lunes, 22 de diciembre de 2008
jupiter k49
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colicion
Las predicciones para la colisión [editar]
El descubrir que era probable que el cometa chocara con Júpiter causó una gran excitación en la comunidad astronómica, pues nunca antes se había tenido la oportunidad de observar el choque de dos cuerpos del Sistema Solar. En junio de 1993 se creía que algunos de los trozos podrían chocar con Júpiter en 1994. Para Brian Marsden la probabilidad de que al menos un trozo chocase era del 64%. En noviembre de 1993 los análisis de la trayectoria hechos por Jay Melosh y James Scotti aseguraba ya que los fragmentos llegarían a Júpiter en un periodo de 6 días antes y después del 21 de julio de 1994. La colisión darían a los científicos una oportunidad única para ver dentro de la atmósfera de Júpiter, pues se esperaba que las colisiones causaran erupciones de material de las capas que normalmente están tapadas bajo las nubes.
Tamaño de los fragmentos [editar]
Las primeras estimaciones hablaban de una masa total muy grande, equivalente a un cometa de 40 km de diámetro (7 veces el cometa 1P/Halley) Con esta masa, los impactos producirían una deflagración enorme, los efectos se podrían observar con un sencillo telescopio de aficionado y hubo quien especuló con temperaturas del orden de 15 millones de grados capaces de provocar reacciones nucleares.
Las determinaciones del Hubble parecian indicar que eran más pequeños que lo inicialmente establecido y por tanto sus efectos mucho menores. Los astrónomos estimaron que los fragmentos visibles de SL9 eran del tamaño de unos cientos de metros y a lo sumo de un par de kilómetros pero, sugiriendo que el cometa original puede haber tenido un núcleo de unos 5 km (algo más grande que el Cometa Hyakutake que fue muy luminoso cuando pasó cerca de la Tierra en 1996). A mediados de mayo de 1994 el Hubble determinó que por la acción gravitatoria de Júpiter los fragmentos cambian a medida que el cometa se acerca a Júpiter. Uno de los fragmentos más pequeños se había convertido en polvo mientras otro se había partido en dos. Si el proceso siguiera adelante, los efectos serían mucho menores de lo esperado. Había quien pensaba que el suceso podría pasar desapercibido. Se esperaba que según los fragmentos se acercasen al planeta se desperdigarían hasta formar un río de un millón y medio de kilómetros.
Uno, pues, de los grandes debates era si los efectos del impacto de tales cuerpos pequeños serían observables desde la Tierra, aparte de una llamarada cuando los meteoros se desintegraran por el choque con Júpiter. Para conocer la verdad hubo que esperar al acontecimiento y hoy sabemos que los efectos fueron claramente visibles para muchos telescopios de aficionados.
Lugar del impacto sobre Júpiter [editar]
El impacto tuvo lugar en el hemisferio oculto a la Tierra (la trayectoria de los impactos está entre 3º y 10º por detrás del borde occidental del planeta) por lo que no fueron directamente observables pero la rápida rotación del planeta mostró los efectos del choque a los pocos minutos. No obstante, la sonda Galileo presenció el efecto del choque, en concreto de las emisiones en el espectro infrarrojo debidas al calor generado por el cometa por la fricción con la atmósfera de Júpiter. Este instrumento se hallaba a sólo 240 millones de km de Júpiter (3 veces más cerca que los observadores terrestres.) La zona de los impactos en torno a los 45º S es cercana a la zona templada sur (SSTeZ), donde se presenta un anillo de color blanquecino no fácilmente reconocible. Adicionalmente Júpiter, en la época del impacto, era sólo visible durante un par de horas tras la puesta solar, lo que obligó a coordinar un gran número de observatorios para la observación del suceso.
