose toda su vida hasta igualar su temperatura con el entorno es decir hasta llegar casi al cero absoluto.

Si se enfrían lo suficiente las interacciones entre iones se tornan relevantes y estos dejan de comportarse como un gas ideal pasando a ser un líquido de Coulomb. Pero por debajo de cierta temperatura (~ 1,7E7K)¹ los iones se disponen en forma de red cristalina de tipo bcc, por lo que se dice que la enana blanca ha cristalizado. Al cristalizar se libera calor latente ya que es un proceso de cambio de fase y eso afecta a la función de luminosidad. Esta transición de fase libera esa energía latente ralentizando un poco el enfriamiento.

Ocurre que el oxígeno cristaliza antes que el carbono por lo que en la enana blanca empezará a diferenciarse un núcleo de oxígeno cristalizado rodeado por un fluido de carbono cada vez más empobrecido en oxígeno. La emisión de radiación latente contribuirá a frenar el enfriamiento y alargar la vida de las enanas blancas unas decenas de millones de años.

Otra consecuencia de este curioso fenómeno es que en las enanas blancas cristalizadas el potencial a romper para que se dé la fusión completa del carbono es mayor por lo que son potencialmente más explosivas en caso de tener una compañera cercana.

La temperatura umbral se calcula mediante el parámetro que se indica a continuación el cual no es más que una relación entre las interacciones colombianas y la agitación térmica. Mientras la energía colombiana sea inferior a la térmica el comportamiento de los iones será de gas. Cuando sus valores sean comparables se comportará como un líquido y cuando la energía colombiana sea claramente dominante la estrella tendrá un comportamiento sólido. El umbral de cristalización se considera normalmente que es: G0 ~170

Parámetro de cristalización:

Donde Z es el número atómico que para una enana blanca de carbono (Z=6) y oxígeno (Z=8) será 7 suponiendo que haya un 50% de cada elemento. K es la constante de Boltzmann, T la temperatura y di es la distancia entre iones que está relacionada con la densidad de la estrella por la ecuación: (4/3)pdi~1/ni=(µimH)/?

Donde ? es la densidad, mH la masa del hidrógeno y µi el número másico medio que viene a ser 14 para las enanas de carbono y oxígeno (12+16)/2.

Historia de su descubrimiento

En 1862 Alvan Graham Clark descubrió una compañera oscura de la estrellas Sirius en la constelación del Can Mayor. La compañera recibió el nombre de Sirius B o el Cachorro, tiene una temperatura superficial de unos 25.000 K lo que la incluye dentro de las estrellas calientes. A pesar de todo, Sirius B resultó ser 10.000 veces menos luminosa que la estrella principal, Sirius A. Dado que tenía que tener un alto brillo por unidad de superficie, Sirius B tenía que ser, por fuerza, mucho más pequeña que Sirius A. Los cálculos arrojaron un radio aproximadamente igual al de la Tierra.

El análisis de la órbita del sistema estelar Sirius mostró que la masa de la extraña compañera era aproximadamente la misma que la del Sol. Esto implicaba que Sirius B debía de ser cientos de veces más densa que el plomo algo que no se explicaba hidrostáticamente. El misterio quedó sin resolver durante bastante tiempo considerándose a Sirius B como una rareza imposible de explicar. En 1917 Adriaan Van Maanen descubrió la estrella de Van Maanen que se convirtió en la segunda enana blanca en ser descubierta. A medida que se fueron descubriendo nuevas enanas blancas los astrónomos se dieron cuenta de que estos tenues cuerpos eran comunes en nuestra galaxia. Las nuevas teorías de la evolución estelar basadas en la nueva ciencia de la física nuclear darían con la explicación científica que faltaba.

El peculiar nombre de enana blanca se debe a que sus descubridores observaron que tenían un espectro situado en el blanco. Cuando realmente se conocieron las características de esos objetos se vio que no son solo blancas pero las más comunes tienen espectro blanco. En realidad, pueden ir desde el rojo más caliente hasta el negro más frío.

El hecho de que se vean con más frecuencia las situadas en la zona blanca del espectro es debido, principalmente, a dos motivos:

Las estrellas más apagadas son menos luminosas y se ven menos, llegando hasta las "enanas blancas" totalmente enfriadas que, paradójicamente, son cuerpos totalmente negros y carentes de luminosidad alguna. Estas enanas oscuras reciben el nombre de enanas negras.

Las enanas más rojizas también son raras ya que son muy recientes y además el enfriamiento de cualquier cuerpo es más rápido a altas temperaturas. Así, ambos aspectos se conjugan para disminuir su existencia.

Enana amarilla

Una enana amarilla es una estrella de la secuencia principal. Las estrellas así clasificadas tienen una masa de entre 1 M? y 1.4 M? y se encuentran en el proceso de convertir, en su núcleo, el hidrógeno en helio mediante fusión nuclear. Como lo indica su nombre, su color es amarillo. Nuestro Sol es el ejemplo más conocido de una enana amarilla.

Se estima que la vida de una enana amarilla es de unos 10 mil millones de años, tiempo que le toma consumir sus reservas de hidrógeno, el combustible principal durante esta etapa. Cuando se acaba dicho elemento, la estrella se expande varias veces su tamaño anterior y pasa a ser una gigante roja. Finalmente, la gigante roja expele sus capas exteriores para convirtirse en una nebulosa planetaria. Su centro, por el contrario, colapsa y se convierte en una densa enana blanca.

Enana roja

De acuerdo al diagrama Hertzsprung-Russell, una enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría, dentro de la secuencia principal, ya sea del tipo espectral K tardío ó M. Estas comprenden la vasta mayoría de las estrellas y tienen un diámetro y masa de menos de una tercera parte de la del sol (menor a 0.08 masas solares, se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3,500°K. Emiten poca luz, algunas veces tan poca como 1/10,000 de la que emite el sol. Debido al ritmo lento al que queman hidrógeno, las enanas rojas tienen una vida estimada enorme; su rango se estima de decenas de billones a trillones de años.

Las enanas rojas nunca inician la fase de fusión de helio y por lo tanto no llegan a convertirse en gigantes rojas; solo se contraen lentamente y se calientan hasta que todo el hidrógeno se consume. De cualquier forma, no ha habido suficiente tiempo desde el Big Bang para que las enanas rojas pudieran desarrollarse fuera de la secuencia principal.

El hecho que las enenas rojas se mantengan en la secuencia principal mientras estrellas más viejas hayan salido de ella permite determinar la edad de los cúmulos estelares encontrando la masa a la cual las estrellas finalizan la secuencia principal. Además, el hecho que las enanans rojas no hayan salido de la secuencia prncipal como ha sido observado es evidencia que el universo tiene una edad finita.

Un misterio que no ha sido esclarecido hasta 2004, es la ausencia de enanas rojas que no contienen metales (en astronomía, un metal es cualquier elemento distinto al hidrógeno y helio). El modelo del Big Bang predice que las estrellas de la primera generación debieron estar constituidas únicamente por hidrógeno, helio y litio. Dichas estrellas (incluidas las enanas rojas) deberían ser observadas actualmente, pero no es así. La explicación convencional es que sin elementos pesados, las estrellas de poca masa no llegaron a formarse y las primeras estrellas tuvieron que ser de masa extremadamente grande Clase III, las cuales murieron rápidamente y produjeron los metales necesarios para las estrellas de poca masa que se formaron posteriormente.

Se cree que las enanas rojas son el tipo más común que existe, pero que se ven muy pocas debido a su bajísima luminosidad. Próxima Centauri, la estrella más cercana al sol es una enana roja, (tipo M5, magnitud 11.0) como lo son 20 de las siguientes 30 estrellas cercanas. También lo es la estrella de Barnard, la más veloz del cielo.

Enana marrón

Una enana marrón, también denominada enana café, es un objeto de masa sub-estelar comprendida entre 10 y 75 masas de Júpiter (0.01 y 0.08 masas solares), incapaz de mantener reacciones nucleares continuas de fusión de hidrógeno.

Estas estrellas pueden llegar a quemar el deuterio cuando son jóvenes, debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K, pero el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente y no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar a un equilibrio.

Notas Históricas

En 1963 el astrofísico de origen hindú Shiv Kumar fue el primero en estudiar teóricamente la evolución y propiedades de estrellas de masa muy inferior a las que se conocían por aquel entonces. Sus cálculos corresponderían a lo que hoy denominamos enanas marrón. Kumar denominó a estos objetos Enanas negras. El nombre Brown Dwarf fue propuesto en 1975 por la astrofísica Jill Tarter, famosa por ser la portavoz del proyecto SETI. Existe discrepancia acerca del uso de los nombres Enana marrón o enana café a nivel mundial, aunque en español se ha impuesto Enana marrón mayoritariamente. La primera enana marrón que se descubrió fue Teide 1 en 1995, por un grupo español de astrofísicos pertenecientes al IAC. La enana marrón mejor caracterizada es Gliese 229B la compañera de menor masa de la estrella Gliese 229.

Identificación y prueba de litio

El litio es un elemento especialmente interesante para diferenciar estos objetos de las estrellas de baja masa ya que es destruido rápidamente en las reacciones de fusión del hidrógeno (en concreto en las cadenas PPII) debido a que reacciona con el hidrógeno a tan solo 1.000.000 K. Las estrellas poco masivas (< 0,1MS) son enteramente convectivas por lo que sus interiores están bien mezclados y el litio se quema junto con el hidrógeno en pocos millones de años. En cambio, las estrellas de masas similares o mayores que la del Sol sí que mantienen litio en sus atmósferas ya que la convección no logra penetrar hasta el núcleo. En una enana marrón, debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar su fusión y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos, constituyendo esta prueba el modo clásico de identificación de enanas marrones. La prueba fue usada por primera vez por el grupo del IAC capitaneado por Rafael Rebolo. La prueba no es perfecta ya que puede haber estrellas muy poco masivas en las que la quema del litio aun no haya concluido debido a su lentitud en las reacciones. También se barajó la posibilidad de medir la ausencia de deuterio para comprobar si se trata de una enana marrón o no pero este dato se reveló más difícil de medir ya que las líneas espectrales del hidrógeno y el deuterio son muy parecidas.

Brillo y tipo espectral

La emisión de poca energía por parte de estos astros lleva a que sea muy difícil observarlos de una manera directa desde grandes distancias. A pesar de esto, varios centenares de enanas marrones han sido identificadas, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 Celsius. La temperatura superficial es una función creciente con la masa y decreciente con la edad del objeto.

Enanas marrones y planetas extrasolares

Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jovianas.

Estrella variable

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

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

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

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

Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.

Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedas externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:

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

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

Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.

Observación de estrellas variables

Las estrellas variables son generalmente analizadas mediante la fotometría y la fotoespectrometría. Observaciones de su brillantez comparada con la de estrellas no variables de magnitud conocida son usadas para obtener una curva de luz. En el caso de estrellas variables regulares, puede determinarse con precisión su período de variabilidad y la amplitud del mismo. No obstante, para muchas de ellas, esas cantidades varían lentamente en determinado período de tiempo, inclusive de período a período. Los momentos de mayor brillantes son nombrados como máxima, mientras que los de menor brillantez se conocen como mínima.

Los astrónomos aficionados pueden y suelen hacer aportaciones significativas al estudio de las estrellas variables, comparando esas estrellas con otras estrellas dentro del mismo campo visual de sus telescopios que tengan magnitudes constantes y bien conocidas. Estimando la magnitud de la estrella variable y anotando la hora en que se hace la observación, se puede construir la curva de luz visual. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables recibe dichas observaciones de participantes alrededor del mundo, las cuales comparte con la comunidad científica internacional.

Estrellas variables intrínsecas

A continuación, se presentan los tipos de estrellas variables intrínsecas.

Estrellas variables pulsantes

Variables a Cygni

Estas son supergigantes pulsantes no radiales de clase espectral Bep a AepIa. Sus períodos van desde varios días a varias semanas, y la amplitud de su variabilidad está en el orden de 0,1 de magnitud. Los cambios en brillo, que parecen irregulares, son causados por la superposición de muchas oscilaciones de período corto. Deneb (a Cyg), en la constelación de Cygnus es la estrella prototipo.

