Newton's Info

Jupiter

2008-05-25T17:53:00.000-07:00

Es el quinto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).
Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol el mayor cuerpo celeste del Sistema Solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (318 veces más pesado que la Tierra y 3 veces más que Saturno).

Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas, y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).

Atmósfera

Bandas y Zonas

El aficionado inglés A. S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados Bandas y regiones claras llamadas Zonas, todos ellos en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h).También jupiter es el planeta con mayor fuerza de rotación ya que tiende a rotar con una fuerza de 2.000.000 de toneladas.

La Gran Mancha Roja

El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del siglo XX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente en un principio se pensó que la gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópicamente la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces y media el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h.

Recientemente (marzo 2006) se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 40, denominados BC, DE y FA, y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000 dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo blanco BA, cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Las mediciones en el infrarrojo sugieren que ambas manchas se elevan por encima de las nubes principales. El paso por tanto de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.

Estructura de nubes

Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH4SH. A una presión en torno a 5-6 Pa existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 Pa hasta los 300-500 hPa, unos 150 km en vertical.

Los Anillos de Júpiter

Al contrario que los anillos de Saturno, que presentaban un patrón complejo e intrincado, Júpiter posee un único sistema sencillo de anillos compuesto por un halo interno, un anillo principal y un anillo Gossamer. Para la nave espacial Voyager, el anillo Gossamer parecía un sólo anillo, pero las imágenes captadas por Galilego nos muestran un descubrimiento inesperado, en realidad se trata de dos anillos. Uno está encerrado dentro del otro. Los anillos son muy tenues y están compuestos por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoroides interplanetarios chocan con las cuatro lunas interiores de Júpiter: Metis, Adrastea, Tebe y Amaltea. Muchas de las partículas tienen un tamaño microscópico.

El halo interior tiene forma toroidal y se extiende radialmente desde unos 92,000 kilómetros (57,000 millas) hasta los 122,500 kilómetros (76,000 millas) desde el centr ode Júpiter. Estáformado por partículas de polvo procedentes del borde interior del anillo principal que "florecieron" hacia afuera a medida que caían hacia el planeta. En anillo principal y más brillante se extiende desde el borde del halo hasta los 128,940 kilómetros (80,000 millas) justo dentro de la órbita de Adrastea. Cerca de la órbita de Metis, el brillo del anillo principal dsiminuye.

Los dos tenues anillos Gossamer tiene una naturaleza bastante uniforme. El anillo Amaltea Gossamer más interno se extiende desde la órbita de Adrastea hasta la órbita de Amaltea a 181,000 kilómetros (112,000 millas) del centro de Júpiter. El anillo Tebe Gossamer más tenue se extiende desde la órbita de Amaltea hasta la órbita de Tebe a 221,000 kilómetros (136,000 millas).

Los anillos y lunas de Júpiter se mueven en el interior de un intenso cinturón de radiación compuesto por electrones e iones que han sido atrapdos por el campo magnético del planeta. Estas partículas y campos comprenden la magnetosfera joviana o entorno magnético, que se extiende desde los 3 a 7 millones de kilómetros (1.9 a 4.3 millones de millas) hacia el Sol, y se estrecha en forma de manga hasta alcanzar la órbita de Saturno - a una distancia de 750 millones de kilómetros (466 millones de millas).

Resumen de las Lunas de Júpiter

Hace casi 400 años Galileo Galilei apuntó su telescopio casero hacia los cielos y descubrió tres puntos de luz, que al principio pensó que eran estrellas, abrazando al planeta Júpiter. Estas estrellas formaban una línea recta con Júpiter. Con gran interés, Galileo las observó detenidamente y comprobó que se movían en la dirección incorrecta. Cuatro días más tarde apareció otra estrella. Después de observar las estrellas durante varias semanas, Galileo llegó a la conclusión de que no eran estrellas sino cuerpos planetarios que orbitaban alrededor de Júpiter. Estas cuatro estrellas han llegado a ser conocidas por el nombre de satélites Galileanos.

Durante los siglos posteriores se descubrieron otras 12 lunas hasta alcanzar un total de 16. Finalmente, en 1979, salieron a la luz los secretos de estos nuevos mundos congelados gracias a los viajes de las naves espaciales Voyager durante su travesía por el sistema joviano. De nuevo, en 1996, la exploración de estos mundos dió un gran salto adelante con el comienzo de la misión Galileo, encargado de observar una gran temporada a Júpiter y sus satélites.

Doce de las lunas de Júpiter son relativamente pequeñas y parecen haber sido capturadas más probablemente que formadas en órbita alrededor de Júpiter. Las cuatro grandes lunas Galileanas, Io, Europa, Ganimedes y Calisto, se piensa que se formaron por acrección como parte del proceso de formación del propio Júpiter.

Agujero blanco

2008-05-16T09:26:00.000-07:00

Agujero blanco es el término propuesto para definir una entidad física, cuya existencia no se ha probado aún. Se trataría de una región finita del espacio-tiempo, visible como objeto celeste con una densidad tal que deforma el espacio pero que, a diferencia del agujero negro, deja escapar materia y energía en lugar de absorberla. De hecho ningún objeto puede permanecer en su interior durante un tiempo infinito. Una forma de visualizar lo que sucede en un agujero blanco es imaginar el reverso temporal de un agujero negro.

Los más importantes avances en esta teoría son debidos a los trabajos independientes de los matemáticos Igor Nivikov y Yuval Ne'eman en la década de 1960, basados en la solución de Kruskal-Schwarzschild de las ecuaciones de la relatividad general.

¿Existen los agujeros blancos?

Si se analizan en detalle las ecuaciones de las que se derivan las propiedades relativistas vamos a encontrar siempre que teóricamente existe una solución simétrica para cada una de ellas, es decir, así como tenemos la idea de que para la materia existe la antimateria, o a lo negro se opone lo blanco, de igual manera podemos deducir teóricamente que debe de existir algo que posea características completamente opuestas a la de los agujeros negros.