Efectos de la colisión: Túnel, onda de choque y onda sísmica [editar]
Los efectos de la colisión dividen a los científicos. Está claro que los efectos dependen en gran manera de la masa del fragmento. Cuando un cuerpo sólido entra a gran velocidad en una atmósfera densa como la de Júpiter, libera su energía cinética rápidamente debido al frenado por fricción con el gas atmosférico. Ello le hace arder al igual que un meteoro cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Se forma una especie de túnel por donde entra el bólido una onda de choque de gas muy caliente que posteriormente se escapa hacia arriba de la atmósfera por el mismo túnel en forma de pluma de gas. La bola de fuego creada se expandirá rápidamente mientras asciende y aparece por encima de la nube del planeta. Esta eyección de gases calientes será la prueba que se ha producido el choque. La onda de choque actúa como un escudo contra el calor desprendido por la fricción y los fragmentos pueden penetrar bastante en la atmósfera. El material eyectado hacia fuera puede ser trasladado aun más por el campo magnético y producir efectos las auroras y en el cinturón de radiación. Mientras que ondas sísmicas recorren la atmósfera provocando alteraciones en la circulación del planeta. Se espera que estas ondas sísmicas ayuden a obtener información de la estructura de la atmósfera, de la misma manera que un terremoto en la Tierra nos da información de la estructura interior de nuestro planeta. También se preveía un aumento de la niebla en la estratosfera por el polvo de los impactos, y un aumento en la masa del anillo de Júpiter.
Este es el escenario general, pero detalles como la temperatura que alcanza el gas, la energía liberada o la pervivencia de la perturbación dependen de un factor no bien conocido, que es la masa del bólido. Dado que la observación de la colisión era completamente inaudita, los astrónomos eran cautos con sus predicciones de lo que el evento podría revelar.
Los impactos [editar]
La previsión de los impactos [editar]
Conforme se acercaba la fecha para las colisiones los astrónomos preparaban sus telescopios, incluso el Telescopio Espacial Hubble, el ROSAT, satélite de observación de Rayos X y significativamente la sonda Galileo, entonces en su viaje de encuentro con Júpiter fijado para 1996.
Los impactos sucesivos de los 20 fragmentos estaba previsto que tuvieran lugar en las fechas y horas siguientes. También se indica la zona de la Tierra desde donde el planeta era visible en ese instante:
Den. Fecha Hora prevista
(T.U.+2h)
Zona
A 16/7/1994 21:57 África, Oriente Medio, Europa
B 17/7/1994 04:49 América del Norte, México, Sudamérica
C 17/7/1994 08:56 Nueva Zelanda, Hawai
D 17/7/1994 13:42 Australia, Nueva Zelanda, Japón
E 17/7/1994 17:04 India, Sur de China, Sureste Asia
F 18/7/1994 02:28 América del Sur
G 18/7/1994 09:28 Nueva Zelanda, Hawai
H 18/7/1994 21:26 África, Oriente Medio, Europa
K 19/7/1994 12:18 Nueva Zelanda, Australia
L 20/7/1994 00:07 España, Brasil, África occidental
N
20/7/1994 12:19 Australia, Nueva Zelanda
P2 20/7/1994 17:05 India, Sur de China, Sureste Asia
Q2 20/7/1994 21:32 África, Oriente Medio, Europa del Este
Q1 20/7/1994 21:59 África, Oriente Medio, Europa del Este
R 21/7/1994 07:22 Hawai, América del Norte oeste
S 21/7/1994 17:07 India, Sur de China, Sureste Asia
T 21/7/1994 20:04 África, Oriente Medio, Europa
U 21/7/1994 23:47 España, Brasil, África occidental
V 22/7/1994 05:57 América del Norte, México, Sudamérica
W 22/7/1994 09:53 Nueva Zelanda, Hawai, Australia
La observación de los impactos [editar]
Artículo principal: Impactos del cometa Shoemaker-Levy 9
El primer impacto ocurrió a las 20:18 TUC del 16 de julio 1994, cuando el fragmento A del núcleo golpeó en el hemisferio del sur de Júpiter a una velocidad de aproximadamente 60 km/s. Los instrumentos en la Galileo descubrieron un bólido que alcanzó una temperatura máxima de aproximadamente 24 000 K, que contrasta con la temperatura de la parte alta de las nubes de la atmósfera joviana que tiene una temperatura típica de aproximadamente 130 K, así unos 40 segundos después la temperatura bajó rápidamente a unos 1 500 K. Unos minutos después la Galileo y los observadores desde la Tierra descubrieron la bola de fuego cuando apareció por el limbo del planeta, por la rotación de Júpiter, poco después el impacto inicial.