Variables ß Cephei

Estas estrellas experimentan cortos períodos de pulsaciones en el orden de 0,1 a 0,6 días, con una amplitud de 0,01 a 0,03 de magnitud. Son más brillantes cuando se encuentran en el mínimo de su contracción.

Variables d Cephei (Cefeidas)

Este es uno de los tipos más importantes de estrellas variables: gigantes amarillas que experimentan pulsaciones con períodos muy regulares. Usualmente llamadas variables Cefeidas, su nombre proviene de la estrella d Cephei, la primera en ser descubierta. Sus períodos van de un día a varias semanas.

Las Cefeidas son importantes porque sirven como un estándar. Su luminosidad está directamente relacionada al período de variación, con una pequeña dependencia en su metalicidad. Entre más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. Una vez esta relación período-luminosidad es calibrada, puede determinarse la luminosidad de una Cefeida cuyo período sea conocido. La distancia a la que se encuentra también puede ser fácilmente conocida a partir de su brillo aparente. Por ello, la observación de las variables Cefeidas es muy importante para determinar la distancia de las galaxias del Grupo Local e incluso más allá.

El astrónomo norteamericano Edwin Hubble usó este método para probar que las hasta entonces llamadas nebulosas espirales eran en realidad otras galaxias.

De las estrellas más brillantes en el cielo nocturno, Polaris, la Estrella Polar, es una Cefeida, aunque un poco inusual.

Variables W Virginis

Estas son muy similares a las Cefeidas, pero pertenecen a la Población II, por lo que tienen un grado de metalicidad más bajo y, por ello, una relación período-luminosidad ligeramente distinta.

Variables d Scuti

Estas también son similares a las Cefeidas, pero son mucho más tenues y tienen períodos más cortos. Anteriormente se las llamaba Cefeidas Enanas. Usualmente muestras muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz muy compleja. La típica d Scuti tiene una amplitud de 0,003 a 0,9 magnitudes, con un período de 0,01 a 0,2 días. Su tipo espectral usualmente es entre A0 y F5.

Variables Mira

Las variables tipo Mira son supergigantes rojas de temperatura moderada que experimentan pulsaciones muy amplias. En períodos que por lo usual duran muchos meses, pueden aumentar su brillo 2,5 y hasta 11 magnitudes antes de volver a opacarse. La propia Mira, u Omicron Ceti, varía de magnitud 2 a magnitud 10 en un período de 332 días.

Variables PV Telescopium

Las estrellas en esta clase son supergigantes de helio con períodos de 0,1 a 1 día, con una amplitud de 0,1 de magnitud en promedio.

Variables RR Lyrae

Estas estrellas son, en cierta medida, similares a las Cefeidas, excepto que no son tan luminosas. Asimismo, son más antiguas que las Cefeidas; pertenecen a la Población II. Debido a su alta frecuencia en los cúmulos globulares, ocasionalmente se les Cefeidas de cúmulo. También tienen relaciones período-luminosidad bien conocidos, por lo que, al igual que las otras, se usan para medir distancias. Estas estrellas, de tipo espectral A, varían en 0,2 a 2 magnitudes en un período que va de algunas horas hasta un día o más. Su brillo es mayor cuando su radio está en máxima.

Variables RV Tauri

Estas son supergigantes amarillas que alternan entre un mínimo pronunciado o ligero. Esta variación de doble pico típicamente tienen períodos de entre 30 y 100 días, con una amplitud de 3 a 4 magnitudes. Superimpuesta a esta variación, puede que experimenten variaciones de larga duración en períodos de algunos años. Sus tipos espectrales son F o G cuando están en máximo, y K o M en mínimo.

Variables Semiregulares

Usualmente son supergigantes rojas. Muestran un período definido ocasionalmente, pero también experimentan períodos irregulares de variación. El ejemplo más conocido de este tipo de variable semirregular es Betelgeuse, en la constelación de Orión, cuya magnitud varía entre +0,2 y +1,2.

Variables SX Phoenicis

Estas estrellas de tipo espectral A2 a F5 son similares a las variables d Scuti. Se encuentran principalmente en cúmulos globulares. Exhiben fluctuaciones en el orden de 0,7 de magnitud cada 1 ó 2 horas.

Variables ZZ Ceti

Estas estrellas pulsantes no radiales tienen períodos de 0,5 a no más de 25 minutos, con una pequeña fluctuación de 0,001 a 0,2 de magnitud.

Variables irregulares

Usualmente, estas son supergigantes rojas con poca o ninguna periodicidad. Frecuentemente resultan ser semirregulares pobremente estudiadas que necesitan reclasificarse.

Estrellas variables eruptivas

Estrellas fulgurantes

Las estrellas fulgurantes, también conocidas como las estrellas UV Ceti, son estrellas muy débiles de secuencia principal, que despiden llamaradas regularmente. Incrementan su brillo hasta dos magnitudes en sólo unos pocos segundos, y entonces comienzan a palidecer a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas fulgurantes, como Proxima Centauri y Wolf 359.

Variables FU Orionis

Estas estrellas rediden en nebulosas de reflexión y muestran un incremento gradual en su luminosidad del orden de seis magnitudes seguidas por una prolongada fase de brillo constante. Palidecen entonces dos magnitudes aproximadamente durante un período de varios años. V1057 Cygni por ejemplo descendió 2,5 magnitudes durante un período de once años. Las variables FU Orionis abarcan desde el tipo espectral A hasta el G y posiblemente sean una fase evolutiva de las estrellas T Tauri.

Variables ? Cassiopeiae

Estrellas de esta clase son las del tipo BIII-IVe que fluctúan irregularmente por encima de las 1,5 magnitudes debido a la expulsión de materia en sus regiones ecuatoriales causada por una elevada velocidad de rotación.

Variables Orion

Las variables Orion son estrellas jóvenes y calientes, anteriores a la secuencia principal, normalmente envueltas en nebulosidad. Tienen períodos irregulares que abarcan distintas magnitudes. Un subtipo bien conocido de variables Orion son las variables T Tauri.

Variables luminosas azules

También conocidas como variables S Doradus, la estrella más luminosa conocida perteneciente a esta clase. Otros ejemplos son las hipergigantes Eta Carinae y P Cygni

Variables R Coronae Borealis

Clasificadas como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan incrementos periódicos de brillo; en su lugar, invierten la mayor parte del tiempo en su fase de brillo máximo. A intervalos irregulares, caen de repente del orden de 1 a 9 magnitudes, recuperándose lentamente hasta su brillo máximo en un espacio que abarca de meses a años. Se cree que esta variación está causada por episodios de formación de polvo en la atmósfera de la estrella. A medida que se forma y aleja de la estrella, finalmente se enfría por debajo del punto de condensación, momento en que la nube se vuelve opaca, causando que el brillo de la estrella caiga. La disipación posterior del polvo se traduce en el subsiguiente lento aumento del brillo.

R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototípica de esta clase. Otros ejemplos son Z Ursae Minoris (Z UMi) y SU Tauri (SU Tau).

Variables RS Canum Venaticorum variables

Hay sistemas binarios muy próximos con una período de actividad cromosférica más largo, llamaradas incluidas, que normalmente tardan de 1 a 4 años. Este ciclo de actividad es comparable al ciclo del Sol. Este tipo se abrevia normalmente por RS CVn. El prototipo de esta clase de estrella es también una estrella binaria eclipsante.

Variables Wolf-Rayet

Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas calientes que experimentan expulsiones periódicas de gran cantidad de masa causándoles un aumento de brillo de 0,1 magnitud en promedio. Exhiben una líneas espectrales amplias, incluyendo las del helio, nitrógeno, carbono y el oxígeno.

Nova

Una nova es una explosión termonuclear causada por la acreción de hidrógeno en la superficie de una enana blanca.

En un sistema binario formado por una enana blanca y una estrella que ha dejado la secuencia principal, se produce transferencia de masa desde esta última debido a su transformación en gigante roja, lo que implica su expansión y la expulsión de capas más externas, que son capturadas por el potencial gravitacional de la enana blanca. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria. El material es calentado a altas temperaturas, a medida que más material va cayendo hacia la superficie de la estrella, hasta que, finalmente, alcanza la temperatura crítica para la ignición de fusión nuclear, la que transforma rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados.

La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa nueva: al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos creían ver aparecer una nueva estrella en el cielo nocturno. Curiosamente, el término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova. Pero no fue hasta tiempo después cuando se establecieron diferencias entre las supernovas y las novas, más débiles.

Una enana blanca puede generar múltiples novas, mientras siga habiendo material disponible para la acreción en la estrella compañera. Progresivamente, la estrella compañera puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es similar a una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran procesos diferentes, así como energías mucho mayores, por lo que no deberían ser confundidas con novas corrientes.

A veces puede haber novas visibles a simple vista. El caso más reciente sería Nova Cygni 1975. Esta nova apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb y tenía magnitud 2.0 tan brillante como la propia Deneb.

Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. En principio, queman de forma explosiva su hidrógeno a través del ciclo CNO pero las mayores energías a que se producen esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.

Supernova

Una supernova ( <latín: nova [nueva] )? es una explosión estelar que produce objetos muy brillantes en la esfera celeste, de ahí que se les llamase inicialmente Estella nova o simplemente Nova, ya que muchas veces aparecían donde antes no se observaba nada. Posteriormente se les agregó el prefijo "super—" para distinguirlas de otro fenómeno de características similares pero menos luminoso, las novas.

Las supernovas dan lugar a destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Fundamentalmente se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su agotado núcleo, incapaz de sostenerse tampoco por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. También existe otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos. Suceden cuando una enana blanca compañera de otra estrella, aún activa, agrega suficiente masa de ésta como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo, lo cual genera una explosión termonuclear que expulsa casi todo, sino todo, el material que la formaba.

Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, en cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar éstas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Las supernovas pueden liberar varias veces 10 44 julios. Esto ha resultado en la adopción del foe (10 44 julios) como unidad estándar de energía para el estudio de supernovas.

Clasificación

En el intento por comprender las supernovas, los astrónomos las han clasificado de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.

La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I, de lo contrario se la clasifica como tipo II.

Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas en la curva de luz.

Índice

Tipo I

Sin líneas de Balmer del hidrógeno

Tipo Ia

Línea Si II a 615.0 nm

Tipo Ib

Línea He I a 587.6 nm

Tipo Ic

Sin líneas del helio

Tipo II

Con líneas de Balmer del hidrógeno

Tipo II-P

Meseta

Tipo II-L

Decrecimiento lineal

Tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro de emisión. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno de una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva muera antes que la estrella menor. Si las estrellas tienen menos de 8 masas solares formarán enanas blancas. Debido a todo esto es muy normal que en las etapas finales del sistema binario haya una enana blanca orbitando junto a una gigante roja también agonizante y con sus capas exteriores muy expandidas (ver:Evolución estelar:gigantes rojas).

Esta cubierta, básicamente de hidrógeno y helio, está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia en el cual vence la fuerza gravitatoria de una o de la otra. Esto es el lóbulo de Roche y, si parte de la envoltura de la gigante roja invade el lóbulo de la enana blanca (normalmente mayor que el de su compañera), toda la materia contenida en su zona de influencia será atraída hacia ésta.

El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno, en caso contrario se producirían novas. Si el ritmo de acreción es el adecuado la enana blanca pronto alcanzará el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a encender la fusión del carbono en el núcleo de la estrella. Esta ignición es completa empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su superficie éste se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos luminosos. La propagación de la energía de la explosión es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía se generaría en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas convergentes de aplastamiento potenciando así el rendimiento de la explosión. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de Rayleigh-Taylor parecen ser causa de una rápida propagación de la llama de ignición en todo su volumen. Se desconoce cómo dicha ignición transiciona desde una deflagración subsónica hasta una detonación supersónica.

Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría cientos de años. Esta increíble energía libera una colosal onda de choque que destruye la estrella expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en su luminosidad siendo este tipo de supernovas el más luminoso de todos, alrededor de 1044julios se invierten en luz (1foe). Normalmente no queda ni rastro de la estrella que originó el cataclismo, sólo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición, por consiguiente, del campo gravitatorio de la estrella explosionada produce un cambio en la trayectoria de la estrella vecina, si ésta sobrevivió a la detonación. Al no verse sometida a su fuerza de atracción, saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del estallido como si de una honda se tratara. Estas estrellas lanzadas se podrían detectar ya que deberían ir mucho más rápido que las de su entorno.

El mecanismo de este tipo de supernovas es similar al que produce las novas, según el cual una enana blanca absorbe materia más lentamente, encendiéndose ésta antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia absorbida causa una reacción de fusión del material superficial recién acretado pero no causa el colapso de la estrella.

Son fenómenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En primer lugar solo se producen en sistemas binarios de estrellas de masa media baja. Estos sistemas en principio son bastante corrientes pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de ser mayor a la masa de Chandrasekhar (1,44MSol). Han de estar suficientemente cerca como para que sus lóbulos de roche puedan ser invadidos por las capas expansivas de la gigante roja en crecimiento. De ser posible, el manto de la gigante debería engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto la llevaría a órbitas cada vez más cercanas, lo cual aumentaría los ritmos de acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y pausada, dándose lugar a distancia prudencial, entonces sólo se tendría una nova periódica que quemaría y expulsaría regularmente la masa acretada.

También puede existir una supernova tipo Ia generada por el encuentro entre dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede ser que ninguna de las dos lograra por sí sola acretar suficiente masa para generar una supernova termonuclear pero juntas superaran la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Llegado un punto, uno de los dos cuerpos (el menos masivo), se rompe y forma un toro (dónut), alrededor de la otra estrella. La masa de ese disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos produciría la quema del carbono en superficie.

Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que van desde el oxígeno hasta el calcio (elementos de las capas externas de la estrella). Meses después de la explosión, estos elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que domina es la que proviene de elementos más pesados procedentes del núcleo. En el pico de emisión se concentra la luz emitida por el níquel-56. Éste va decayendo por radiactividad a cobalto-56 también radiactivo. Llegado un punto la emisión de luz la domina el cobalto, cuya emisión de fotones de alta energía, suaviza la curva de decrecimiento del brillo. La luminosidad termina con la conversión de todo el cobalto a hierro-56, el cual emitirá las líneas más tardías producto de su estado ionizado.

A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia por regiones de formación estelar. Esto es así porque los sucesos que desembocan en una supernova Ia pueden durar mucho tiempo en términos estelares, sobretodo la aproximación de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas muy masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas jóvenes de formación reciente (donde se encuentran las gigantes azules). De modo que pueden acontecer en las regiones más longevas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte del cielo, distribuyéndose homogéneamente con una probabilidad constante allí donde haya galaxias.

El parecido en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, ha hecho que sean utilizadas como medida estándar de luminosidad en la astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se llama una candela estándar (se pueden calibrar con una décima de magnitud). Las ventajas con respecto a las demás candelas estándar, como las cepheidas, es que su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias aun más lejanas, ayudando a inferir distancias de objetos que, de otra manera, sería imposible calcular. La razón de la similitud en la curva de luminosidad es aún cuestión de debate pero parece estar relacionada, en parte, con el hecho de que las condiciones iniciales en que se generan estos fenómenos son casi idénticas. Estas propiedades tan favorables han revolucionado la cosmología, permitiendo desvelar la expansión acelerada del universo gracias a la utilización de sus observaciones de forma estadística.

Tipos Ib e Ic

Los tipos Ib y Ic no poseen la línea del silicio presente en el tipo Ia y se cree que corresponden a estrellas al borde de su extinción (como las tipo II), pero que perdieron su hidrógeno anteriormente, por lo que las líneas de hidrógeno no aparecen tampoco en sus espectros. Las supernovas de tipo Ib son teóricamente el resultado del colapso de una estrella de Wolf-Rayet con cuyos intensos vientos logran desprenderse del hidrógeno de las capas externas. Se conocen también varias de estas supernovas en sistemas binarios y esto es porque la estrella compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente al gas de las capas más externas de la otra estrella la cual pierde su cubierta sin necesidad de ser tan masiva. En casos extremos no solo escapa el hidrógeno sino también el helio dejando al desnudo el núcleo de carbono, este es el caso de las supernovas Ic. Estas supernovas tiene un mecanismo de explosión esencialmente idéntico al de las supernovas de colapso gravitatorio típicas, las tipo II.

Tipo II

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez la estrella alcanza el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y este sucumbe. Con el colapso del núcleo este llega a calentarse entorno a los 3.000 millones de grados momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de partir los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración, estas partículas son a su vez destruidas por otros fotones generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

Estas reacciones son endotérmicas por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del mismo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados en un proceso llamado captura de neutrones, en concreto el proceso-R. El núcleo cae tan deprisa que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de material estelar. El manto, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por el aluvión de fotones de frecuencia extrema que mantiene a raya esa caída fotodesintegrando las capas más interiores de la cubierta estelar. Esta destrucción de núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados. Simultáneamente, las densidades tremendas que se alcanzan en la sopa de núcleos pesados y electrones en que se ha convertido el núcleo supercompactado de la estrella moribunda, posibilitan una nueva reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer sobre los núcleos atómicos enlazándose con los protones para formar neutrones en un proceso llamado captura de electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente.

Pero la captura de electrones no sólo resulta en la producción de neutrones sino también en la de neutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo de neutrinos que es arrastrado por el colapso, hasta que su abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la captación de nuevos electrones. Por breves instantes los electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los protones ya que no hay lugar en el espacio de fases donde colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstos están ya degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de neutrinos durará unos 10 segundos.

Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se encuentran de camino con el frente de choque de la avalancha de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A través de un proceso que no ha sido desvelado por completo aún, parte de la energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se cree que, como se ve en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar fotones mediante un proceso inverso al de generación de fotoneutrinos (ver:Neutrinos térmicos). Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde, ocurre un incremento masivo en su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso, si no seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos de colapso de una supernova.

En el caso de las supernovas que generan estrellas de neutrones, las capas externas apenas sí llegan a chocar con la superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. Para las que acaban en agujeros negros inicialmente sí se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que gran parte de esta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, límite que tampoco se conoce con exactitud.

La energía desarrollada por una supernova típica de tipo II es de unos 1046 julios (~100 foe) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólo un foe es absorbido por el material, reemitiéndose en forma de energía cinética del material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energía luminosa. Esta última, sería la energía que vemos ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya que en este caso el porcentaje de masa expulsado es máximo. En el caso de las que dejan un agujero negro la expansión será menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión se quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las supernovas tipo Ia.

La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa energía no está bien entendida. De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan, ésta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podrían influir en la potencia de la explosión o que incluso podrían ser cruciales para que ésta se produjera. En primer lugar, estaría la fuerza centrífuga que es máxima en el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse el momento angular de la estrella. Por otra parte están los campos magnéticos que también deberían ayudar con su presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienen simetría esférica ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser diferentes para cada estrella.

Las supernovas de tipo II pueden dividirse en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P alcanzan una meseta en su curva de luz mientras que los tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su curva. La causa de esto se cree que es por diferencias en la envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura de hidrógeno que atrapa la energía liberada en forma de rayos gamma y la liberan en frecuencias más bajas, mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho menores, convirtiendo menor cantidad de energía de rayos gamma en luz visible.

Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas van desde unas 10 masas solares hasta las 40 o 50. Más allá de este límite superior (que tampoco se conoce con exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las que nada escapa al agujero negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al morir.

Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente grandes podrían producir hipernovas al extinguirse. El mecanismo propuesto para semejante fenómeno sería que tras la transformación repentina del núcleo en agujero negro de sus polos brotaran dos jets de plasma relativista. Estas intensas emisiones se producirían en la banda de frecuencias de los rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las enigmáticas explosiones de rayos gamma.

Nombres de supernovas

Los descubrimientos de supernovas son notificados a la UAI (Unión Astronómica Internacional), la cual distribuye una circular con el nombre recientemente asignado. El nombre se forma por el año del descubrimiento y la designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año llevan letras de la A a la Z (vg. Supernova 1987A); las siguientes llevan aa, ab, etc.

Supernovas destacadas

A continuación se muestra una lista de las más importantes supernovas vistas desde la Tierra en tiempos históricos. Las fechas que se dan señalan el momento en que fueron observadas. En realidad, las supernovas ocurrieron mucho antes pues su luz ha tardado cientos o miles de años en llegar hasta la Tierra.

- 1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria.

- 1054 – SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrónomos Chinos y, seguramente, por los nativos americanos.

- 1181 – SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C 58 la cual es candidata a ser estrella extraña.

- 1572 – SN 1572 – Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe y descrita en su libro De Nova Stella donde se usa por primera vez el término "nova".

- 1604 – SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la última supernova vista en la Vía Láctea.

- 1885 – S Andromedae en la Galaxia de Andrómeda, descubierta por Ernst Hartwig.

- 1987 – Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas después de su explosión, fue la primera oportunidad de poner a prueba a través de las observaciones directas las teorías modernas sobre la formación de las supernovas.

– Cassiopeia A – Supernova en Casiopea, no observada en la Tierra, pero se estima que explotó hace unos 300 años. Es el remanente más luminoso en la banda de radio.

Galileo usó la supernova 1604 como una prueba contra el dogma aristotélico imperante en esa época, de que el cielo era inmutable.

Las supernovas dejan un remanente estelar tras de sí; el estudio de estos objetos ayuda mucho a ampliar los conocimientos sobre los mecanismos que las producen.

El papel de las supernovas en la evolución estelar

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, metal es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas, la proporción de elementos pesados aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además sólo los sistemas estelares con suficiente metalicidad pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas pero también contribuyen para formar estrellas de menores dimensiones. Esto es debido a que el gas en acreción es más sensible a los efectos del viento estelar cuantos más elementos pesados posea. Pues estos absorven mejor los fotones.

S Andromedae

La S Andromedae fue una supernova, visible desde la Tierra en 1885. La estrella pertenecía a la galaxia Messier 31 o Andrómeda. Es la única supernova vista en la galaxia de Andrómeda, desde que existen registros contrastables.

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II. La masa de la estrella original debe ser mayor que 8 masas solares y menor que un cierto valor que aún se desconoce.

Para masas menores que 8 masas solares la estrella degenera en una enana blanca, formando a su alrededor una nebulosa planetaria, mientras que para masas mayores al impreciso límite superior, la estrella degenera en un agujero negro.

degeneradas no hay protones libres por lo que la densidad necesaria es, en realidad, más elevada dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor. Aproximadamente se requieren unos 109 g/cm³. La temperatura del objeto asciende hasta los 3.000 millones de grados lo que hace que los fotones sean tan energéticos que lleguen a romper los núcleos pesados de hierro para formar partículas alfa en un proceso llamado fotodesintegración. Estas partículas al tener menos carga absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos combinándose con los protones. Así mismo, también el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado por lo que también se generarán ingentes cantidades de protones libres.

La fotodesintegración hace que la estrella compacta se enfríe ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor de la estrella. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser absorbidos por los núcleos lo que hace que la presión de degeneración de estos caiga en picado acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden dejándolos libres donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronio.

El proceso seguirá hasta llegar a la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente entorno a 1014 g/cm² y casi toda la masa de la estrella se haya transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa de entre 1,5 a 2,5 masas solares aunque dicho límite superior es difuso y no se conoce con precisión(masa de chandrasekhar). En caso de superar dicho límite ni siquiera la estrella de neutrones sería capaz de sostenerse a sí misma por lo que acabaría colapsando en un agujero negro. Algunos científicos especulan de la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro, se trataría de la estrella de quarks pero tal objeto no ha sido observado aún.