Para este caso, sabemos que los agujeros negros son definidos como un horizonte de sucesos dentro del cual todo objeto no importando su estado es atrapado indefectiblemente por una fuerza gravitatoria inmensa (casi infinita), por oposición podemos entender que debe de existir (al menos teóricamente) un agujero blanco con un horizonte de sucesos en donde todo lo que esté dentro de él será violentamente repelido, tal vez con una fuerza inmensa (casi infinita) esto nos lleva a pensar en las ideas (nuevamente las cito) de la materia y la antimateria. Pero lo interesante está en que si bien las matemáticas efectivamente pueden darnos una respuesta simétrica tan controversial, también es cierto que un horizonte de sucesos con esas características es improbable y hasta el momento no ha habido descubrimiento que contradiga su no existencia real.

Sin embargo, como hemos visto, los agujeros blancos no existen y si alguien cae en un agujero negro llegará a dirigirse hacia el centro de la singularidad pero no atravesará un agujero de gusano pues este requiere que exista un agujero blanco. Pero teóricamente se piensa que si éste existiera habría una conexión entre la ubicación del agujero negro y como salida se tendría al lugar en donde está ubicado el agujero blanco.

Agujeros de Gusano

2008-05-15T13:13:00.000-07:00

En física, un agujero de gusano, también conocido como un puente de Einstein-Rosen, es una hipotética característica topológica del espacio-tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad general, la cual es esencialmente un "atajo" a través del espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo menos dos extremos, conectados a una única "garganta", pudiendo la materia 'viajar' de un extremo a otro pasando a través de ésta.El primer científico en teorizar la existencia de agujeros de gusanos fue Ludwig Flamm en 1916.

En este sentido es una actualización de la decimonónica teoría de una cuarta dimensión espacial que suponía -por ejemplo- dado un cuerpo toroidal en el que se podían encontrar las tres dimensiones espaciales comúnmente perceptibles, una cuarta dimensión espacial que abreviara las distancias...y así los tiempos de viaje.

En la actualidad la Teoría de cuerdas admite la existencia de más de tres dimensiones espaciales, pero las otras dimensiones espaciales estarían contractadas o compactadas a escalas subatómicas (según la teoría de Kaluza-Klein) por lo que parece muy difícil (diríase "imposible") aprovechar tales dimensiones espaciales "extra" para viajes en el espacio y en el tiempo.

¿Por qué se le denomina de esa manera?

El término "agujero de gusano" fue introducido por el físico teórico norteamericano John Wheeler en 1957 y proviene de la siguiente analogía, usada para explicar el fenómeno: imagine que el universo es la cáscara de una manzana, y un gusano viaja sobre su superficie. La distancia desde un lado de la manzana hasta el otro es igual a la mitad de la circunferencia de la manzana si el gusano permanece sobre la superficie de ésta. Pero si en vez de esto, cavara un agujero directamente a través de la manzana la distancia que tendría que recorrer sería considerablemente menor, recordando la afirmación que dice "la distancia más cercana entre dos puntos es una línea recta".

Definición

Hay una región compacta de espaciotiempo cuyo límite es topológicamente trivial pero cuyo interior no está simplemente conectado. Formalizar esta idea conduce a definiciones como la siguiente, tomada del Lorentzian Wormholes de Matt Visser:

Si un espacio-tiempo de Lorentz contiene una región compacta Ω y si la topología de Ω es de la forma Ω ~ R x Σ, donde Σ es uno de las tres formas múltiples de topología poco trivial, cuyo límite tiene topología de la forma dΣ ~ S², y si además las hiper-superficies Σ son como espacios, entonces, la región Ω contiene un agujero de gusano intra-universal quasipermanente.
Caracterizar agujeros de gusano del inter-universo es más difícil. Por ejemplo, podemos imaginar un universo 'recién nacido' conectado a su 'universo progenitor' por un 'ombligo' estrecho. Cabría considerar el ombligo como la garganta de un agujero de gusano, por la cual el espacio-tiempo simplemente está conectado.

Tipos de agujeros de gusano

Los agujeros de gusano del intra-universo conectan una posición de un universo con otra posición del mismo universo (en el mismo tiempo actual o no). Un agujero de gusano debería poder conectar posiciones distantes en el universo por plegamientos espaciotemporales, permitiendo viajar entre ellas en menor tiempo del que tomaría hacer el viaje a través de espacio normal.
Los agujeros de gusano del inter-universo asocian un universo con otro diferente y son denominados agujeros de gusano de Schwarzschild. Esto nos permite especular si tales agujeros de gusano podrían usarse para viajar de un universo a otro paralelo. Otra aplicación de un agujero de gusano podría ser el viaje en el tiempo. En ese caso sería un atajo para desplazarse de un punto espaciotemporal a otro diferente. En la teoría de cuerdas un agujero de gusano es visualizado como la conexión entre dos D-branas, donde las bocas están asociadas a las branas y conectadas por un tubo de flujo. Se cree que los agujeros de gusano son una parte de la espuma cuántica o espaciotemporal.

Otra clasificación:

Los agujeros de gusano Euclídeos, estudiados en física de partículas.

Los agujeros de gusano de Lorentz, son principalmente estudiados en relatividad general y en gravedad semiclásica.

Los agujeros de gusano atravesables son un tipo especial de agujero de gusano de Lorentz que permitiría a un humano viajar de un lado al otro del agujero.

De momento existen teóricamente diferentes tipos de agujeros de gusanos que son principalmente soluciones matemáticas a la cuestión:

El supuestamente formado por un agujero negro de Schwarzschild, este "agujero de gusano de Schwarzscild" producido por un agujero negro de Schwarzschild se considera infranqueable ;
El agujero de gusano supuestamente formado por un agujero negro de Reissner-Nordstrøm o Kerr-Newman, resultaría franqueable pero en una sola drección, pudiendo contener un "agujero de gusano de Schwarzschild" ;
El agujero de gusano de Lorentz posee masa negativa y se hipotetiza como franqueable en ambas direcciones (pasado/futuro).