Los astrónomos habían previsto ver los efectos de los impactos desde la Tierra, pero no tenía ni idea de hasta que punto serían visibles los efectos atmosféricos de los impactos. El impacto más grande fue cuando el fragmento G golpeó Júpiter ocurrió el 18 de julio a 07:34 TUC. Este impacto creó una mancha oscura gigante por encima de los 12.000 km de diámetro, y se estimó como una explosión de energía equivalente a 6.000.000 megatones de TNT. Cuando con un telescopio comercial marca Celestron de 20 cm de apertura, un aficionado apuntó a Júpiter la noche del 18 de julio de 1994, apareció una impresionante mancha negra que resultó ser la mancha causada por el fragmento G que había impactado por la mañana. Definitivamente el fenómeno era accesible al gran público.
Durante 6 días, se observaron 20 impactos discretos. Dos impactos 12 horas después el 19 de julio creó una mancha oscura de tamaño similar al causado por el fragmento G, y los impactos continuaron hasta el 22 de julio, cuando el fragmento W golpeó el planeta.
Los descubrimientos [editar]
Descripción de la entrada de un fragmento [editar]
Los astrónomos han observado con cámaras infrarrojas que transforman el calor en imágenes.
La secuencia de acontecimientos en un choque es:
1. Entrada del bólido en la atmósfera que causa un fogonazo 30 segundos por incandescencia del material cometario. Similar al que enciende los meteoros en la atmósfera terrestre.
2. Destello de uno o dos minutos con una intensidad un millón de veces superior al primero, debido a la onda de choque y la explosión del fragmento.
3. A los seis minutos colosal bola de fuego que alcanza una intensidad cien millones superior al primero y que va decayendo a medida que la temperatura disminuye. Las bolas de gas de masa igual o superior a 100 millones de toneladas alcanzaron los 300 km de altura.
4. El resultado del choque son unas manchas negras en la atmósfera y que duraron varios meses. La mancha causada por el fragmento G tiene un color muy oscuro de 8000 km de diámetro y está rodeada de un halo gris de 25000 km. Se cree que la nube está contaminada con material del cometa.
Los estudios químicos [editar]
Impacto del fragmento G del Cometa Shoemaker-Levy 9 en Jupiter.
Los observadores esperaban que los impactos les darían una primera visión de lo que hay por debajo de las nubes que cubren Júpiter, cuando el material que hay por debajo fuera expuesto por los fragmentos del cometa que pasan a través de la atmósfera superior. Los estudios espectroscópicos revelaron la línea de absorción en el espectro joviano debido al azufre (S2) y al sulfuro de carbono (CS2), el primer descubrimiento de estas moléculas en Júpiter, y sólo el segundo descubrimiento de S2 en otro objeto astronómico. Otros elementos que descubrieron incluido el amoníaco (NH3) y el sulfuro de hidrógeno (H2S), y la cantidad de azufre indicó que las cantidades de estos elementos era mucho mayor que la cantidad que se esperaría en un núcleo de un cometa pequeño, por lo que se cree que el material provenía de dentro de Júpiter. Esto significa que el cometa ha alcanzado la capa de hidrosulfato de amoníaco entre 35 y 50 km de profundidad en la atmósfera de Júpiter. Si la colisión ha sido así de superficial las grandes manchas oscuras provocadas pueden desaparecer rápido. Para sorpresa de los astrónomos, no se descubrieron compuestos de oxígeno como el dióxido de azufre.
Por espectroscopia de la nubes surgidas tras el choque se han detectado también sodio, helio, litio, manganeso, hierro, silicio y por supuesto azufre. Los seis primeros impactos causaron una distorsión en los niveles de metano que forman el 2% de la atmósfera.
Uno de los elementos más sorprendentes es que no se han encontrado indicios de agua o están en cantidades inferiores a las previstas, significando que o la capa de agua que existe debajo de las nubes era más delgada que lo previsto, o que los fragmentos del cometa no penetraron hasta la profundidad esperada. Los estudios balísticos mostraron que los fragmentos del cometa estaban probablemente rotos y completamente disipados antes de que ellos alcanzaran la capa de agua. Los científicos esperaban ver brillantes nubes blancas en cada uno de los impactos. Sólo tras el impacto Q2 el Instituto de Astrofísica de Andalucía detectó agua procedente del cometa y no de Júpiter que no contiene. Esto pone en entredicho si el cuerpo que chocó era realmente un cometa o un asteroide pues mientras el primero contiene agua el segundo no. Aún así el oxígeno que puede contener la roca al reaccionar con el hidrógeno de la atmósfera debería producir agua.