Características

La principal característica de las estrellas de neutrones es que se sostienen del colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que se sostienen del colapso mediante la presión originada de la fusión nuclear en su interior.

Actualmente no se sabe si el núcleo de la estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si por el contrario está formado por un plasma de quarks y gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.

Historia del descubrimiento

Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (un año después del descubrimiento del neutrón) como posibles sub-productos de una supernova, no recibieron mucha atención de los astrofísicos teóricos, ya que no existían objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones. Sin embargo, en 1967, el equipo de radioastrónomos liderados por Antony Hewish descubrió los púlsares (trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974), los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por T. Gold en 1968. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos predichos para las estrellas de neutrones podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional, lo que fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del pulsar de la Nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostriker y J. Gunnn en 1969 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

Pulsar

En astronomía, un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación pulsante periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.

Esto es debido a la inclinación del eje magnético respecto al eje de rotación. Los dos haces de radiación se emiten desde cada polo magnético formando un doble cono que barre el espacio periódicamente, de forma análoga a como lo hace un faro. Dichos pulsos pueden ser emitidos en frecuencias correspondientes a radio, rayos X o rayos gamma.

La pulsación de estos objetos lógicamente disminuye a la vez que lo hace su rotación. A pesar de ello, la extrema constancia de ese periodo, en algunos púlsares, ha hecho que sean usados para calibrar relojes de precisión. Así mismo, no todos los púlsares son visibles, ello dependerá de si los haces de luz barren o no nuestro campo de visión. El nombre, púlsar, proviene de la abreviatura en inglés del término completo Pulsating star (estrella pulsante) que hace referencia a los rápidos pulsos de radio que permitieron descubrir estos objetos.

Descubrimiento del primer púlsar

La señal del primer púlsar que se detectó, tenía un intervalo exacto de 1,33730113 segundos. Este tipo de señales únicamente se pueden detectar utilizando un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, dada la precisa regularidad de la emisión.

Llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares emitiendo en radio a diferentes frecuencias por lo que pronto se concluyó que estos objetons debían ser producto de fenómenos naturales.

Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico.

Jocelyn Bell no recibió condecoración por ser únicamente una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.

Hoy en día se conocen más de 600 púlsars con periodos de rotación diversos que van desde el milisegundo a unos pocos segundos con un periodo promedio de rotación de 0.65 segundos. La precisión con la que se conoce la rotación de estos objetos es de una parte en 100 millones.

Los periodos de rotación tan breves implican tamaños para estas estrellas de unos pocos miles de km. El más famoso de todos los púlsars es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo denominado PSR0531+121 con un periodo de rotación de 0.033 s. Este púlsar se encuentra en el mismo punto en el que los astrónomos chinos registraron una brillante supernova en el año 1054 y permite establecer la relación supernova y estrella de neutrones como remanente final esta segunda de la explosión producida por la supernova.

Planetas púlsar

El primer grupo de planetas extrasolares fue descubierto orbitando un púlsar: PSR B1257+12. Este es un púlsar cuyo periodo es de milisegundos. Las pequeñas variaciones de su periodo de emisión de radio sirvieron para detectar una ligerísima oscilación periódica del púlsar con una amplitud máxima en torno a 0.7 m/s. Los radioastrónomos Alexander Wolszczan y Dale A. Frail interpretaron estas observaciones como causadas por un grupo de tres planetas en órbitas casi circulares a 0.2, 0.36 y 0.47 UA del púlsar central y con masas de 0.02, 4 y 4 masas terrestres respectivamente. Este tipo de descubrimiento, altamente inesperado, causó un gran impacto en la comunidad científica.

Formación

Tras la explosión de supernova queda un núcleo compacto hiperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso por lo que la densidad sigue aumentando. En principio, la densidad necesaria para que se dé la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4·107 g/cm³.

Un sistema planetario está formado por una estrella central y varios objetos orbitando a su alrededor.

El Sistema Solar está formado por el Sol, los diferentes planetas y una multitud de cuerpos menores. En la actualidad se conoce más de un centenar de estrellas a cuyo alrededor orbita por lo menos un planeta extrasolar o exoplaneta.

Algunos sistemas planetarios destacados

PSR 1257+12 - El primer sistema planetario extrasolar descubierto. La estrella central es un púlsar y los diferentes planetas que se han encontrado a su alrededor se denominan planetas púlsares.

Upsilon Andromedae - El primer sistema extrasolar descubierto en una estrella de la secuencia principal (Abril 1999).

PSR B1620-26 - El primer sistema extrasolar descubierto en un sistema estelar múltiple.

Los planetas extrasolares (o exoplanetas) son planetas que orbitan otras estrellas distintas al Sol y forman parte de sistemas planetarios distintos del nuestro. El primer planeta extrasolar descubierto orbitando una estrella de la secuencia principal fue 51 Pegasi b, descubierto en 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz del Observatorio de Ginebra. Este planeta tiene una masa comparable a la de Júpiter. Desde entonces más de un centenar de planetas han sido descubiertos por diferentes grupos internacionales. El primer sistema extrasolar con más de un planeta fue Upsilon Andromedae.

Aunque ninguno de los planetas orbitando estrellas propiamente dichas ha sido observado directamente (debido a la gran diferencia entre el brillo del planeta) se ha informado recientemente (septiembre 2004) del descubrimiento de un planeta gigante orbitando una enana marrón, una estrella de poca masa y brillo. En este caso el contraste de luz entre ambos objetos es mucho menor, lo que ha permitido obtener la primera imagen de un planeta extrasolar aunque este descubrimiento está bajo proceso de verificación. Este descubrimiento ha sido realizado por astrónomos europeos utilizando el VLT en el European Southern Observatory ESO. Con fecha de febrero de 2005 se conocen 144 planetas extrasolares en más de 110 sistemas planetarios. Entre ellos se conoce al menos uno (Gliese 876 d, descubierto en junio de 2005) cuya masa se asemeja a la de un planeta terrestre.

Historia

Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1993 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR 1257+12. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos y el anuncio fue toda una sorpresa. Se cree que estos planetas se formarón de los restos de la explosión de supernova que produjo el púlsar.

Los primeros planetas extrasolares alrededor de estrellas de la secuencia principal fueron descubiertos en 1990 en una dura competeción entre equipos suizos y norteamericanos. El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del grupo suizo, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde el equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.

En la actualidad hay numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA de desarrollo de misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas así como de detectar planetas de tipo terrestre (el primero descubierto hasta la fecha: Gliese 876 d). La ambiciosa misión Darwin/TPF propuesta para dentro de 20 años sería capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis espectral de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.

Métodos de detección

Velocidades radiales

Este método se basa en el efecto Doppler. El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce también una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de gravedad común del sistema. Las oscilaciones de la estrella pueden detectarse mediante leves cambios en las líneas espectrales según la estrella se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo).

Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas.

Astrometría

Dado que la estrella gira sobre el centro de gravedad se puede intentar registrar las variaciones de posición y el oscilar de la estrella.

Estas variaciones son tan pequeñas sin embargo que el método no ha sido factible por el momento. Históricamente el método astrométrico proporcionó los primeros candidatos a planetas extrasolares, todos ellos desbancados posteriormente. El más famoso de los falsos planetas extrasolares detectados por astrometría fue falsamente detectado en la estrella de Barnard.

Tránsitos

Consiste en observar fotométricamente la estrella y detectar sutiles cambios en la intensidad de su luz cuando un planeta gira sobre ella. El método de tránsitos, junto con el de la velocidad radial, pueden utilizarse para caracterizar mejor la atmósfera de un planeta como en los casos de HD209458b y los planetas OGLE-TR-40 y OGLE-TR-10. Ambos métodos son más eficaces en los planetas gigantes más cercanos a la estrella principal por lo que sólo pueden caracterizar una leve fracción de los planetas detectados.

Microlentes gravitacionales

El efecto de lente gravitacional ocurre cuando los campos de gravedad del planeta y la estrella actúan para aumentar o focalizar la luz de una estrella distante. Para que el método funcione, los tres objetos tienen que estar casi perfectamente alineados. El principal defecto de este método es que las posibles detecciones no son repetibles por lo que el planeta así descubierto debería ser estudiado adicionalmente por alguno de los métodos anteriores.

Perturbaciones gravitacionales en discos de polvo

Anillo de polvo alrededor de Fomalhaut. Imagen del Telescopio Espacial Hubble. Estas observaciones se consideran la evidencia de la presencia de un planeta gigante modelando la densidad de polvo en el anillo de material observado.En estrellas jóvenes con discos circumestelares de polvo a su alrededor es posible detectar irregularidades en la distribución de material en el disco circumestelar ocasionadas por la interacción gravitatoria con un planeta. Se trata de un mecanismo similar al que actúa en el caso de los satélites pastores de Saturno. De este modo ha sido posible inferir la presencia de 3 planetas orbitando la estrella Beta Pictoris y de otro planeta orbitando la estrella Fomalhaut (HD 216956). En estrellas aún más jóvenes la presencia de un planeta gigante en formación sería detectable a partir del hueco de material gaseoso que dejaría en el disco de acrecimiento.

Características físicas

Durante los primeros años de descubrimientos de planetas extrasolares la mayoría de éstos eran sistemas peculiares con periodos orbitales pequeños y órbitas excentrícas muy cercanas a la estrella central. El método de las velocidades radiales favorecía el descubrimiento de planetas gigantes muy cercanos a su estrella central, algunos de ellos en órbitas más pequeñas que la órbita de Mercurio. Estos planetas se llaman a veces Júpiters calientes. En los últimos años los astrónomos han podido refinar sus métodos encontrando sistemas planetarios más parecidos al nuestro. Sin embargo, una fracción importante de los sistemas planetarios posee planetas gigantes en órbitas pequeñas, muy diferentes a nuestro sistema solar.

La detección de planetas tipo terrestre permanece fuera de las capacidades tecnológicas actuales. En todo caso todos los planetas extrasolares detectados hasta la fecha son gigantes gaseosos, sus masas son grandes, comparables a la de Júpiter aunque típicamente más masivos. Recientemente se han descubierto nuevos candidatos planetarios con masas de unas 15 veces la masa terrestre, es decir, comparables a Neptuno.

Los objetos más masivos y cercanos a la estrella principal han revolucionado las teorías sobre formación planetaria. Existe un cierto consenso sobre la formación de estos planetas en órbitas más externas y su migración temprana hacia las órbitas interiores. Esta migración está determinada por la interacción gravitatoria con el disco circunestelar de material en el que se forma el planeta. En este apartado parece haber una cierta relación entre la metalicidad de la estrella central y la presencia de planetas.

El planeta extrasolar del que se conocen más datos recibe el nombre de HD209458b, provisionalmente llamado Osiris. Se trata de un planeta de tipo Júpiter caliente con la masa de un gigante gaseoso pero orbitando muy cerca de su estrella principal.

El planeta pasa por delante de su estrella periódicamente ofreciendo tránsitos con los que se ha podido obtener una mayor información sobre su órbita, tamaño y atmósfera.

Acrecimiento es un término que se utiliza para nombrar el crecimiento de un cuerpo por agregación de cuerpos menores. Se utiliza principalmente en el área de astronomía y astrofísica para explicar fenómenos como los discos circunestelares, discos de acrecimiento o el acrecimiento de un planeta a partir de planetesimales. Un disco de acrecimiento es una estructura en forma de disco alrededor de un objeto central masivo.

El disco alimenta el cuerpo central siendo acretado por éste y contribuyendo a su aumento de masa. La dinámica de estos objetos astrofísicos está gobernada principalmente por la ley de conservación del momento angular. El disco puede ser extenso verticalmente dando lugar a una estructura de tipo toroidal. Los discos de acrecimiento pueden encontrarse alrededor de agujeros negros, núcleos de galaxias activos o AGN (Active Galactic Nuclei) o alrededor de estrellas muy jóvenes en proceso de formación. En este último caso se denominan también discos circumestelares. Los sistemas planetarios se originan a partir de discos de este tipo mediante fenómenos de acrecimiento (o agregación) de las partículas originarias, hasta formar los planetas, satélites y los cuerpos menores del sistema.