Huecos temporales

Un agujero de gusano potencialmente permitiría un viaje en el tiempo. Esto podría conseguirse acelerando una extremidad del agujero de gusano en relación a la otra extremidad y de este modo haciéndola retroceder; la dilatación temporal prevista por la Teoría de la relatividad al producirse acleraciones resultaría en una disminución de tiempo pasado por la boca del agujero de gusano que fuese acelerada, respecto a aquella boca que hubiera quedado quieta. De este modo todo aquello que hubiera pasado por la boca estacionaria saldría por la boca acelerada en un tiempo precedente a aquel de su ingreso en el agujero.El curso a través de un agujero de gusano es llamado curva cerrada de tipo tiempo, y un agujero de gusano con tal caraterística es llamado también hueco temporal. Se considera que es practicamente imposible convertir a un agujero de gusano en una "máquina del tiempo" de este modo. Algunos modelos matemáticos indican que un circuito retroactivo de partículas virtuales circularían en el interior del agujero temporal con una intensidad creciente destruyéndolo antes que cualquier elemento material pudiera atravesarlo; Esto ha sido considerado a sugerencia de que la radiación se dispersaría luego de haber viajado a través del agujero de gusano, el debate sobre este tema está descrito por Kip S. Thorne en el libro Black Holes and Time Warps (Agujeros negros y deformaciones del tiempo)[1], y requeriría probablemente para su resolución de una teoría de la gravedad cuántica.

Agujeros de gusano y viajes en el tiempo

Un agujero de gusano podría permitir el viaje en el tiempo. Esto podría llevarse a cabo acelerando el extremo final de un agujero de gusano a una velocidad relativamente alta respecto de su otro extremo. La dilatación de tiempo relativista resultaría en una boca del agujero de gusano acelerada envejeciendo más lentamente que la boca estacionaria, visto por un observador externo, de forma parecida a lo que se observa en la paradoja de los gemelos. Sin embargo, el tiempo pasa diferente a través del agujero de gusano respecto del exterior, por lo que, los relojes sincronizados en cada boca permanecerán sincronizados para alguien viajando a través del agujero de gusano, sin importar cuanto se muevan las bocas. Esto quiere decir que cualquier cosa que entre por la boca acelerada del agujero de gusano saldría por la boca estacionaria en un punto temporal anterior al de su entrada. Por ejemplo, supongamos que dos relojes en ambas bocas muestran el año 2000 antes de acelerar una de las bocas y, tras acelerar una de las bocas hasta velocidades cercanas a la de la luz, juntamos ambas bocas cuando en la boca acelerada el reloj marca el año 2010 y en la boca estacionaria marca el año 2005. De esta forma, un viajero que entrara por la boca acelerada en este momento saldría por la boca estacionaria cuando su reloj también marcara el año 2005, en la misma región del espacio pero cinco años en el pasado. Tal configuración de agujeros de gusano permitiría a una partícula de la Línea de universo del espacio-tiempo formar un circuito espacio-temporal cerrado, conocido como curva cerrada de tipo tiempo.

Así mismo, también se cree que no podría lograrse convertir un agujero de gusano en una máquina del tiempo de esta manera, ya que algunos análisis usando aproximaciones semiclásicas que incorporan efectos cuánticos en la relatividad general señalan que una retroalimentación de partículas virtuales circularían a través del agujero de gusano con una intensidad en continuo aumento, destruyéndolo antes de que cualquier información pudiera atravesarlo, de acuerdo con lo que postula la conjetura de protección cronológica. Esto ha sido puesto en duda, sugiriendo que la radiación se dispersaría después de viajar a través del agujero de gusano, impidiendo así su acumulación infinita. Kip S. Thorne mantiene un debate al respecto en su libro Agujeros negros y tiempo curvo. También se ha descrito el denominado Anillo Romano, una configuración formada por más de un agujero de gusano. Este anillo parece permitir una línea de tiempo cerrado con agujeros de gusano estables cuando es analizado bajo el prisma de la gravedad semiclásica, pero sin una teoría completa de la gravedad cuántica aún no se puede saber si dicha aproximación semiclásica es aplicable en este caso.

El Telescopio Espacial Hubble

2008-05-13T14:38:00.000-07:00

El Telescopio espacial Hubble (HST por las siglas en inglés) es un telescopio robótico localizado en los bordes exteriores de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un periodo orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor de Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 como un proyecto conjunto de la NASA y de la ESA inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica, siendo posible alcanzar el límite de difracción como resolución óptica del instrumento. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.

El Telescopio Espacial Hubble ha sido uno de los proyectos que, sin duda, más han contribuido al descubrimiento espacial y desarrollo tecnológico de toda la Historia de la Humanidad. Gran parte del conocimiento científico del que los estudiosos disponen del espacio interestelar se debe al Telescopio Hubble.

Cifras

La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10 000 galaxias.
El Hubble se encuentra a 593 kilómetros del nivel del mar.
Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el ojo humano tan sólo puede ver unas 6.000 estrellas a simple vista.
Las observaciones del HST, incluyendo unas 500 000 fotografías, ocupan 1420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34 terabytes).

El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo G.S.C. o Guide Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos.
El Hubble ha dado la vuelta a la Tierra cada 90 min, viajando casi 3000 millones de km, una distancia superior a la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.
Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4800 artículos científicos.
Los telescopios espaciales tienen sus propias orbitas

Instrumentos actuales (2007)

NICMOS
Cámara y espectrómetro multi-objeto del infrarrojo cercano
ACS
Cámara avanzada para sondeos (parcialmente estropeada)
WFPC2
Cámara planetaria y de gran angular 2
STIS
Espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial (estropeado)
FGS
Sensor de guiado fino

Edwin Hubble

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

Hubble en el Monte Wilson

Retornó al campo de la astronomía al incorporarse al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde obtuvo el doctorado en física en 1917. Al volver de su servicio en la primera Guerra mundial, en 1919, le fue ofrecido un puesto en el nuevo observatorio del monte Wilson, donde tenía acceso a una telescopio de 254 cntímetros, por ese entonces, el más potente del mundo.

Al principio de su carrera en el observatorio, su atención fua atraida por la nebulosas. Por entonces, la forma y el tamaño de las galaxias se conocía, razonablemente, bien, pero no se sabía qué existía más allá de sus límites... si es que existía algo. Al principio del Siglo XX, la palabra galaxia se consideraba intercambiable con Universo.

Estaba claro que algunas nebulosas se encontraban en la galaxia y que, básicamente, eran gas iluminado por estrellas en su interior. en 1924 Hubble tuvo éxito al distinguir estrellas en la Nebulosa de Andrómeda. Usando la ley del perio-luminosidad de Leavitt, pudo llegar a estimar su distancia, que calculó en 800.000 años luz, ocho veces más lejos que las estrellas más remotas conocidas (más tarde resultaría infravalorada).

