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Astronomía
Nico y Dany
Cometa Bennett
En 1970, el astrónomo amateur surafricano
J. Bennett observó este brillante cometa
con una larga cola gaseosa. Mediante
una técnica informática llamada
cartografía isofotográfica se ha realizado
esta imagen asignando colores diferentes
a los diversos tonos grises de la
fotografía original en blanco y negro.
Cometa Halley
El cometa Halley reaparece aproximadamente
cada 76 años. Esta fotografía, tomada en
Nueva Zelanda en 1986, muestra al cometa
durante su aproximación al Sol más reciente.
El cometa se hace visible porque la radiación
solar vaporiza partes del núcleo de hielo,
formando la cabellera y la cola del cometa.
Cometas: clasificación por periodo
Los cometas se clasifican por su periodo, el tiempo que
tardan en completar una órbita en torno al Sol. Un
cometa de periodo corto tiene una órbita no mayor
que la de Júpiter. Un cometa de periodo largo sigue
un recorrido comparable a la órbita de Neptuno; el
cometa Halley, con un periodo de unos 76 años, es
un ejemplo de cometa de periodo largo. Un cometa
de periodo muy largo puede tardar miles de años en
girar alrededor del Sol, o puede pasar por el Sol una
vez y no volver más.
Observatorio Compton de rayos
GAMMA
Este satélite de rayos gamma fue lanzado
desde la lanzadera estadounidense
Atlantis en 1991. Sus telescopios
recogieron los rayos gamma del espacio
exterior, radiaciones de longitud de onda
muy corta.
Astronomía GAMMA
Este mapa del cielo muestra la energía emitida por
diferentes cuerpos cósmicos en forma de rayos
gamma, un tipo de radiación electromagnética de
alta energía. El código de color del mapa va desde
el blanco para las regiones más brillantes, al rojo,
amarillo y azul para las regiones más oscuras. La
galaxia de la Tierra, la Vía Láctea, está
representada por la banda horizontal blanca del
centro. La NASA produjo esta imagen a partir de
los datos recogidos por el Observatorio Compton
de Rayos Gamma, un satélite puesto en órbita
alrededor de la Tierra en 1991.
Galaxia M100
La galaxia espiral M100 está entre los 35 y
los 80 millones de años luz de la Tierra. El
telescopio espacial Hubble captó esta
imagen del núcleo y los brazos espirales
de M100 después de la reparación que,
en diciembre de 1993, se realizó en el
telescopio.
Galaxia Andrómeda
La galaxia Andrómeda es una galaxia
espiral, similar a la nuestra, aunque algo
mayor. Es el objeto más lejano visible a
simple vista. Se puede observar al norte
de la constelación Andrómeda. La Vía
Láctea y Andrómeda son los miembros
más importantes del Grupo Local de
galaxias.
Distribución de las galaxias
Este mapa, que cubre unos 4.300 grados
cuadrados o el 10% del cielo, muestra la
distribución de unos dos millones de galaxias
en el espacio. Las galaxias tienden a agruparse
—en esta imagen, el negro representa el
espacio vacío y el azul las galaxias. La imagen
sugiere que las galaxias marcan las superficies
de burbujas gigantes conectadas entre sí que
rodean los inmensos vacíos del espacio.
Nebulosa del Cangrejo
Una supernova que explota deja tras de sí una
nube de material gaseoso que se expande
rápidamente llamada nebulosa. La nebulosa
del Cangrejo surgió cuando explotó una
estrella en nuestra galaxia. La luz de la
explosión fue observada por astrónomos
chinos en el año 1054. En el centro de la
nebulosa se halla un púlsar, una estrella densa
que gira a gran velocidad.
Galaxia espiral
Las galaxias espirales como la Vía Láctea
contienen millones de estrellas que
interactúan unas con otras a través de la
atracción gravitatoria. El telescopio espacial
Hubble, un poderoso instrumento que gira
alrededor de la Tierra, captó esta imagen de
las regiones centrales de una galaxia espiral
muy semejante a la Vía Láctea.
Vía Láctea
El Sistema Solar se encuentra en uno de los
brazos espirales de la galaxia con forma
de disco llamada Vía Láctea. Esta
fotografía muestra el centro de la Vía
Láctea, a 30.000 años luz. En la imagen
se ven cúmulos de estrellas brillantes con
áreas oscuras de polvo y gas.
Vida de una estrella
Una estrella comienza la vida como una masa de gas, relativamente
fría y grande, parte de una nebulosa como la gran nebulosa de
Orión (izquierda). Como la gravedad hace que se contraiga el gas, su
temperatura aumenta, haciéndose tan elevada que provoca una
reacción nuclear en sus átomos. El brillo de una estrella de
secuencia principal (centro) se debe a la energía producida en la
fusión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio. Se
cree que la fase de secuencia principal de una estrella de tamaño
medio dura 10.000 millones de años (se considera que nuestro sol
tiene 5.000 millones de años). Finalmente el suministro de energía
se acaba. Las estrellas del tamaño del Sol acaban su vida como
enanas blancas, que son extremadamente pequeñas, densas y
cálidas. Las estrellas mayores acaban en explosiones espectaculares
llamadas supernovas, causadas por el choque violento de las
estrellas. (A la derecha, una supernova en la Gran Nube de
Magallanes). La estrella que muere emite en pocos segundos más
energía que el Sol en millones de años.