Una estrella u otro astro situado en un sistema binario puede también formar un disco de acrecimiento robando materia de las capas exteriores de su compañera. Esta materia forma un anillo en torno a la estrella captora, pudiendo llegar a caer sobre la superficie de la misma tras describir una trayectoria en espiral. Debido a las enormes velocidades que alcanza la materia en dicha caída se observa una fuerte emisión de rayos X, que ha servido para detectar objetos que no emiten radiación por sí solos, como es el caso de las estrellas de neutrones o los agujeros negros.

Formación de discos de acrecimiento

El disco es una estructura común en el universo. Tanto galaxias como estrellas se han formado a la vez en discos de acrecimiento de muy diferentes dimensiones. El motivo que origina tan comunes estructuras a partir de informes nubes de gas es sencillo. Casi toda masa de gas posee un cierto momento angular, una mínima cantidad de rotación.

Es decir, las inmensas nubes que se colapsan formando estas estructuras giran inicialmente, aunque sea muy lentamente. El sistema de gas en rotación se mantiene en un delicado equilibrio que se puede romper debido, p.ej., a la onda de presión de una supernova o a que alcanza una cantidad de masa crítica. Cuando sobreviene la inestabilidad y la nube se comprime por el efecto creciente de la gravedad ésta empieza a experimentar ciertos cambios que la conducirán a formar un disco.

Al comprimirse la nube gira más deprisa por conservación del momento angular. Pero este giro solo ocurre a lo largo de su plano de giro. En las zonas de mayor rotación la fuerza centrífuga adquiere cada vez mayor intensidad. Esta asimetría cada vez más acusada es la que, poco a poco, acaba por dar forma al disco. Las regiones suprayacentes y subyacentes al plano de giro caen libres, a gran velocidad. Mientras que el gas que gira a lo largo de dicho plano se ve muy frenado por la creciente fuerza centrífuga. Así pues, la acción combinada de rotación y gravedad es la que, al final, dará la característica forma de disco.

Los discos de acrecimiento más activos presentan fuertes chorros de emisión de material a lo largo del eje de rotación. Este fenómeno se denomina comúnmente difusión ambipolar. La estructura y naturaleza de los mecanismos de emisión en chorro no se conocen con precisión aunque se cree que tienen que ver con la presencia de un fuerte campo magnético.

El material central fuertemente ionizado escupe una parte de sí a través de las líneas de campo que actúan a modo de guías.

La formación de una estrella a partir de una nube de gas molecular es un proceso que transcurre en escalas de tiempo de 105-106 años. Como el momento angular ha de ser conservado la mayor parte del material cae inicialmente sobre un disco de acrecimiento que lentamente va acrecionando sobre la estrella central. El momento angular es redistribuido hacia las regiones exteriores del disco, es decir, la mayor parte de la masa acreta sobre la estrella central mientras que una pequeña parte del material exterior se extiende alejándose y llevándose el momento angular necesario para producir el acrecimiento interior.

Estos discos tienen periodos de vida de 1-10 Myr. Las estrellas jóvenes muestran señales de acrecimiento por medio de excesos de emisión infrarroja (presencia de disco) y ultravioleta (acreción de material). El disco, iluminado y calentado por la estrella central, puede percibirse en algunas imágenes astronómicas en el infrarrojo y en rangos de onda del milimétrico. Los discos que no pueden resolverse ópticamente (extensión espacial inferior a la resolución del instrumento) su presencia puede detectarse por medio de la distribución espectral de energía (SED Spectral Energy Distribution) que presenta un exceso de emisión en el infrarrojo.

En el caso de ser sistemas múltiples, se ha comprobado que se pueden dar dos configuraciones distintas de discos de acrecimiento: o se forma un disco alrededor de cada uno de los componentes del sistema y un disco en común alrededor de todos ellos, o directamente se forma un disco en común alrededor de los componentes del sistema, sin discos "individuales".

En estrellas jovenes pero dentro ya de la secuencia principal y con edades en torno a 100 millones de años se pueden observar discos secundarios de polvo sin restos importantes de gas orbitando la estrella central. Estos discos de segunda generación se formarían a partir de los impactos destructivos entre planetesimales remanentes de la formación planetaria capaces de producir una gran cantidad de polvo.

Discos de acrecimiento alrededor de objetos compactos

A menudo, en sistemas binarios en los que una de las estrellas es un objeto compacto com un púlsar o un agujero negro las observaciones muestran indicios de material circulando de la estrella brillante hacia el objeto compacto. Esto ocurre cuando la estrella posee sus capas exteriores en el interior del límite de Roche del objeto compacto. El material arrancado fluye sobre dicho objeto formando un disco de acrecimiento a su alrededor. En el caso de los agujeros negros, la materia se llega a acelerar tanto que las emisiones de radiación procedentes del vórtice se dan en la banda de los rayos X. Las fuentes de rayos X suelen ser, de hecho, una pista que delata su presencia.

Los astrónomos no están seguros de en cuánto tiempo se forman los sistemas planetarios similares a nuestro sistema solar.

Conocen los elementos esenciales: Una nube de materia interestelar se precipita por efecto de su propia gravedad; la nube se encoge para formar una estrella, rodeada por un disco rotatorio; el polvo en el disco comienza a constituir grumos; los grumos crecen y se hacen bastante grandes para empezar la colección de materia por atracción gravitatoria; el proceso continúa hasta que todo el polvo y la nube de gas en el disco se ha incorporado a los planetas o ha sido expulsada lejos. El misterio involucra la escala de tiempo.

Dos equipos han juntado las piezas para una explicación que parece ser definitiva: un planeta como la Tierra se podría construir en sólo 3 millones de años. En el encuentro de la Sociedad Astronómica Americana AAS, en Nashville, dos equipos de astrónomos, trabajando de manera independiente, anunciaron que juntaron piezas del enigma que pueden ayudar a resolver el misterio de la escala de tiempo. Un planeta del tipo de la Tierra podría constituirse de una nube de polvo en un tiempo tan corto como 3 millones de años, según un nuevo informe de investigadores de las Universidades de Florida y de Michigan.

Estudiando los discos protoplanetarios que se forman alrededor de otras estrellas, los astrónomos notaron que algunos discos alrededor de las estrellas jóvenes tienen una antigüedad de alrededor de 1millón de años, pocos tienen una antigüedad de 3 millones de años y ninguno está presente en 6 millones de años. Esto significa que los planetas rocosos, como la Tierra, tendrían que haberse formado durante ese tiempo. Los astrónomos creían previamente que la constitución de un plantea tipo Tierra tomaba un lapso de unos 10 millones de años.

El sol, y prácticamente todo el sistema solar condensaron de una nube de gas en movimiento rotatorio y además colapsante. Los elementos más pesados que el Helio se formaron en el interior de estrellas de generaciones anteriores, y la causa del comienzo del colapso fue la explosión de alguna supernova. Cuando la nube original empezó a colapsar, las partículas dentro de ella comenzaron a colisionar unas con otras. La rotación provocó que estas acabaran aplanándose hasta formar parte de un mismo plano, perpendicular al eje de rotación, y evitó que a su vez se moviesen en dirección al eje.

Esto explicaría por qué los planetas están en el mismo plano. La masa del proto-sol fue más grande que la del sol tal como es hoy, se estima que fuese 9/10 partes de todo el conjunto. Además, la nube todavía seguía colapsando, y el sol perdía momento angular a causa de fuertes campos magnéticos. Cuando empezaron las reacciones nucleares, un intenso viento solar se llevó la mayor parte del momento angular de la estrella, hasta convertirlo en el rotacionalmente lento sol actual.

Por mutuas colisiones, las partículas de material empezaron a agruparse para formar cuerpos del tamaño de asteroides: los planetésimos, que empiezan a tener gravedad propia, hasta al punto de que cuando ya fueron suficientemente grandes comenzaron a incorporar gas.

Algunas agrupaciones de material más pequeñas orbitaban a los planetésimos formando lo que hoy son las lunas. Se necesitaron 100.000 millones de años para que todo el sistema evolucionase hasta 9 protoplanetas, y 1000 millones de años más para “limpiarlo” de protosatélites, hasta el número que hoy conocemos.

La existencia del cinturón de asteroides se puede explicar suponiendo que perturbaciones gravitatorias entre planetas no permitieron que estos núcleos de material se uniesen para formar una entidad más grande.

Es más, resonancias gravitatorias provocaron que solamente se pudiese acumular materia en ciertas partes de la nebulosa; esto explicaría la ley de Titus-Bode. La distribución de temperaturas en la nube podría explicar las diferencias en la composición de los planetas interiores y exteriores.

Los elementos volátiles (Hidrógeno, Helio y hielos están casi ausentes en los planetas más internos al sistema. Los planetas que van de Mercurio a Marte están compuestos de roca, material relativamente pesado, que condensa a temperaturas cercanas a 500K. La presencia de este material en la nebulosa original era del 0.4%. A la distancia de Mercurio la temperatura era de 1400K aproximadamente.

A esta temperatura, el hierro y el níquel condensan. La presencia de estos componentes es mayor en mercurio y menor en Marte, donde la temperatura era de sólo 450K. Por otra parte, el FeO es muy abundante en Marte y casi inexistente en Mercurio. A la distancia de Saturno la temperatura era tan baja que se pudo formar hielo; es más, algunas lunas de Saturno no son mucho más que puro hielo de agua. El hidrógeno y el Helio constituían más del 98.2% de todo el material primordial, así que en Júpiter y Saturno su presencia está alrededor de ese valor. De todas maneras, la existencia de hielo empieza a cobrar importancia a distancias como las de Neptuno y Urano. Una considerable parte de esos planetas podría ser sólo agua.

El bombardeo meteorítico, la contracción y la radiación produjeron un aumento extra de las temperaturas.

Esto dio lugar al fundido parcial de algunos de los planetas interiores, resultando así la separación de materiales en ellos: los más pesados se hundieron hacia el centro y los más ligeros salieron afuera. El material sobrante colisionó finalmente con otros planetas, salió fuera del sistema solar o se quedó en órbitas estables (asteroides). En las afueras del sistema solar, cuerpos formados por hielo y polvo, los cometas, también pudieron sobrevivir. El inicio de la ignición nuclear pone fin a la formación planetaria.

Dicen que es la estrella más misteriosa de la Vía Láctea, V838 Monocerotis es una de las estrellas más brillantes en nuestra galaxia.

Se descubrió en Enero de 2002, y las observaciones indicaron indicaron que V838 Monocerotis de alguna forma, se transformó en un período de sólo unos meses, de una estrella poco luminosa, un poco más caliente que nuestro Sol, en una dria, supergigante y muy luminosa estrella, en contra de los convencionales estallidos y ciclos estelares.

La nebulosa es una serie de haces de luz de invisibles por el escudo de polvo de apenas un año luz de diámetro. Expulsados previamente, los escudos reflejan la luz progresivamente tal como la explosión de V838 Monocerotis. Los astrónomos piensan que estos haces de luz continuarán hasta casi el 2010. Algunas estimaciones sitúan ahora esta estrella a unos 20.000 años luz de la Tierra Los astrónomos Alon Retter y Ariel Marom, de la Universidad de Sydney, Australia, creen haber encontrado una explicación para las tres erupciones en cadena que transformaron a V838 Monocerotis, una ordinaria estrella gigante roja, en una supergigante fría 600.000 veces más luminosa que el Sol, y la más brillante de toda la Vía Láctea.

Mediante el estudio de la forma de la curva de luz de la estrella, y la comparación de las propiedades observadas en la misma y diferentes modelos teóricos, Retter y Marom determinaron que al expandirse, V838 Monocerotis devoró uno por uno a los tres planetas gigantes que la orbitaban, todos con una masa similar a la de Júpiter, lo que provocó los aumentos sucesivos de su brillo que fueron descubiertos en enero de 2002 por Nicholas Brown, un astrónomo aficionado australiano.