La expansión del Universo

Aunque Hubble "solo" hubiera trasformado la imagen del universo, hizo más. En medio siglo trascurrido desde que Huggins registró el corrimiento hacia el Rojo del espectro de Sirio, había sido registrados múltiples corriemientos al Rojo y al Azul de varios objetos del cielo.

En 1929, Hubble publicó un análisis de la velocidad radial de las nebulosas cuya distancia había calculado; se trataba de sus velocidades respecto a la tierra. Lo que estableció fue que, aunque algunas nebulosas extragaláctcas tenían expectros que indicaban que se movían hacia la tierra, la gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el Rojo que solo podían explicarse asumiendo que se alejaban. Más sorprendente fue su descubrimiento de que existía una relación directa entre la distancia de una nebulosa y su velocidad de retroceso.

Hubble concluyó que la única explicación consistente con los corriemientos hacia el rojo registrados, era que, dejando aparte a un "grupo local" de galaxias cercanas, todas la nebulosas extragalácticas se estaban alejado y que, cuando más lejos se encontraban, más rápidamente se alejaban. Esto sólo tenía sentido si el propio universo, incluido el espacio entre galaxias, se estaba expandiendo.

George Hale, el fundador y director del Observatorio Monte Wilson en las cercanías de Pasadena (California), dependiente del Instituto Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en 1953 al sufrir un accidente. Antes de su muerte, Hubble fue el primero en utilizar el telescopio Hale del Observatorio Palomar.

from: http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio_espacial_Hubble

Mercurio

2008-03-27T05:36:00.000-07:00

Mercurio en comparación con sus hermanos cercanos

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el más pequeño (a excepción de los planetas enanos). Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios.
Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra, es decir, que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en 1965 se mandaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia de giro-orbital.

Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito (ver tránsito de Mercurio).

Observaciones de la órbita de Mercurio a través de muchos años demostraron que su perihelio gira 43" de arco más por siglo de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astrónomo Francés muy importante, Urbain Le Verrier a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Planeta Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad.

Formación de Mercurio

Mercurio tiene un contenido de hierro más alto que cualquier otro planeta principal en nuestro sistema solar, y se han propuesto varias teorías para explicar esto. La primera teoría, que es la más extensamente aceptada entre los científicos, es que Mercurio al principio tenía una proporción de silicato metálico (condrito) similar a los meteoritos corrientes (se piensa que es el material rocoso más típico del sistema solar) y una masa aproximadamente 2,25 veces su masa actual. Sin embargo, en los comienzos del sistema solar, Mercurio fue golpeado por un planetesimal de aproximadamente 1/6 de su masa. El impacto habría quitado la mayor parte de la corteza original y su manto, dejando al núcleo como el componente principal de toda la estructura interna. Se cree que la creación de la Luna tuvo un proceso similar.

Según la segunda teoría, Mercurio podría haberse formado de la nebulosa planetaria originaria de nuestro sistema solar antes de que la energía del Sol se estabilizara. El planeta en un principio habría tenido dos veces su masa actual. Pero como el protosol se contrajo, las temperaturas cerca de Mercurio podrían haber estado entre 2500º y 3500º K, y posiblemente hasta tan altas como 10000º K. La mayor parte de la roca superficial de Mercurio se habría vaporizado con tales temperaturas, formando una atmósfera de vapor de roca, que posteriormente el viento solar se encargaría de disipar en el espacio.

Una tercera teoría propone que la nebulosa planetaria causó la resistencia física sobre las partículas del disco de acrecimiento de Mercurio, lo cual hizo que numerosas partículas de materia ligera de dicho disco se perdieran. Cada una de estas teorías predice una composición superficial diferente, y dos misiones espaciales, MESSENGER y BepiColombo, tienen como objetivo tomar observaciones para contrastar su veracidad.

Estructura interna

Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos, es decir, tiene un cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70% de elementos metales y un 30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, su valor es de 5430 kg/m3, solo un poco más pequeña que la densidad de la Tierra.

La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por tanto, para explicar esta alta densidad el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,[4] material con una alta densidad. Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42% de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17%). Este núcleo estaría parcialmente fundido, lo que explicaría el campo magnético del planeta.

Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio, un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo. (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).

La corteza mercuriana mide entorno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.

Geología y superficie

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 ºC) por el día y 103 K (–170 ºC) por la noche.

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la práctica ausencia de atmósfera que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante este tiempo Mercurio fue volcánicamente activo, formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta, produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna.

Hay dos tipos de planicies o llanuras en Mercurio según su edad: las jóvenes llanuras tienen menos cráteres y probablemente se formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo característico de la superficie de este planeta son los numerosos pliegues de compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que como el interior del planeta se enfrió, se contrajo y la superficie comenzó a deformarse . La superficie mercuriana está significativamente flexada a causa de la fuerza de marea ejercida por el Sol. Las fuerzas de marea en Mercurio son un 17% más fuertes que las ejercidas por la Luna en la Tierra.

Destacable en la geología de Mercurio es la Cuenca de Caloris, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; esta formación geológica tiene un diámetro aproximado de 1550 km —antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER se creía que su tamaño era de 1300 km—. Ésta estructura contiene también una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida cómo "La Araña". En el centro de ésta existe un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado con su formación ó no. Interesantemente, también el albedo de la Cuenca Caloris es superior al de los terrenos circundantes -al revés de lo que ocurre en la Luna-. La razón de ello está siendo investigada. Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño, o Weird Terrain. Una hipótesis sobre el origen de este complejo geomorfológico es que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca de Caloris atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en las antípodas de dicha formación (180º), fracturando la superficie y formando esta cordillera.

Igualmente como otros astros de nuestro sistema solar, como la más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o erosión espacial. El viento solar e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la superficie cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el albedo general de todo el planeta.

A pesar de la generalmente extrema alta temperatura en su superficie, observaciones más severas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El suelo con varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han sido expuestos directamente a la luz solar tiene una temperatura muy inferior a la media global. El hielo (de agua) es extremadamente reflectante al radar, y recientes observaciones revelan imágenes muy reflectantes en el radar cerca de los polos; el hielo no es la única causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más probable.