Evolución de las estrellas
Etapas en la vida de dos estrellas de masa diferente.
Ambas se forman a partir de una nebulosa que se
compone de partículas de polvo e hidrógeno gas. La
gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros
se calientan hasta que el hidrógeno comienza a
convertirse en helio por reacciones nucleares. Después
de decenas de millones de años, la estrella central, con
más masa, empieza a agotar su combustible nuclear y
explota como una supernova, dejando tras ella un
púlsar. Después de unos diez mil millones de años, la
otra, con menos masa, comienza también a llegar al
final de su vida. Este núcleo se desploma, formando
una nebulosa planetaria.
Diagrama Hertzsprung-Russell
La posición en el diagrama H-R del punto que representa una
estrella corresponde a su brillo y a su temperatura. Las
estrellas de la izquierda del diagrama son azules porque son
cálidas, y las de la derecha son rojas porque son frías. La
banda diagonal que va desde el extremo superior izquierdo
al inferior derecho se denomina secuencia principal. Las
estrellas del extremo superior derecho son gigantes rojas,
aunque son frías y rojas, son muy brillantes porque son
muy grandes. Las estrellas cercanas al extremo inferior
(conocidas como enanas blancas) son muy cálidas, pero no
muy brillantes porque son pequeñas. Este diagrama fue
desarrollado independientemente por un danés, Ejnar
Hertzsprung, y un estadounidense, Henry Norris Russell.
Interior del Sol
Entre las regiones del Sol están el núcleo, la zona de radiación, la zona
de convección y la fotosfera. Los gases del núcleo son unas 150
veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16
millones de grados centígrados. La energía del Sol se produce en el
núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos
de helio. En la zona de radiación, la radiación electromagnética
fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos
como el agua. Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2,5
millones de grados centígrados. En la zona de convección,
movimientos de gases sacan fuera la energía del Sol. La zona de
convección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados
centígrados) y 10 veces menos densa que el agua. La fotosfera es
más fría en unos 5.500 °C y mucho menos densa (una millonésima
de la densidad del agua). La turbulencia de esta región es visible
desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y
pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos.
Manchas solares
Aquí vemos la superficie del Sol en falso color.
Las manchas solares son amarillas, aunque
normalmente serían manchas oscuras. Estas
manchas suelen medir más de 30.000 km y
aparecen en ciclos de 11 años. La actividad
solar, incluido el desarrollo de las manchas
solares, se asocia con el cambio de los campos
magnéticos del Sol.
Mapa de densidad de la corona solar
Un mapa de la atmósfera solar exterior, la corona,
muestra densidades diferentes en las capas de
gas caliente que rodean el Sol. Las regiones azules
indican la densidad mayor, las amarillas son las
áreas de densidad menor. El campo magnético
del Sol interactúa con las capas de gas
produciendo las extrañas curvas, rizos y
protuberancias que se observan aquí. La corona
se compone fundamentalmente de electrones y
átomos ionizados con temperaturas de unos 2,2
millones de grados centígrados
Corona solar
La corona es la parte exterior de la atmósfera del
Sol. Esta imagen de la corona se tomó durante un
eclipse total de Sol el 11 de julio de 1991 en La
Paz, Baja California, México. La corona se hace
visible durante un eclipse solar porque la Luna
pasa entre el Sol y la Tierra y bloquea la luz de la
superficie del Sol (la fotosfera). Este efecto sólo
ocurre porque los diámetros aparentes del Sol y
de la Luna son aproximadamente iguales vistos
desde la Tierra.
Evolución del Sol
El diagrama de la izquierda representa un estado primitivo de la
formación del Sol, cuando se contrajo hasta llegar a su
tamaño actual. El gas que colapsaba calentó el núcleo del Sol
hasta que comenzó la fusión nuclear del hidrógeno en helio.
El diagrama de la derecha representa el estado actual de la
evolución del Sol. No se contrae más porque el intenso calor
del núcleo produce una presión hacia afuera que equilibra la
fuerza de gravedad hacia dentro. Los astrónomos consideran
que el Sol se formó hace unos 4.500 millones de años y que se
encuentra en la mitad de su ciclo vital. Se cree que al final, el
Sol complete la fusión de hidrógeno en su núcleo y se
convierta en una estrella alimentada con helio. Se espera que
esta etapa de gigante roja sea relativamente breve, unos 500
millones de años, y que después se convierta en una enana
blanca del tamaño aproximado de la Tierra.
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