En una explosión de nova normal, las capas exteriores de una estrella compacta son eyectadas al espacio, exponiendo su núcleo, donde se producen las reacciones nucleares que generan la energía irradiada por la estrella. Sin embargo, en el caso de V838 Monocerotis, ésta aumentó enormemente su diámetro y sus capas exteriores se enfriaron, deformándose, pero no dejaron de contener al núcleo de la estrella, lo cual es sumamente inusual.

Desde hace años, varios estudios sugieren la posibilidad de que los planetas de nuestro sistema solar interior, como Mercurio, Venus y la Tierra, sean devorados por el Sol cuando éste se expanda al convertirse en una gigante roja, cerca del final de su ciclo evolutivo.

Las violentas erupciones observadas en V838 Monocerotis podrían resultar, entonces, la primera evidencia firme de este tipo de eventos, que han sido estudiados teóricamente, pero que hasta ahora no habían sido observados en forma directa.

Las nebulosas son cúmulos de gases y polvos en el espacio, que tienen una importancia cosmológica notable porque se consideran los lugares donde nacen, por fenómenos de condensación y agregación de la materia, los sistemas solares similares al nuestro. Las nebulosas pueden hacerse visibles si se encuentran en las proximidades de

estrellas, o bien permanecer completamente envueltas en la oscuridad del espacio.

En el primer caso, una nebulosa puede brillar o bien porque refleja la luz de estrellas cercanas, como sucede a la nebulosa de Mérope en las Pléyades (y se habla de nebulosa de reflexión), o bien porque, excitada por la radiación de las estrellas vecinas, emite ella misma radiación, como la famosa nebulosa de Orión (y entonces se habla de nebulosas de emisión).

En el segundo caso, en cambio, la nebulosa no emite ninguna luz; sin embargo su presencia se deduce por una especie de región negra que destaca sobre e fondo del cielo estrellado. Estas nebulosas se llaman oscuras y un caso típico de ellas está representado por la llamada Bolsa de Carbón en la Cruz del Sur.

Son también llamadas impropiamente nebulosas las galaxias, es decir los sistemas de estrellas como el del que forma parte nuestro Sol, que sin embargo nada tienen que ver con las nebulosas de las que hablamos. Se trata de una herencia de la astronomía de siglo XIX, que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo

Es materia cósmica celeste, luminosa, compuesta de polvo y gas, que ofrece diversas formas, en general de entorno impreciso.

Las nebulosas también poseen casi un 10% de helio y cantidades muy pequeñas de otras sustancias.

Existen varios tipos:

Nebulosas brillantes : Una nebulosa brillante es una región cuyo gas o polvo brillan al ser excitados por la radiación de una estrella asociada o iluminados por una estrella relativamente cercana. Estas nebulosas se subdividen en Nebulosas de emisión y de reflexión.

Nebulosas de emisión: Una nebulosa de emisión es una nebulosa que rodea a una estrella caliente y difunde la energía recibida en forma de radiación, con un espectro marcado por líneas brillantes del Hidrógeno.

El color rojo característico de muchas de estas nebulosas es debido, justamente, a la línea Alfa del Hidrógeno. Un ejemplo de Nebulosa de emisión es la Nebulosa de Orión. Esta nebulosa (ubicada a 1.800 años luz del Sol) está formada por gases que rodean a una estrella múltiple (el asterismo conocido como Trapezium) y se excitan con la energía de esta.

Nebulosas de reflexión: Una nebulosa de reflexión como su propio nombre indica, es una nube de polvo que refleja la energía procedente de una estrella cercana. Un ejemplo de este tipo de nebulosas lo constituye la que rodea al cúmulo abierto Pléyades, en Taurus.

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 recibe su energía, por lo que su presencia sólo es advertida si detrás suyo hay una zona estelar relativamente rica.

Un ejemplo de este tipo de nebulosa es el Saco de Carbón, en Crux, a unos 550 años luz del Sol. Otro ejemplo harto conocido es la famosa Cabeza de Caballo, una nebulosa asequible a medianos telescopios y ubicada sobre el fondo de Orión.

Nebulosas planetarias: Una nebulosa planetaria es un objeto gaseoso, creado a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia, tras su paso por la rama asintótica gigante (AGB, por sus siglas en inglés) del diagrama H-R, transformándose en una enana blanca. El destino final de este tipo de estrellas, dentro de las que se incluye el Sol, es enfriarse hasta perder su energía térmica residual.

El límite superior en masa para pasar por esta etapa es 8 masas solares. Estrellas de masa mayor tienen una evolución totalmente distita: explotan como supernova tipo II y colapsan a una estrella de neutrones o agujero negro.

Las nebulosas planetarias se cuentan entre los objetos más "fotogénicos" de la astronomía. Esto se debe a que por un lado, la mayor parte de la nube de gas se compone de hidrógeno, mientras que la estrella central, usualmente una enana blanca, emite radiación ultravioleta. Esto hace que los átomos de hidrógeno se ionicen (esto es, que expulsen los electrones), para luego recombinarse. En el proceso de recombinación, los electrones saltan desde los niveles de energía superiores al estado fundamental en cascada, emitiendo fotones visuales en el camino. Este fenómeno es conocido en astronomía como fluorescencia.

Morfología

Generalmente las nebulosas planetarias son objetos extendidos simétricos y aproximadamente esféricos aunque se presentan en una gran variedad de formas. Aproximadamente un 10% de las nebulosas planetarias tienen una estructura bipolar muy marcada y un número muy pequeño de ellas son asimétricas, una de ellas es incluso rectangular.

La razón detrás de esta enorme variedad de formas no se entiende por completo pero podría estar causada por efectos gravitacionales ligados a la presencia de otras estrellas cercanas en sistemas binarios y a los efectos del campo magnético de la estrella central tras su explosión. Otra posibilidad es la presencia de planetas cuya influencia gravitatoria puede influir también en la forma de las nebulosas en el momento de su formación.

Origen

Las nebulosas planetarias constituyen los últimos estados de la evolución estelar para la mayoría de las estrellas. Tan solo las estrellas con una masa muy superior a nuestro Sol terminan sus vidas en explosiones de supernovas, pero para las estrellas de masa media y pequeña el proceso finaliza con la creación de una nebulosa planetaria.

Una estrella típica con una masa de la mitad de nuestro Sol pasa la mayor parte de su vida brillando como resultado de las reacciones de fusión nuclear que transforman el hidrógeno en helio en el núcleo estelar. La energía liberada contrarresta la gravedad de la estrella impidiendo que ésta se colapse sobre sí misma debido a su propia gravedad. El resultado es una estrella estable capaz de producir luz y energía durante un elevado periodo de tiempo (secuencia principal).

Tras varios miles de millones de años las estrellas acaban por agotar su combustible nuclear y no pueden seguir contrarrestando el peso de las capas externas. El núcleo se contrae entonces calentándose. Las capas externas se expanden enormemente debido a las altas temperaturas del núcleo y se enfrían en el proceso. La estrella se convierte en una gigante roja que continúa evolucionando a medida que su núcleo se contrae y calienta. Cuando las temperaturas centrales alcanzan los 100 millones de K el helio comienza a fusionarse en carbono y oxígeno deteniendo la contracción central pero el helio se termina pronto dejando un núcleo inerte de carbono y oxígeno con una capa exterior de helio rodeándolo.

Las reacciones de fusión del helio son muy sensibles a la temperatura, siendo la velocidad de la reacción proporcional a T40. Un pequeño aumento de un 2% en la temperatura incrementa el ritmo de reacción en más del doble. El resultado es una estrella muy inestable en la que pequeños cambios de temperatura conllevan cambios enormes en las reacciones nucleares y en la producción de energía. La capa de fusión de helio se expande y se enfría rápidamente produciendo pulsaciones sucesivas en las que finalmente se puede llegar a expulsar la atmósfera estelar al espacio.

Los gases expulsados en los diferentes pulsos forman una nube de material alrededor del núcleo expuesto de la estrella. Cuando las temperaturas de la superficie de la estrella alcanzan temperaturas de entorno a 30.000 K, se producen suficientes fotones ultravioleta (UV) para ionizar las capas atmosféricas expulsadas. Los gases ionizados emiten luz al recombinarse los átomos cargados positivos con los electrones expulsados por los fotones UV. La nube expulsada se ha convertido en una nebulosa planetaria cuya estructura está determinada por los diferentes pulsos de la estrella central y su color y luminosidad por el grado de ionización y la composición química de la nebulosa planetaria.

Distancias

Un método para medir distancias a nebulosas planetarias desarrollado por astrónomos de la UNAM en el año 2006 es mediante la toma de dos grupos de fotos en el espectro de radio separadas por muchos años, con ésto se miden las envolventes de las nebulosas planetarias y se compara la dilatación de envolventes con las velocidades según el Efecto Doppler.

(que significa "palomas" en griego), también conocidas como Objeto Messier 45, Messier 45, M45, Las Siete Hermanas o Cabrillas, es un objeto visible a simple vista en el cielo nocturno con un prominente lugar en la mitología antigua, situado a un costado de la constelación Tauro.

Las Pléyades son un puñado de estrellas muy jóvenes las cuales se sitúan a una distancia aproximada de 450 años luz de la Tierra y están

Distancia

La distancia al cúmulo ha sido estimada por muchos métodos, pues es un paso importante en la calibración de las distancias en el universo. El conocimiento exacto de la distancia de las Pléyades, le permite a los astrónomos trazar un diagrama de Hertzsprung-Russell, para estimar la distancia a otros cúmulos desconocidos. Otros métodos pueden entonces extender la escala de distancia, de cúmulos abiertos a galaxias y posteriormente a cúmulos de galaxias, permitiendo construir una escala cósmica de distancias.

Los resultados anteriores al lanzamiento del satélite Hipparcos encontraron que las Pléyades estaban aproximadamente a unos 135 parsec de la Tierra. Hipparcos causó consternación entre los astrónomos al encontrar una distancia de solamente 118 parsec midiendo el paralaje de algunas estrellas del cúmulo — una técnica que debe de indicar los resultados más directos y exactos. Trabajos más recientes han encontrado que la distancia calculada por Hipparcos era errónea, pero no se sabe porqué ocurrió el error. La distancia específica de las Pléyades todavía se desconoce pero actualmente se piensa que la verdadera distancia es mayor que 135 parsec.

Un año-luz = 9,46·1015 m (casi diez billones de kilómetros). Un parsec = 3,26 años-luz

Composición

El cúmulo tiene unos 12 años luz de diámetro y contiene un total aproximadamente 500 estrellas. Está dominada por estrellas azules jóvenes, de las cuales 8 pueden ser observadas a simple vista dependiendo de las condiciones atmosféricas (cielos muy limpios y ausencia de Luna): Taygeta, Pleione, Merope, Maia, Electra, Celaeno, Atlas y Alcyone

El orden de sus estrellas mas brillantes es parecido al de la Osa Mayor y Osa Menor, con una masa total estimada en unas 800 masas solares.

El cúmulo está compuesto en una buena parte por enanas marrones —objetos con menos del 8% de la masa solar, los cuales son demasiado livianos para ser estrellas. Puede que estos objetos constituyan aproximadamente el 25% de la población total del cúmulo, a pesar de que sólo contribuyan al 2% su masa total. También, presentes en el cúmulo están las enanas blancas, las cuales contradicen la posible edad del cúmulo.

Debido a la corta edad del cúmulos, no se espera que las estrellas normales puedan haber evolucionado para convertirse en enanas blancas. Se cree que en vez de ser estrellas individuales de poca o mediana masa, los progenitores de estas estrellas eran masivas y orbitaban en sistemas binarios. Durante su rápida evolución, la transferencia de masa de la estrella más masiva a su acompañante, pudo haber acelerado su evolución hacia una enana blanca.