Se especula que el hielo cubre sólo unos metros de profundidad de estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se condensó de agua del interior del planeta o vino de cometas que impactaron contra el suelo.

Amanecer doble

En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto es porque aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando por estos puntos.

El Sol

2007-11-10T07:35:00.000-08:00

El Sol

Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz.

El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.
El Sol se formó hace 4.500 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

Sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares.

La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).
Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.

El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran.

*El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 dias en el ecuador hasta los 36 dias cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días.

El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.
Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar.

Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

From: http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/es/sol.htm

Venus

2007-11-03T07:50:00.000-07:00

Venus

Características orbitales:

Dist. media del Sol 0,72333199 UA
Dist. media del Sol 108.208.930 km
Excentricidad 0,00677323
Período orbital (sideral) 224,701 días
Período orbital (sinódico) 583,92 días
Velocidad orbital media 35,0214 Km/s
Inclinación 3,39471°
Número de satélites 0

Características físicas

Diámetro ecuatorial 12.103,6 km
Área superficial 4,60 × 108 km²
Masa 4,869 × 1024 kg
Densidad media 5,24 g/cm³
Gravedad superficial 8,87 m/s²
Período de rotación -243,0187 días(movimiento retrógrado)
Inclinación axial 2,64°
Albedo 0,65
Velocidad de escape 10,36 km/s
Temperatura superficial mín.* media máx.
228 K 737 K 773 K
(*temp. mín. referente a la temperatura sobre nubes)

Características atmosféricas:

Presión atmosférica 9321,9 KPa
Dióxido de carbono 96%
Nitrógeno 3%
Dióxido de azufre 0,015%
Vapor de Agua 0,002%
Monóxido de carbono 0,0017%
Argón 0,007%
Helio 0,0012%
Neón 0,0007%

Descripción del planeta:

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa romana del amor. . Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.

En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera. Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.

El adjetivo venusiano es comúnmente usado para Venus, aunque es etimológicamente incorrecto. El verdadero adjetivo del latín, venéreo, no se usa porque la acepción moderna de la palabra la asocia con las enfermedades de transmisión sexual. Es junto a la Tierra (diosa Gea de la antigüedad) el único planeta del Sistema Solar con nombre femenino, aparte de dos de los planetas enanos, Ceres y Eris.

Rotación

Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el resto de los planetas (excepto Urano). No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el Oeste y posándose por el Este, con un ciclo día noche de 116,75 días y un año venusiano de 1,92 días venusianos. Además de la rotación retrógrada, los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.

Atmósfera de Venus

Venus posee una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre (una presión equivalente a una profundidad de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460ºC en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente aún que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste y de recibir sólo el 25% de su radiación solar (2.613,9 W/m² en la atmósfera superior y 1.071,1 W/m² en la superficie). Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6.5km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60%, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de CO2 en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta.

From: http://es.wikipedia.org/wiki/Venus_%28planeta%29 and: http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/es/venus.htm

FOTO: fotografía de la superficie de Venus tomada en los pocos segundo de vida de la "Venera 13" (abajo), Superficie de venus (arriba)

Quásar (Cuásar)

2007-10-29T15:07:00.000-07:00

Representación artística del quásar GB1508

Quásar

Un quásar o cuásar (acrónimo en inglés de QUASi-stellAR radio source) es una fuente astronómica de energía electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible. A 2007, el consenso científico es que estos objetos están extremadamente lejos, explicando su corrimiento al rojo alto, son extremadamente luminosos, explicando por qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, explicando por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes.

Generalidades

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

En telescopios ópticos, la mayoría de los quásares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayoría de los quásares están demasiado lejos para ser visto por telescopios pequeños, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepción. A una distancia de 2.440 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.

Algunos quásares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo más alto conocido de un quásar es de 6,4.[1]Se cree que los quásares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida. El conocimiento de los quásares ha avanzado muy rápidamente, aunque no hay un consenso claro sobre sus orígenes.

Propiedades de los quásares

Se conocen más de 100.000 quásares. Todos los espectros observados tiene un corrimiento al rojo considerable, que va desde 0,06 hasta el máximo de 6,4. Por tanto, todos los quásares se sitúan a grandes distancias de la Tierra, el más cercano a 240 Mpc (780 millones de años luz) y el más lejano a 6 Gpc (13.000 millones de años luz). La mayoría de los quásares se sitúan a más de 1 Gpc de distancia; como la luz debe tardar un tiempo muy largo en recorrer toda la distancia, los quásares son observados cuando existieron hace mucho tiempo, y el universo como era en su pasado distante.

Aunque aparecen débiles cuando se observan por telescopios ópticos, su corrimiento al rojo alto implica que estos objetos se sitúan a grandes distancias, por lo que hace de los quásares los objetos más luminosos en el universo conocido. El quásar que aparece más brillante en el cielo es el 3C 273 de la constelación de Virgo. Tiene una magnitud aparente de 12,8, lo suficientemente brillante para ser observado desde un telescopio pequeño, pero su magnitud absoluta es de -26,7. A una distancia de 10 pársec (unos 33 años luz), este objeto brillaría en el cielo con mayor fuerza que el Sol. La luminosidad de este quásar es unos 2 billones (2 × 1012) veces mayor que la del Sol, o cien veces más que la luz total de una galaxia media como la Vía Láctea.

El quásar hiperluminoso APM 08279+5255 tenía, cuando se descubrió en 1998, una magnitud absoluta de -32,2, aunque las imágenes de alta resolución del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck revelaron que este sistema era una lente gravitacional. Un estudio del fenómeno de lente gravitacional en este sistema sugiere que se ha aumentado en un factor de 10. Se trata, de todas formas, de un objeto más luminoso que los quásares más cercanos como el 3C 273. Se piensa que el HS 1946+7658 tiene una magnitud absoluta de -30,3, pero que también ha sido aumentada por el efecto de lente gravitacional.

Se ha descubierto que los quásares varían de luminosidad en escalas de tiempo diversas. Algunas varían su brillo cada algunos meses, semanas, días u horas. Esta evidencia ha permitido a los científicos teorizar que los quásares generan y emiten su energía desde una región muy pequeña, puesto que cada parte del quásar debería estar en contacto con las otras en tal escala de tiempo para coordinar las variaciones de luminosidad. Como tal, un quásar que varía en una escala de tiempo de algunas semanas no puede ser mayor que algunas semanas luz de ancho.