Otras observaciones [editar]
1. Las observaciones de radio revelaron un marcado aumento en la emisión a una longitud de onda de 21 cm después de los impactos más grandes que alcanzaron un máximo de 120% de la emisión normal del planeta. Se pensaba que esto era debido a la radiación sincrotón, causada por la inyección de electrones moviéndose por los impactos a velocidades relativísticas en la magnetosfera Joviana. Este cambio no había sido previsto por los científicos porque las emisiones provienen del cinturón de electrones en torno al planeta.
2. Tras el choque se han observado un aumento de las auroras boreales causado por la entrada de material en la magnetosfera del hemisferio sur.
3. Los impactos más grandes provocaron según el Instituto Astrofísico de Canarias IAC una doble deflagración, observada en todas las frecuencias, esto se asocia a cambios en la luminosidad provocada por la evolución térmica del fenómeno.
4. Como estaba previsto de antemano, las colisiones generaron una enorme onda sísmica que barrió el planeta a las velocidades de 450 km/s y se observó durante más de dos horas después de los impactos más grandes. Estas olas parecían ser la onda de gravedad, que viaja dentro de una capa estable que actúa como una guía de ondas, por la supuesta nube de agua de la troposfera.
Efectos a largo término [editar]
Las cicatrices de los impactos en Júpiter fueron visibles durante muchos meses después del impacto. Eran sumamente prominentes, y los observadores las describieron como más fácilmente visibles que la Mancha Roja. Una búsqueda de observaciones históricas reveló que las manchas eran, probablemente, lo más prominente se había visto nunca en el planeta, y que mientras la Gran Mancha Roja es notable por su llamativo color, nunca antes se había visto ninguna mancha del tamaño y oscuridad de las causadas por los impactos del SL9.
La frecuencia de los impactos [editar]
Una cadena de cráteres en Ganimedes, probablemente causado en un evento de impacto similar al SL9
Desde el impacto de SL9, se han encontrado dos cometas muy pequeños girando alrededor de Júpiter. Los estudios han mostrado que el planeta, el más grande del Sistema Solar, los captura con bastante frecuencia desde la órbita solar.
La órbita del cometa alrededor de Júpiter es generalmente inestable, es altamente elíptica y el cometa es perturbado fuertemente por la gravedad del Sol. Los análisis han estimado la frecuencia de caída en Júpiter en una o dos veces por siglo, pero el impacto de cometas del tamaño de SL9 es mucho menos común, probablemente no más de uno por milenio.
Hay muy fuertes evidencias de cometas que anteriormente se han fragmentado o han chocado con Júpiter y sus satélites. Durante las misiones del Voyager al planeta, los científicos planetarios identificaron 13 cadenas de cráteres en la luna Calisto y tres en Ganimedes, cuyo origen era inicialmente un misterio. Las alineaciones de cráteres vistas en la Luna son causadas a menudo como radiantes de los cráteres grandes, o causados por los impactos secundarios del proyectil original, pero las cadenas de cráteres en las lunas Jovianas no llevan a un cráter más grande. El impacto de SL9 apoyó fuertemente que las cadenas se debían a cometas rotos por la acción de Júpiter y los trenes de fragmentos cometarios formados chocando en los satélites.
Júpiter como una "aspiradora cósmica" [editar]
El impacto de SL9 resaltó el papel de Júpiter como una "aspiradora cósmica" para el sistema solar interno. Los estudios han mostrado que el planeta por la influencia gravitatoria lleva a muchos cometas pequeños y asteroides a chocar con el planeta, y se piensa que la proporción de impactos en Júpiter de cometas es entre dos y diez veces superior que la proporción en la Tierra.
No es fácil que algo similar ocurra en la Tierra. Si SL9 chocase con la Tierra los efectos serían devastadores. "No estaríamos aquí hablando", según expresión de E. Shoemaker. Si Júpiter no estuviera presente, estos cuerpos pequeños podrían chocar con los planetas internos. Se cree que la extinción de los dinosaurios a finales del Cretácico ha sido causada por el impacto que creó el cráter de Chicxulub, y demuestra que los impactos son una amenaza seria para la vida en la Tierra. Los astrónomos han especulado que los acontecimientos de extinción podrían haber sido mucho más frecuentes en la Tierra sin Júpiter, y la vida compleja no se podría haber desarrollado. Hace 50.000 años un meteorito causó en Arizona el cráter Barringer. Fue precisamente Eugene Shoemaker quien desveló su origen. A principios del siglo pasado (1908) en Tunguska (Siberia) un cometa causó la destrucción de una amplia zona de bosque.