Otros

Las Pléyades son una prominente vista inviernal del hemisferio norte, y conocidas desde la antigüedad. Son mencionadas en varias escrituras antiguas entre las que se encuentran el Mahabharata (Book 13: Anusasana Parva: Section LXXXVI) en donde se refieren a ellas como krittikas (sánscrito, que se puede traducir como "cortadores", quienes criaron a Kartikeya), la Ilíada y la Odisea de Homero, además de ser mencionadas tres veces en la Biblia.

Las Pléyades no existían cuando Venus emergió de la nebulosa protosolar hace 4.500 millones de años.

El 4 de marzo de 1769, Charles Messier las incluyó como el No. 45 en su primera lista de nebulosas y cúmulos de estrella, que fue publicada en 1771.

Se ha calculado que las Pléyades tienen un futuro de solamente otros 250 millones de años (Kenneth Glyn Jones); para ese entonces, habrán sido separadas como estrellas individuales (o múltiples) a lo largo de su trayectoria.

Bajo condiciones ideales de observación, se pueden apreciar algunas huellas de nebulosidad, y ésto se demuestra en fotografías de larga exposicón. Es una nebulosa de reflexión, causada por polvo que refleja la luz azul de las estrellas calientes y jóvenes.

Se piensa a menudo que este polvo fue lo que sobró de la formación del cúmulo, pero con una edad cerca a los 100 millones de años, la cuál es generalmente la más aceptada para este cúmulo, casi todo el polvo originalmente presente habría sido dispersado por la presión de la radiación. Al parecer, el cúmulo está pasando por una región particularmente polvorienta del medio interestelar.

Los estudios demuestran que el polvo responsable de la nebulosidad no está distribuido uniformemente, pero que se concentra principalmente en dos capas a lo largo de la parte que vemos del cúmulo. Estas capas se pudieron haber formado por la desaceleración debido a la presión de la radiación a medida que el polvo se ha ido moviendo hacia las estrellas.

Las principales estrellas son, ordenadas por magnitud:

Alcyone 2,87 Atlas 3,63 Electra 3,7 Maia 3,87 Merope 4,18 Taygete 4,3 Pleione 5,09 Celaeno 5,46 Tau 18 5,64 AsteropeI 5,76 AsteropeII 6,43.

De acuerdo a la teoría general de la relatividad, una singularidad es un punto teórico con volumen cero y densidad infinita. Es el resultado al que cualquier masa que se convierte en agujero negro tiene que colapsar.

Las singularidades se forman cuando se produce colapso gravitacional de estrellas macizas. El Big Bang debió ser una singularidad. Una singularidad es un lugar en el que la densidad de materia y la curvatura del espacio se hacen infinitas, y no tiene significado desde el punto de vista físico teórico. Según la hipótesis de la censura cósmica, propuesta por el físico y matemático británico Roger Penrose, cuando se forman ese tipo de singularidades, éstas no se encuentran desnudas, en el sentido de ser visibles a observadores externos, sino que están escondidas discretamente en el interior del horizonte de un agujero negro y, por tanto, son aceptables. Otro físico británico, Stephen William Hawking, apoya la teoría de que la creación del Universo tuvo su origen a partir de una Gran Explosión o Big Bang, surgida de una singularidad o un punto de distorsión infinita del espacio y el tiempo

Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en el interior de dicha región, que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de dicha región.

La curvatura del espacio-tiempo o gravedad de un agujero negro debida a la gran cantidad de energía del objeto celeste al ser provoca una singularidad encerrada por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos.

Dicho horizonte de sucesos separa la región de agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la cual predijo la existencia de los

agujeros negros y fue su primer indicio.

En la década de los años 1970 Hawking y Ellis demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros, previamente en 1963 Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular.

Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias (ver Estrella binaria, Fuente de rayos X) y galaxias activas.

Clasificación teórica

Según su origen, teóricamente pueden existir al menos tres clases de agujeros negros:

- Agujeros negros primordiales, creados temprano en la historia del Universo. Sus masas pueden ser variadas y ninguno ha sido observado.

- Agujeros negros supermasivos, con masas de varios millones de masas solares. Son el corazón de muchas galaxias. Estos se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias.

- Agujeros negros de masa solar. Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova y explota. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.

Zonas observables

En las cercanías de un Agujero Negro se suele formar un disco de acrecimiento, lo compone la materia con momento angular, carga eléctrica y masa la cual es afectada por la enorme atracción gravítica del mismo, ocasionando que inexorablemte atraviese el Horizonte de sucesos y por lo tanto lo incremente.(Véase también: Acreción). En cuanto a la luz que atraviesa la zona del disco, también es afectada, tal como está previsto por la Teoría de la Relatividad, el efecto es visualizable desde la tierra por la desviación momentánea que produce en posiciones estelares conocidas, cuando los haces de luz procedentes de las mismas transitan dicha zona.

Hasta hoy es imposible describir lo que sucede en el interior de un Agujero Negro, solo podemos imaginar, suponer y solo observar sus efectos sobre la materia y la energía en las zonas externas y cercanas al Horizonte de sucesos y la ergosfera. Uno de los efectos más controvertidos que implica la existencia de un Agujero Negro, es su aparente capacidad para disminuir la entropía del universo, lo que violaría los fundamentos de la Termodinámica, ya que toda materia y energía electromagnética que atraviese dicho Horizonte de sucesos, tienen asociados un nivel de entropía. Stephen Hawking propone en su último libro que la única forma que no aumente la entropía sería que la información de todo lo que atraviese el Horizonte de sucesos siga existiendo de alguna forma. Otra de las implicaciones de un Agujero Negro supermasivo sería la probabilidad que fuese capaz de generar su colapso completo, convirtiéndose en una singularidad desnuda de materia.

Modelos teóricos: un agujero negro sin carga y sin momento angular es un agujero negro de Schwarzschild, mientras que un agujero negro rotatorio (con momento angular mayor que 0), se denomina agujero negro de Kerr.

La entropía en los agujeros negros

Según Stephen Hawking, en los agujeros negros se viola el segundo principio de la termodinámica, lo que dio pie a especulaciones sobre viajes en el espacio-tiempo y agujeros de gusano. El tema está siendo motivo de revisión; actualmente Hawking se ha retractado de su teoría inicial y ha admitido que la entropía de la materia se conserva en el interior de un agujero negro (véase enlace externo).

Según Stephen Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape de un agujero negro, estos pueden terminar evaporándose por la llamada radiación de Hawking, una fuente de Rayos X que escapa del horizonte de sucesos.

Físicos como Jacob D. Bekenstein han relacionado a los agujeros negros y su entropía con la teoría de la información

Los agujeros negros en la física actual

Los agujeros negros son esa quimera que la ciencia aún no ha conseguido dilucidar.

Se explican los fenómenos físicos mediante dos teorías que se contradicen entre ellas; la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de lo muy pequeño donde manda el caos y la estadística. Y la relatividad general, que explica la naturaleza de lo muy pesado y que afirma que en todo momento se puede saber con exactitud donde está un cuerpo.

Cualquiera de estas teorías están experimentalmente confirmadas pero ¿qué pasa al intentar explicar la naturaleza de un agujero negro? ¿Se aplica la cuántica por ser algo muy pequeño o la relatividad por ser algo tan pesado?

Esta claro que hasta que no se disponga de una física más avanzada no se conseguirá explicar realmente la naturaleza de este fenómeno.

Descubrimentos recientes

En junio de 2004 astrónomos descubrieron un agujero negro súper masivo, el Q0906+6930, en el centro de una galaxia distante a unos 12.700 millones de años luz. Esta observación indicó una rápida creación de agujeros negros súper masivos en el universo joven.

La formación de micro agujeros negros en los aceleradores de párticulas han sido reportadas, pero no confirmadas. Por ahora, no hay candidatos observados para ser agujeros negros primordiales.

Una singularidad o punto singular se puede definir como un punto donde dejan de operar las reglas de un sistema matemático o astrofísico. Desde el punto de vista matemático, es una región donde no se puede definir una función, convergiendo hacia valores infinitos.

Un ejemplo muy sencillo es la función donde podemos establecer valores muy pequeños o muy grandes para “x” siempre que estos sean distinto de cero.

Ahora desde el punto de vista astrofísico, específicamente en relatividad general, una singularidad es una región donde la curvatura

del espacio-tiempo es tan grande que sus leyes ya no operan en el sistema, esto significa que es un punto casi cero donde se concentra una enorme cantidad de materia, siendo usualmente el centro de un agujero negro.

Tipos de singularidades

Singularidad simple

Schwarzschild o un agujero negro de Reissner-Nordstrom , donde la materia simplemente se concentra en un único punto de densidad infinita.

Singularidad en forma de anillo o Toro:

Normalmente hace su aparición en agujeros negros que han conservado su momento angular, como puede ser el caso de un agujero negro de Kerr o un agujero negro de Kerr-Newman, aquí la materia debido al giro deja un espacio al medio formando una estructura parecida a la de una rosquilla pero infinitamente pequeña.

Singularidad desnuda

Existen casos en donde debido a altas cargas o velocidades de giro, la zona que rodea a la singularidad desaparece, dejando a esta visible en el universo. Se supone que este caso esta prohibido por la regla del censor cósmico, que establece que toda singularidad debe estar separada del espacio.

Teoria de la Relatividad General de Einstein

La Teoría general de la relatividad o relatividad general es la teoría de la gravedad publicada por Albert Einstein en 1915 y 1916. El principio fundamental de esta teoría es el Principio de equivalencia que describe la aceleración y la gravedad como aspectos distintos de la misma realidad. Einstein postuló que no se puede distinguir experimentalmente entre un cuerpo acelerado uniformemente y un campo gravitatorio uniforme. La teoría general de la relatividad permitió fundar también el campo de la cosmología.

Curvatura del espacio-tiempo

Una de las principales consecuencias de la gravedad es una manifestación de la geometría local del espacio-tiempo. Las bases matemáticas de la teoría se remontan a los axiomas de la geometría euclídea y los muchos intentos de probar, a lo largo de los siglos, el quinto postulado de Euclides, que dice que las líneas paralelas permanecen siempre equidistantes, y que culminaron con la constatación por Bolyai y Gauss de que este axioma no es necesariamente cierto. Las matemáticas generales de la geometría no euclidiana fueron desarrolladas por el discípulo de Gauss, Riemann, pero no fue hasta después de que Einstein desarrolló la teoría de la Relatividad especial que la geometría no euclidiana del espacio y el tiempo fue conocida.

Gauss demostró que no hay razón para que la geometría del espacio deba ser euclidiana, lo que significa que si un físico pone una marca, y un cartógrafo permanece a una cierta distancia y se mide su longitud por triangulación basada en la geometría euclidiana, entonces no está garantizado que sea dada la misma respuesta si el físico porta la marca consigo y mide su longitud directamente.

Por supuesto, para una marca no podría medirse en la práctica la diferencia entre las dos medidas, pero existen medidas equivalentes que deben detectar la geometría no euclidiana del espacio-tiempo directamente, por ejemplo el experimento de Pound-Rebka (1959) detectó el cambio en la longitud de onda de la luz de una fuente de cobalto surgiendo por 22.5 metros contra la gravedad en un local del Laboratorio de Física Jefferson en la Universidad de Harvard, y la cadencia de un reloj atómico en un satélite GPS alrededor de la tierra tiene que ser corregida por efecto de la gravedad.

Desarrollo de la teoría

La idea fundamental en la relatividad es que no podemos hablar de las cantidades físicas de velocidad o aceleración sin definir antes el sistema de referencia de las mismas. Y dicho sistema de referencia es definido por elección particular. En tal caso, todo movimiento es definido y cuantificado relativamente a otra materia.

En la teoría especial de la relatividad se asume que los sistemas de referencia pueden ser extendidos indefinidamente en todas las direcciones en el espacio-tiempo. Pero en la teoría general se reconoce que sólo es posible la definición de sistemas aproximados de forma local y durante un tiempo finito para regiones finitas del espacio (de forma similar a como podemos dibujar mapas planos de regiones de la superficie terrestre pero no podemos extenderlos para cubrir la superficie de toda la tierra sin sufrir distorsión). En relatividad general, las leyes de Newton son asumidas sólo en relación a sistemas de referencia locales.