Los quásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los quásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible, ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma. La mayoría de los quásares son más brillantes en el marco de referencia de ultravioleta cercano, cerca de la línea Lyman-alfa de emisión del hidrógeno de 1.216 Å o (121,6 nm), pero debido a su corrimiento al rojo, ese punto de luminosidad se observa tan lejos como 9.000 Å (900 nm) en el infrarrojo cercano.

From: http://es.wikipedia.org/wiki/Qu%C3%A1sar

Quásar 3C 273

Enana Blanca

2007-10-25T08:42:00.001-07:00

Enana blanca

Una enana blanca es el remanente estelar que resulta del agotamiento del combustible nuclear de una estrella de masa no mayor a unas 9-10 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.

Características

Para que los electrones degenerados puedan sostener a la estrella, ésta 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. 106 - 107 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<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.

Imagen: Comparación entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35,500 K.

From:http://es.wikipedia.org/wiki/Enana_blanca

Enana Roja

2007-10-25T08:42:00.000-07:00

Enana roja

Las enanas rojas son unas estrellas sumamente abundantes en el universo, caracterizadas por su pequeño tamaño, lo que hace que los procesos nucleares que tienen lugar en su interior sean de poca intensidad. En consecuencia, su temperatura superficial es baja (pertenecen a la clase espectral M, la más fría de todas) y su período de vida sumamente largo, lo que les permite llevar una vida tranquila y mortecina.

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 enanas 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 enanas rojas no hayan salido de la secuencia principal 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.

La estrella más cercana al Sistema Solar, Próxima Centauro o Alfa Centauro C, es precisamente una enana roja.

From:http://www.ciencia-ficcion.com/glosario/e/enanroja.htm, http://es.wikipedia.org/wiki/Enana_roja

Velocidad de la Luz

2007-09-23T16:28:00.000-07:00

Velocidad de la luz

La velocidad de la luz en el "vacío" es por definición una constante universal de valor 299.792.458 m/s (aproximadamente 300.000 km/s). Se denota con la letra c, proveniente del latín celéritās (velocidad), y también es conocida como la constante de Einstein. La velocidad de la luz fue incluida oficialmente en el Sistema Internacional de Unidades como constante el 21 de octubre de 1983, pasando el metro a ser una unidad dada en función de esta constante y el tiempo. La velocidad de la luz en el espacio, donde existen verdaderas rutas en equilibrio gravitatorio, puede llegar a los 5.000.000 de km. por segundo.

La velocidad a través de un medio que no sea el "vacío" es siempre menor a c (según el índice de refracción del medio). En inglés la velocidad de la luz se abrevia SOL (Speed Of Light).

Descripción

De acuerdo a la física moderna estándar, toda radiación electromagnética (incluida la luz visible) se propaga o mueve a una velocidad constante en el vacío, conocida comúnmente como velocidad de la luz, que es una constante física denotada como c. Esta velocidad c es también la velocidad de la propagación de la gravedad en la Teoría general de la relatividad.

Una consecuencia en las leyes del electromagnetismo (tales como las ecuaciones de Maxwell) es que la velocidad c de radiación electromagnética no depende de la velocidad del objeto que emite la radiación. Así, por ejemplo, la luz emitida de una fuente de luz que se mueve rápidamente viajaría a la misma velocidad que la luz proveniente de una fuente estacionaria (aunque el color, la frecuencia, la energía y el momentum de la luz cambiarán, fenómeno que se conoce como efecto Doppler).

Si se combina esta observación con el principio de relatividad, se concluye que todos los observadores medirán la velocidad de la luz en el vacío como una misma, sin importar el marco de referencia del observador o la velocidad del objeto que emite la luz. Debido a esto, se puede ver a c como una constante física fundamental. Este hecho entonces puede ser usado como base de la teoría de relatividad especial. La constante es la velocidad c, en vez de la luz en sí misma, lo cual es fundamental para la relatividad especial. De este modo, si la luz es de alguna manera retardada para viajar a una velocidad menor a c, esto no afectará directamente la teoría de relatividad especial.

Observadores que viajan a grandes velocidades encontrarán que las distancias y los tiempos se distorsionan de acuerdo a la transformación de Lorentz. Sin embargo, las transformaciones distorsionan tiempos y distancias de manera que la velocidad de la luz permanece constante. Una persona viajando a una velocidad cercana a c también encontrará que los colores de la luz al frente se tornan azules y atrás se tornan rojos.

Si la información pudiese viajar más rápido que c en un marco de referencia, la causalidad sería violada: en otros marcos de referencia, la información sería recibida antes de ser mandada, así la causa puede ser observada después del efecto. Debido a la dilatación del tiempo de la relatividad especial, el cociente del tiempo percibido entre un observador externo y el tiempo percibido por un observador que se mueve cada vez más cerca de la velocidad de la luz se aproxima a cero. Si algo pudiera moverse más rápidamente que luz, este cociente no sería un número real. Tal violación de la causalidad nunca se ha observado. Existe sin embargo un experimento inquietante realizado por los científicos del "NEC Research Institute at Princeton ", los cuales afirman haber logrado pulsos de luz ,a una velocidad 300 veces superior a c.

Un cono de luz define la ubicación que está en contacto causal y aquellas que no lo están. Para exponerlo de otro modo, la información se propaga de y hacia un punto de regiones definidas por un cono de luz. El intervalo AB en el diagrama a la derecha es "tiempo-como" (es decir, hay un marco de la referencia en qué acontecimiento A y B ocurren en la misma ubicación en el espacio, separados solamente por su ocurrencia en tiempos diferentes, y si A precede B en ese marco entonces A precede B en todos marcos: no hay marco de referencia en el cual el evento A y el evento B ocurren simultáneamente). De este modo, es hipotéticamente posible para la materia (o la información) viajar de A hacia B, así que puede haber una relación causal (con A la causa y B el efecto).