Enlaces externos [editar]
* Preguntas frecuentes respecto al cometa SL9 en inglés
* Galería de fotografías del SL9 en inglés
* Apod de Fotos del impacto con Júpiter del SL9 en inglés
* Cometa SL9 Colisión con Júpiter en inglés
* Información sobre los cometas en AstronomíaOnline
Obtenido de "http://es.wikipedia.org/wiki/Cometa_Shoemaker-Levy_9"
Categoría: Cometas
Categoría oculta: Wikipedia:Artículos destacados en w:en
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El descubrir que era probable que el cometa chocara con Júpiter causó una gran excitación en la comunidad astronómica, pues nunca antes se había tenido la oportunidad de observar el choque de dos cuerpos del Sistema Solar. En junio de 1993 se creía que algunos de los trozos podrían chocar con Júpiter en 1994. Para Brian Marsden la probabilidad de que al menos un trozo chocase era del 64%. En noviembre de 1993 los análisis de la trayectoria hechos por Jay Melosh y James Scotti aseguraba ya que los fragmentos llegarían a Júpiter en un periodo de 6 días antes y después del 21 de julio de 1994. La colisión darían a los científicos una oportunidad única para ver dentro de la atmósfera de Júpiter, pues se esperaba que las colisiones causaran erupciones de material de las capas que normalmente están tapadas bajo las nubes.
Tamaño de los fragmentos [editar]
Las primeras estimaciones hablaban de una masa total muy grande, equivalente a un cometa de 40 km de diámetro (7 veces el cometa 1P/Halley) Con esta masa, los impactos producirían una deflagración enorme, los efectos se podrían observar con un sencillo telescopio de aficionado y hubo quien especuló con temperaturas del orden de 15 millones de grados capaces de provocar reacciones nucleares.
Las determinaciones del Hubble parecian indicar que eran más pequeños que lo inicialmente establecido y por tanto sus efectos mucho menores. Los astrónomos estimaron que los fragmentos visibles de SL9 eran del tamaño de unos cientos de metros y a lo sumo de un par de kilómetros pero, sugiriendo que el cometa original puede haber tenido un núcleo de unos 5 km (algo más grande que el Cometa Hyakutake que fue muy luminoso cuando pasó cerca de la Tierra en 1996). A mediados de mayo de 1994 el Hubble determinó que por la acción gravitatoria de Júpiter los fragmentos cambian a medida que el cometa se acerca a Júpiter. Uno de los fragmentos más pequeños se había convertido en polvo mientras otro se había partido en dos. Si el proceso siguiera adelante, los efectos serían mucho menores de lo esperado. Había quien pensaba que el suceso podría pasar desapercibido. Se esperaba que según los fragmentos se acercasen al planeta se desperdigarían hasta formar un río de un millón y medio de kilómetros.
Uno, pues, de los grandes debates era si los efectos del impacto de tales cuerpos pequeños serían observables desde la Tierra, aparte de una llamarada cuando los meteoros se desintegraran por el choque con Júpiter. Para conocer la verdad hubo que esperar al acontecimiento y hoy sabemos que los efectos fueron claramente visibles para muchos telescopios de aficionados.
Lugar del impacto sobre Júpiter [editar]
El impacto tuvo lugar en el hemisferio oculto a la Tierra (la trayectoria de los impactos está entre 3º y 10º por detrás del borde occidental del planeta) por lo que no fueron directamente observables pero la rápida rotación del planeta mostró los efectos del choque a los pocos minutos. No obstante, la sonda Galileo presenció el efecto del choque, en concreto de las emisiones en el espectro infrarrojo debidas al calor generado por el cometa por la fricción con la atmósfera de Júpiter. Este instrumento se hallaba a sólo 240 millones de km de Júpiter (3 veces más cerca que los observadores terrestres.) La zona de los impactos en torno a los 45º S es cercana a la zona templada sur (SSTeZ), donde se presenta un anillo de color blanquecino no fácilmente reconocible. Adicionalmente Júpiter, en la época del impacto, era sólo visible durante un par de horas tras la puesta solar, lo que obligó a coordinar un gran número de observatorios para la observación del suceso.