En particular, las partículas libres viajan trazando líneas rectas en sistemas inerciales locales (Lorentz). Cuando esas líneas se extienden, no aparecen como rectas, siendo llamadas geodésicas. Entonces, la primera ley de Newton se ve reemplazada por la ley del movimiento geodésico.

Distinguimos sistemas inerciales de referencia, en los que los cuerpos mantienen un movimiento uniforme sin la actuación de o sobre otros cuerpos, de los sistemas de referencia no inerciales en los que los cuerpos que se mueven libremente sufriendo una aceleración derivada del propio sistema de referencia.

En sistemas de referencia no inerciales se percibe fuerza derivada del sistema de referencia, no por la influencia directa de otra materia. Nosotros sentimos fuerzas "gravitatorias" cuando vamos en un coche y giramos en una curva como la base física de nuestro sistema de referencia. De forma similar actúan el efecto Coriolis y la fuerza centrífuga cuando definimos sistemas de referencia basados en materia rotando (tal cual la Tierra o un niño dando vueltas). El principio de equivalencia en relatividad general establece que no hay experimentos locales que sean capaces de distinguir una caída no-rotacional en un campo gravitacional a partir del movimiento uniforme en ausencia de un campo gravitatorio.

Es decir, no hay gravedad en un sistema de referencia en caída libre. Desde esta perspectiva la gravedad observada en la superficie de la Tierra es la fuerza observada en un sistema de referencia definido por la materia en la superficie que es no libre (es ligada) pero es actividad hacia abajo por la materia terrestre, y es análoga a la fuerza "gravitatoria" sentida en un coche dando una curva.

Matemáticamente, Einstein modeló el espacio-tiempo por una variedad pseudo-Riemaniana, y sus ecuaciones de campo establecen que la curvatura de la variedad en un punto está relacionada directamente con el tensor de energía en dicho punto; dicho tensor es una medida de la densidad de materia y energía. La curvatura le dice a la materia como moverse, y de forma recíproca la materia le dice al espacio como curvarse. La ecuación de campo posible no es única, habiendo posibilidad de otros modelos sin contradecir la observación.

La relatividad general se distingue de otras teorías de la gravedad por la simplicidad de acoplamiento entre materia y curvatura, aunque todavía no se ha resuelto su unificación con la Mecánica cuántica y el reemplazo de la ecuación de campo con una ley adecuada a la cuántica. Pocos físicos dudan que una teoría así, una teoría del todo dará a la relatividad general en el límite apropiado, así como la relatividad general predice la ley de la gravedad en el límite no relativista. La ecuación de campo de Einstein contiene un parámetro llamado "constante cosmológica" ? que fue originalmente introducida por este autor para permitir un universo estático.

Este esfuerzo no tuvo éxito por dos razones: la inestabilidad del universo resultante de tales esfuerzos teóricos, y las observaciones realizadas por Hubble una década después confirman que nuestro universo es de hecho no estático sino en expansión. Así fue abandonada, pero de forma bastante reciente, técnicas astronómicas encontraron que un valor diferente de cero para ? es necesario para poder explicar algunas observaciones.

La astronomía es probablemente la más antigua de las ciencias naturales originándose en la antigüedad en casi todas las culturas humanas.

Sus orígenes se pierden en prácticas religiosas de la prehistoria cuyos vestigios se encuentran en numerosos sitios arqueológicos (como Stonehenge) e incorporados todavía en la astrología una disciplina entrelazada con la astronomía y no separada de ella completamente hasta el siglo XVIII en el mundo occidental.

La astronomía antigua constituyó las bases del calendario y la medida de periodos temporales como la semana el mes o el año. Los

astrónomos antiguos eran capaces de distinguir entre estrellas y planetas dado que las primeras permanecen fijas en sus posiciones relativas mientras que los planetas se mueven una cantidad apreciable de espacio a lo largo de periodos relativamente cortos (Saturno el más lento de los planetas conocidos en la antigüedad describe un periodo orbital en 29 años).

Astronomía antigua

La astronomía antigua culmina con el desarrollo ordenado de la teoría geocéntrica expuesta en las obras de Ptolomeo. En el sistema Ptolemaico la

Tierra permanecía fija e inmóvil ocupando el centro del universo, con los demás astros girando a su alrededor. Aunque el modelo geocéntrico era el universalmente aceptado antes de Ptolomeo fue éste astrónomo quien resolvió gran parte de los problemas en la predicción de órbitas de planetas que tenía, tal y como los movimientos epicíclicos de los planetas interiores. Algo antes, Aristarco de Samos, que había medido las distancias de la Tierra a la Luna y al Sol, se mostró como primer partidario importante del modelo heliocéntrico que afirmaba que el Sol era el centro del Universo alrededor del cual giraban los demás planetas incluyendo la Tierra. Desgraciadamente pocos creyeron estas ideas y los únicos escritos que se conservan de Aristarco no tienen nada que ver con su teoría heliocéntrica.

Entre los logros más destacados de la época clásica de la astronomía fueron los conseguidos por Hiparco quien realizó el primer catálogo estelar y propuso un sistema de clasificación estelar en seis magnitudes basado en la luminosidad aparente de las diferentes estrellas.

Astronomía medieval

En la Europa medieval se produce un oscurantismo en todos los campos del conocimiento incluyendo la astronomía, salvo en la parte ocupada por los árabes (península Ibérica), de donde pasó a los reinos cristianos; en la escuela de traductores de Toledo, creada por el rey Alfonso el Sabio (siglo XIII) empiezan a traducirse los textos árabes, tanto de los antiguos griegos como los originales árabes, y a expandirse por Europa. Ésta permanece preservada en escasas copias de tratados antiguos de la astronomía griega y romana. La astronomía observacional tan sólo se conserva en el mundo árabe. Con las invasiones turcas de Europa Oriental a lo largo del siglo XV llegan a Europa Central.

Astronomía moderna

La revolución astronómica

Nicolás Copérnico (1473-1543) inició una importante revolución astronómica al proponer un sistema heliocéntrico como base del Sistema solar planetaria en lugar del hasta entonces admitido sistema geocéntrico. El temor a la persecución por parte de la Iglesia Católica tal y como había ocurrido poco antes con Giordano Bruno hizo que sus ideas fueran publicadas póstumamente por su propia voluntad.

Tycho Brahe (1546-1601) introdujo la idea de la precisión de la medida en astronomía e inventó y produjo una gran cantidad de instrumental astronómico previo al telescopio. Galileo Galilei (1564-1642) construyó su propio telescopio a partir de un invento holandés y lo utilizó inmediatamente en el estudio astronómico descubriendo los cráteres de la Luna, las lunas de Júpiter y las manchas solares. Sus observaciones tan sólo eran compatibles con el modelo copernicano. Paralelamente Johannes Kepler (1571-1630) expuso sus famosas leyes de Kepler para el movimiento de los planetas basando su trabajo en las detalladas observaciones de Tycho Brahe.

Una generación más tarde Isaac Newton (1642 - 1727) fue el primer científico que unió la física con la astronomía proponiendo que las mismas fuerzas que hacían caer los cuerpos sobre la Tierra causaban el movimiento de los planetas y la Luna. Utilizando su Ley de la gravedad las leyes de Kepler resultan inmediatamente explicadas. Newton también descubrió que la luz blanca del Sol está compuesta de diferentes colores, un hecho importantísimo para el futuro desarrollo de la astronomía.

Desarrollo instrumental

Nuevas ventanas en el Universo

A finales del siglo XIX se comenzó a entender la naturaleza física de la luz. Deste esta época hasta finales de la década de 1950 se empezaron a detectar formas de luz invisibles al ojo humano: Rayos X, rayos gamma, ondas de radio, microondas, radiación ultravioleta e infrarroja. Estas nuevas posibilidades de observación tuvieron un importante impacto en la astronomía. Las estrellas eran objetos mucho más lejanos de lo que se había sospechado y la llegada de las técnicas espectroscópicas demostraba que su naturaleza era similar a la de nuestro Sol pero con diferentes temperaturas, masas y tamaños. La existencia de nuestra galaxia, la Vía Láctea como un grupo separado de estrellas fue demostrada tan solo durante las primeras décadas del siglo XX, así como el descubrimiento de nuevas galaxias externas. Poco después se pudo descubrir la expansión del Universo al ver las galaxias alejarse de nosotros. Durante todo el siglo XX cada nuevo avance en la instrumentación astronómica produjo nuevos descubrimientos sobre el Universo.

La astronomía en la segunda mitad del siglo XX

La astronomía en este periodo de tiempo sufre un importante auge al desarrollarse nuevas técnicas de observación y telescopios cada vez más potentes. A finales del siglo XX los grandes telescopios en el visible (con aperturas de hasta 8-10 m) como el Telescopio Keck o el VLT y las grandes instalaciones de observación en radio con la posibilidad de realizar interferometría vuelven a ampliar nuestra visión del Universo y nuestra comprensión de él. Cabe destacar también que el comienzo de la carrera espacial permite abrir el espacio a misiones científicas de exploración del sistema solar así como a telescopios en órbita, como el Telescopio espacial Hubble, operativo desde 1990, capaces de estudiar una amplia variedad de objetos astrofísicos no conocidos anteriormente: púlsars, GRBs, cúmulos de galaxias e incluso observar con claridad tránsitos de planetas extrasolares.

Telescopio

Se denomina telescopio (palabra compuesta de las partículas tele- y -scopio, "ver lejos") a cualquier instrumento que permite ver objetos lejanos. Es la herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra compresión del Universo.

Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, un fabricante de lentes holandés, alrededor de 1608. Galileo Galilei tuvo noticias de este invento y decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopio 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 este 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, notablemente 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 cromática característica de los telescopios refractores.

El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su 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 0,20 m de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.

Características

Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:

- Distancia Focal: es la longitud focal del telescopio, pero se define como la distancia del espejo principal hasta el final del tubo.

- 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 suele ser beneficioso y se ubica delante del ocular.

- Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)

- Magnitud límite: es la magnitud máxima que se puede ver en un lugar dado, es decir, el brillo de la estrella mas débil visible.

- Trípode: Conjunto de tres patas generalmente de aluminio que le dan soporte y estabilidad al telescopio.

- Portaocular: Orificio dónde se colocan el ocular y la lente de Barlow.

Monturas para telescopios

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 el giro 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 ordenador, la imagen gira a una tasa que varía dependiendo del ángulo de la estrella con el polo celeste (declinación). Este efecto 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 altazimutales controladas por ordenador que, para exposiciones de larga duración, o bien hace girar los instrumentos, o tiene 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).

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 Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el más grande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de 8 metros de diámetro. Pertenece al ESO 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 objetivo de un diámetro de 100 metros.

- El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un largo 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 centímetros 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.

Observatorio

Un observatorio es una construcción o lugar donde se observan fenómenos celestes o terrestres. Estos se instalan en lugares que posean un clima, o las condiciones apropiadas para la observación de aquello que se pretende estudiar. Las disciplinas que hacen uso de observatorios son múltiples, es el caso de la astronomía, climatología, geología, meteorología y vulcanología.

Observatorio espacial

Un observatorio espacial es un conjunto de uno o más telescopios con sus instrumentos asociados, puestos en órbita fuera de la atmósfera terrestre, con el propósito de efectuar observaciones astrónomicas que serían más difíciles o imposibles desde la superficie de la Tierra.

Algunos de los observatorios espaciales actuales son el Telescopio espacial Hubble, el XMM, el Chandra, el Spitzer, el SIRTF, el SOHO, el ISO, el Herschel, etc. Los hay tanto para observación visual, como para observación infrarroja, aunque normalmente todos los observatorios espaciales cuentan con un grupo de instrumentos que le permitirán observar el Universo en la mayoría de posibilidades, los hay especializados (p.ej: el chandra en rayos-X, el Hubble en visual, etc.)