Por otra parte, el intervalo AC es "espacio-como" (es decir, existe un marco de referencia donde el evento A y el evento B ocurren simultáneamente).Sin embargo, también existen marcos en los que A precede C o en el que C precede a A. Confinando una manera de viajar más rápido que la luz, no será posible para ninguna materia (o información) viajar de A hacia C o de C hacia A. De este modo no hay conexión causal entre A y C.

De acuerdo a la definición actual, adoptada en 1983, la velocidad de la luz es exactamente 299.792.458 m/s (aproximadamente 3 × 108 metros por segundo, 300.000 km/s o 300 m por millonésima de s).

El valor de c define la constante dieléctrica del vacío () en unidades del SIU como:

La permeabilidad magnética del vacío (μ0) no es dependiente de c y es definida en unidades del SIU como:

Estas constantes aparecen en las ecuaciones de Maxwell, que describen el electromagnetismo y están relacionadas por:

Las distancias astronómicas son normalmente medidas en años luz (que es la distancia que recorre la luz en un año, aproximadamente 9,454256 × 1012 km (9 millones de millones de km) especialmente en textos populares.

Galaxia de Andromeda

2007-09-09T14:13:00.000-07:00

Datos de observación

(Época J2000.0)
Tipo: SBb (Galaxia espiral barrada)
Ascensión recta: 00h 42,8m
declinación: +41° 16′
Distancia 2,5 millones de al
Magnitud aparente (V) +3,4
Tamaño aparente (V) 3,2 × 1,0 °
Constelación Andrómeda

Características físicas:

Radio 60.000 al
Magnitud absoluta (V) -21,4

Otras características:

Ninguna
Otras designaciones: M31, NGC 224

Galaxia de Andrómeda

La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Objeto Messier 31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral gigante. Es el objeto visible a simple vista más alejado de la Tierra. Está a 2,5 millones de años luz (775 kpc) en dirección a la constelación de Andrómeda. Es la más grande de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.

Tiene una masa calculada de entre 300.000 y 400.000 millones de masas solares: aproximadamente una vez y media la masa de la Vía Láctea. Sin embargo, con las mejoras en las mediciones y los datos obtenidos algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31. Sin embargo, observaciones recientes del Spitzer Space Telescope revelaron que la M31 contiene un billón (10^12) de estrellas, excediendo por mucho el número de estrellas en nuestra galaxia.[1]

La galaxia se está acercando a nosotros a unos 140 kilómetros por segundo y se cree que de aquí a aproximadamente 3.000 millones a 5.000 de años pudiera colisionar con la nuestra y fusionarse ambas formando una gigante elíptica.

Información general

Juega un papel importante en los estudios galácticos, puesto que es la gigante espiral más cercana. En 1943 Walter Baade fue el primero en discernir estrellas dentro de la región central de la galaxia de Andrómeda. Edwin Hubble identificó como perteneciente al tipo estrella variable Cefeida por primera vez en fotografías de ésta galaxia, permitiendo así determinar la distancia a la que se encontraba.

Robin Barnard, de la Open University, ha detectado 10 fuentes de rayos X en la Galaxia de Andrómeda (publicados el 5 de abril de 2004), utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Su hipótesis es que pueden ser posibles candidatos a agujeros negros o estrellas de neutrones, que calientan el gas entrante a millones de grados emitiendo rayos X. El espectro de las estrellas de neutrones es el mismo que el de los supuestos agujeros negros, pero se distinguen por sus masas.

En 1991 la Cámara Planetaria a bordo del Telescopio Espacial Hubble fotografió el núcleo de Andrómeda. Para sorpresa de todos, presenta una doble estructura, con dos puntos nucleares calientes separados por unos pocos años luz. Observaciones terrestres posteriores han llevado a especular que, además de existir dos núcleos, estos se mueven el uno con respecto al otro y que uno de los núcleos está deshaciendo al otro, que podría ser el remanente de una galaxia más pequeña "tragada" por M31. Los núcleos de muchas galaxias son conocidos por ser lugares bastante violentos, y a menudo se propone la existencia de agujeros negros supermasivos para explicarlos.

Scott Chapman, del California Institute of Technology, y Rodrigo Ibata, del Observatoire Astronomique de Strasbourg en Francia, anunciaron en 2005 sus observaciones con los telescopios Keck que muestran que el brillo tenue de estrellas que se extiende hacia fuera de la galaxia es, en realidad, parte del propio disco. Esto significa que el disco espiral de estrellas en Andrómeda es tres veces más largo de lo estimado hasta ahora. Es una evidencia de que hay un vasto disco estelar que hace que la galaxia tenga un diámetro de más de 220.000 años luz. Los cálculos previos estimaban el diámetro de Andrómeda entre 70.000 y 120.000 años luz.
Recientes investigaciones han demostrado la existencia de una barra en el centro de M 31, lo cual la convierte en una galaxia espiral barrada al igual que la Vía Láctea.

Observación

La Galaxia de Andrómeda fue observada en el año 964 por el astrónomo persa 'Abd Al-Rahman Al Sufi, que la describió como una "pequeña nube". La primera descripción basada en observaciones telescópicas fue debida a Simon Marius (1612), a quien a menudo se le atribuye erróneamente su descubrimiento.

En 1885 una supernova (conocida como "S Andromedae") fue vista en la Galaxia de Andromeda, la primera y la única observada hasta ahora en dicha galaxia: apareció en agosto de dicho año con magnitud próxima a la 6ª, ascendió hasta la 5.4ª hacia el 17 de dicho mes para ir perdiendo brillo paulatinamente; dejó de verse en febrero de 1886: todavía el 1 de febrero de ese año pudo medirla Asaph Hall con el gran refractor instalado en Washington, encontrándola con magnitud 16ª. Se ha calculado que su magnitud absoluta fue igual a la -18.2ª.

La Galaxia de Andrómeda es fácilmente visible a simple vista bajo un cielo verdaderamente oscuro; dicho cielo sólo lo podemos encontrar en relativamente pocos lugares, normalmente zonas aisladas lejos de los núcleos de población y fuentes de contaminación lumínica. A simple vista parece bastante pequeña, pues sólo la parte central es suficientemente brillante para ser apreciable por el ojo humano, pero el diámetro angular completo de la galaxia es en realidad de siete veces el de la Luna llena.

En 1950 los astrónomos ingleses Brown y Hazard descubrieron que esta galaxia emitía radiondas en la banda de los 158.8 MHz, siendo la primera galaxia descubierta como objeto emisor de radiondas.