Efectos de la colisión: Túnel, onda de choque y onda sísmica [editar]
Los efectos de la colisión dividen a los científicos. Está claro que los efectos dependen en gran manera de la masa del fragmento. Cuando un cuerpo sólido entra a gran velocidad en una atmósfera densa como la de Júpiter, libera su energía cinética rápidamente debido al frenado por fricción con el gas atmosférico. Ello le hace arder al igual que un meteoro cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Se forma una especie de túnel por donde entra el bólido una onda de choque de gas muy caliente que posteriormente se escapa hacia arriba de la atmósfera por el mismo túnel en forma de pluma de gas. La bola de fuego creada se expandirá rápidamente mientras asciende y aparece por encima de la nube del planeta. Esta eyección de gases calientes será la prueba que se ha producido el choque. La onda de choque actúa como un escudo contra el calor desprendido por la fricción y los fragmentos pueden penetrar bastante en la atmósfera. El material eyectado hacia fuera puede ser trasladado aun más por el campo magnético y producir efectos las auroras y en el cinturón de radiación. Mientras que ondas sísmicas recorren la atmósfera provocando alteraciones en la circulación del planeta. Se espera que estas ondas sísmicas ayuden a obtener información de la estructura de la atmósfera, de la misma manera que un terremoto en la Tierra nos da información de la estructura interior de nuestro planeta. También se preveía un aumento de la niebla en la estratosfera por el polvo de los impactos, y un aumento en la masa del anillo de Júpiter.
Este es el escenario general, pero detalles como la temperatura que alcanza el gas, la energía liberada o la pervivencia de la perturbación dependen de un factor no bien conocido, que es la masa del bólido. Dado que la observación de la colisión era completamente inaudita, los astrónomos eran cautos con sus predicciones de lo que el evento podría revelar.
Los impactos [editar]
La previsión de los impactos [editar]
Conforme se acercaba la fecha para las colisiones los astrónomos preparaban sus telescopios, incluso el Telescopio Espacial Hubble, el ROSAT, satélite de observación de Rayos X y significativamente la sonda Galileo, entonces en su viaje de encuentro con Júpiter fijado para 1996.
Los impactos sucesivos de los 20 fragmentos estaba previsto que tuvieran lugar en las fechas y horas siguientes. También se indica la zona de la Tierra desde donde el planeta era visible en ese instante:
Den. Fecha Hora prevista
(T.U.+2h)
Zona
A 16/7/1994 21:57 África, Oriente Medio, Europa
B 17/7/1994 04:49 América del Norte, México, Sudamérica
C 17/7/1994 08:56 Nueva Zelanda, Hawai
D 17/7/1994 13:42 Australia, Nueva Zelanda, Japón
E 17/7/1994 17:04 India, Sur de China, Sureste Asia
F 18/7/1994 02:28 América del Sur
G 18/7/1994 09:28 Nueva Zelanda, Hawai
H 18/7/1994 21:26 África, Oriente Medio, Europa
K 19/7/1994 12:18 Nueva Zelanda, Australia
L 20/7/1994 00:07 España, Brasil, África occidental
N
20/7/1994 12:19 Australia, Nueva Zelanda
P2 20/7/1994 17:05 India, Sur de China, Sureste Asia
Q2 20/7/1994 21:32 África, Oriente Medio, Europa del Este
Q1 20/7/1994 21:59 África, Oriente Medio, Europa del Este
R 21/7/1994 07:22 Hawai, América del Norte oeste
S 21/7/1994 17:07 India, Sur de China, Sureste Asia
T 21/7/1994 20:04 África, Oriente Medio, Europa
U 21/7/1994 23:47 España, Brasil, África occidental
V 22/7/1994 05:57 América del Norte, México, Sudamérica
W 22/7/1994 09:53 Nueva Zelanda, Hawai, Australia
La observación de los impactos [editar]
Artículo principal: Impactos del cometa Shoemaker-Levy 9
El primer impacto ocurrió a las 20:18 TUC del 16 de julio 1994, cuando el fragmento A del núcleo golpeó en el hemisferio del sur de Júpiter a una velocidad de aproximadamente 60 km/s. Los instrumentos en la Galileo descubrieron un bólido que alcanzó una temperatura máxima de aproximadamente 24 000 K, que contrasta con la temperatura de la parte alta de las nubes de la atmósfera joviana que tiene una temperatura típica de aproximadamente 130 K, así unos 40 segundos después la temperatura bajó rápidamente a unos 1 500 K. Unos minutos después la Galileo y los observadores desde la Tierra descubrieron la bola de fuego cuando apareció por el limbo del planeta, por la rotación de Júpiter, poco después el impacto inicial.
Los astrónomos habían previsto ver los efectos de los impactos desde la Tierra, pero no tenía ni idea de hasta que punto serían visibles los efectos atmosféricos de los impactos. El impacto más grande fue cuando el fragmento G golpeó Júpiter ocurrió el 18 de julio a 07:34 TUC. Este impacto creó una mancha oscura gigante por encima de los 12.000 km de diámetro, y se estimó como una explosión de energía equivalente a 6.000.000 megatones de TNT. Cuando con un telescopio comercial marca Celestron de 20 cm de apertura, un aficionado apuntó a Júpiter la noche del 18 de julio de 1994, apareció una impresionante mancha negra que resultó ser la mancha causada por el fragmento G que había impactado por la mañana. Definitivamente el fenómeno era accesible al gran público.
Durante 6 días, se observaron 20 impactos discretos. Dos impactos 12 horas después el 19 de julio creó una mancha oscura de tamaño similar al causado por el fragmento G, y los impactos continuaron hasta el 22 de julio, cuando el fragmento W golpeó el planeta.
Los descubrimientos [editar]
Descripción de la entrada de un fragmento [editar]
Los astrónomos han observado con cámaras infrarrojas que transforman el calor en imágenes.
La secuencia de acontecimientos en un choque es:
1. Entrada del bólido en la atmósfera que causa un fogonazo 30 segundos por incandescencia del material cometario. Similar al que enciende los meteoros en la atmósfera terrestre.
2. Destello de uno o dos minutos con una intensidad un millón de veces superior al primero, debido a la onda de choque y la explosión del fragmento.
3. A los seis minutos colosal bola de fuego que alcanza una intensidad cien millones superior al primero y que va decayendo a medida que la temperatura disminuye. Las bolas de gas de masa igual o superior a 100 millones de toneladas alcanzaron los 300 km de altura.
4. El resultado del choque son unas manchas negras en la atmósfera y que duraron varios meses. La mancha causada por el fragmento G tiene un color muy oscuro de 8000 km de diámetro y está rodeada de un halo gris de 25000 km. Se cree que la nube está contaminada con material del cometa.
Los estudios químicos [editar]
Impacto del fragmento G del Cometa Shoemaker-Levy 9 en Jupiter.
Los observadores esperaban que los impactos les darían una primera visión de lo que hay por debajo de las nubes que cubren Júpiter, cuando el material que hay por debajo fuera expuesto por los fragmentos del cometa que pasan a través de la atmósfera superior. Los estudios espectroscópicos revelaron la línea de absorción en el espectro joviano debido al azufre (S2) y al sulfuro de carbono (CS2), el primer descubrimiento de estas moléculas en Júpiter, y sólo el segundo descubrimiento de S2 en otro objeto astronómico. Otros elementos que descubrieron incluido el amoníaco (NH3) y el sulfuro de hidrógeno (H2S), y la cantidad de azufre indicó que las cantidades de estos elementos era mucho mayor que la cantidad que se esperaría en un núcleo de un cometa pequeño, por lo que se cree que el material provenía de dentro de Júpiter. Esto significa que el cometa ha alcanzado la capa de hidrosulfato de amoníaco entre 35 y 50 km de profundidad en la atmósfera de Júpiter. Si la colisión ha sido así de superficial las grandes manchas oscuras provocadas pueden desaparecer rápido. Para sorpresa de los astrónomos, no se descubrieron compuestos de oxígeno como el dióxido de azufre.
Por espectroscopia de la nubes surgidas tras el choque se han detectado también sodio, helio, litio, manganeso, hierro, silicio y por supuesto azufre. Los seis primeros impactos causaron una distorsión en los niveles de metano que forman el 2% de la atmósfera.