Foto de la Galaxia

M31 AndrómedaLa galaxia Andrómeda es una galaxia espiral, similar a la nuestra, aunque algo mayor. A una distancia de 2,2 millones de años luz, la galaxia Andrómeda es la galaxia espiral más cercana y el objeto más distante que se puede observar a simple vista. Antes de determinar su naturaleza por medio de poderosos telescopios, fue erróneamente considerada una nebulosa, o nube de materia interestelar. Por medio del telescopio se ve que junto a ella hay otras galaxias, de las cuales las más sobresalientes son dos pequeñas galaxias de forma elíptica

Extraido de:

http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_de_Andr%C3%B3meda

http://www.xtec.cat/~rmolins1/univers/es/gal00.htm

Pulsar

2007-09-08T12:21:00.001-07:00

Pulsar

En astronomía, un pulsar o púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación pulsante periódica. Los pulsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el período 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 período, en algunos pulsares, ha hecho que sean usados para calibrar relojes de precisión. Así mismo, no todos los pulsares son visibles, ello dependerá de si los haces de luz barren o no nuestro campo de visión.

El nombre, pulsar, 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 pulsar

La señal del primer pulsar 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 pulsares emitiendo en radio a diferentes frecuencias por lo que pronto se concluyó que estos objetos 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 pulsares con períodos de rotación diversos que van desde el milisegundo a unos pocos segundos con un período 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 períodos de rotación tan breves implican tamaños para estas estrellas de unos pocos miles de km. El más famoso de todos los pulsares es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo denominado PSR0531+121 con un período de rotación de 0,033 s. Este pulsar 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 pulsar

El primer grupo de planetas extrasolares fue descubierto orbitando un pulsar: PSR B1257+12. Este es un pulsar cuyo período es de milisegundos. Las pequeñas variaciones de su período de emisión de radio sirvieron para detectar una ligerísima oscilación periódica del pulsar 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 pulsar 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.

Imagen: Pulsar de la zona central de la Nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina imágenes del telescopio HST (rojo), e imágenes en rayos X obtenidas por el telescopio Chandra (azul).

Extraido de: http://es.wikipedia.org/wiki/Pulsar

Agujero Negro

2007-09-08T12:21:00.000-07:00

Agujero negro

Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo 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 provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. El 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 que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 1970 Hawking y Ellis [1] demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros. Previamente, en 1963, Roy 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 L.

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 y galaxias activas.

Imagen: El núcleo de la galaxia elíptica gigante M87, donde hay evidencia de un agujero negro supermasivo. También se observa un potente chorro (jet) de materia eyectada por los poderosos campos magnéticos generados por éste. Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble.

Facilitado por: http://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro

El planeta Tierra

2007-06-25T16:10:00.000-07:00

La Tierra

Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida. La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe. Siete de cada diez partes de su superficie están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.

La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes. La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido. Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas. El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.

Contaminación atmosférica

Los astronautas vuelven de sus viajes con una nueva mentalidad que les hace sentir más respeto por la Tierra y entender mejor la necesidad de cuidarla.Desde el espacio no se ven las fronteras y, mucho menos, los intereses económicos, pero sí algunos de sus devastadores efectos, como la contaminación de la atmósfera. El 85% del aire está cerca de la Tierra, en la troposfera, una finísima capa de sólo 15 Km. Las capas más elevadas de la atmosfera tienen poco aire, pero nos protegen de los rayos ultravioletas (capa de ozono) y de los meteoritos (ionosfera). Los gases que hemos vertido a la atmosfera han dejado la Tierra en un estado lamentable. Las fotos que hicieron los primeros astronautas son mucho más claras que las actuales, a pesar de que ahora tenemos aparatos más sofisticados. Los humanos somos capaces de destruir en poco tiempo lo que a la naturaleza le ha costado miles de años crear.

extraido de: http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/es/terra.htm

Las Nebulosas

2007-06-17T08:35:00.000-07:00

Las nebulosas

Las nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar. Según sean más o menos densas, son visibles, o no, desde la Tierra.Las nebulosas se puede encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas.

Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía Láctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar en dos grandes grupos:

1.- Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas.

2.- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares.

Clasificación de las nebulosas según su luz

Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:

Las nebulosas de emisión, cuya radiación proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Algunos de los objetos más sorprendentes del cielo, como la nebulosa de Orión, son nebulosas de este tipo.

Las nebulosas de reflexión, reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías. Las Pléyades de Tauro son un ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexión.

Las nebulosas oscuras: son nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube. Una de las más famosas es la nebulosa de la Cabeza de Caballo, en Orión. Toda la franja oscura que se observa en el cielo cuando miramos el disco de nuestra galaxia es una sucesión de nebulosas oscuras.

articulo extraido de: http://www.astromia.com/universo/nebulosas.htm

El universo y su complejidad

2007-06-04T12:11:00.000-07:00

¿Qué es el Universo?

"El Universo es todo, sin excepciones."

Materia, energía, espacio y tiempo, todo lo que existe forma parte del Universo. Es muy grande, pero no infinito. Si lo fuera, habría infinita materia en infinitas estrellas, y no es así. En cuanto a la materia, el universo es, sobre todo, espacio vacío.El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño llamadas supercúmulos, además de materia intergaláctica. Todavía no sabemos con exactitud la magnitud del Universo, a pesar de la avanzada tecnología disponible en la actualidad.La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas ... Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar.

Nuestro lugar en el Universo:

Nuestro mundo, la Tierra, es minúsculo comparado con el Universo. Formamos parte del Sistema Solar, perdido en un brazo de una galaxia que tiene 100.000 millones de estrellas, pero sólo es una entre los centenares de miles de millones de galaxias que forman el Universo.

La teoría del Big Bang explica cómo se formó:

Dice que hace unos 15.000 millones de años la materia tenía una densidad y una temperatura infinitas. Hubo una explosión violenta y, desde entonces, el universo va perdiendo densidad y temperatura.El Big Bang es una singularidad, una excepción que no pueden explicar las leyes de la física. Podemos saber qué pasó desde el primer instante, pero el momento y tamaño cero todavía no tienen explicación científica.