Uno de los elementos más sorprendentes es que no se han encontrado indicios de agua o están en cantidades inferiores a las previstas, significando que o la capa de agua que existe debajo de las nubes era más delgada que lo previsto, o que los fragmentos del cometa no penetraron hasta la profundidad esperada. Los estudios balísticos mostraron que los fragmentos del cometa estaban probablemente rotos y completamente disipados antes de que ellos alcanzaran la capa de agua. Los científicos esperaban ver brillantes nubes blancas en cada uno de los impactos. Sólo tras el impacto Q2 el Instituto de Astrofísica de Andalucía detectó agua procedente del cometa y no de Júpiter que no contiene. Esto pone en entredicho si el cuerpo que chocó era realmente un cometa o un asteroide pues mientras el primero contiene agua el segundo no. Aún así el oxígeno que puede contener la roca al reaccionar con el hidrógeno de la atmósfera debería producir agua.
Otras observaciones [editar]
1. Las observaciones de radio revelaron un marcado aumento en la emisión a una longitud de onda de 21 cm después de los impactos más grandes que alcanzaron un máximo de 120% de la emisión normal del planeta. Se pensaba que esto era debido a la radiación sincrotón, causada por la inyección de electrones moviéndose por los impactos a velocidades relativísticas en la magnetosfera Joviana. Este cambio no había sido previsto por los científicos porque las emisiones provienen del cinturón de electrones en torno al planeta.
2. Tras el choque se han observado un aumento de las auroras boreales causado por la entrada de material en la magnetosfera del hemisferio sur.
3. Los impactos más grandes provocaron según el Instituto Astrofísico de Canarias IAC una doble deflagración, observada en todas las frecuencias, esto se asocia a cambios en la luminosidad provocada por la evolución térmica del fenómeno.
4. Como estaba previsto de antemano, las colisiones generaron una enorme onda sísmica que barrió el planeta a las velocidades de 450 km/s y se observó durante más de dos horas después de los impactos más grandes. Estas olas parecían ser la onda de gravedad, que viaja dentro de una capa estable que actúa como una guía de ondas, por la supuesta nube de agua de la troposfera.
Efectos a largo término [editar]
Las cicatrices de los impactos en Júpiter fueron visibles durante muchos meses después del impacto. Eran sumamente prominentes, y los observadores las describieron como más fácilmente visibles que la Mancha Roja. Una búsqueda de observaciones históricas reveló que las manchas eran, probablemente, lo más prominente se había visto nunca en el planeta, y que mientras la Gran Mancha Roja es notable por su llamativo color, nunca antes se había visto ninguna mancha del tamaño y oscuridad de las causadas por los impactos del SL9.
La frecuencia de los impactos [editar]
Una cadena de cráteres en Ganimedes, probablemente causado en un evento de impacto similar al SL9
Desde el impacto de SL9, se han encontrado dos cometas muy pequeños girando alrededor de Júpiter. Los estudios han mostrado que el planeta, el más grande del Sistema Solar, los captura con bastante frecuencia desde la órbita solar.
La órbita del cometa alrededor de Júpiter es generalmente inestable, es altamente elíptica y el cometa es perturbado fuertemente por la gravedad del Sol. Los análisis han estimado la frecuencia de caída en Júpiter en una o dos veces por siglo, pero el impacto de cometas del tamaño de SL9 es mucho menos común, probablemente no más de uno por milenio.
Hay muy fuertes evidencias de cometas que anteriormente se han fragmentado o han chocado con Júpiter y sus satélites. Durante las misiones del Voyager al planeta, los científicos planetarios identificaron 13 cadenas de cráteres en la luna Calisto y tres en Ganimedes, cuyo origen era inicialmente un misterio. Las alineaciones de cráteres vistas en la Luna son causadas a menudo como radiantes de los cráteres grandes, o causados por los impactos secundarios del proyectil original, pero las cadenas de cráteres en las lunas Jovianas no llevan a un cráter más grande. El impacto de SL9 apoyó fuertemente que las cadenas se debían a cometas rotos por la acción de Júpiter y los trenes de fragmentos cometarios formados chocando en los satélites.
Júpiter como una "aspiradora cósmica" [editar]
El impacto de SL9 resaltó el papel de Júpiter como una "aspiradora cósmica" para el sistema solar interno. Los estudios han mostrado que el planeta por la influencia gravitatoria lleva a muchos cometas pequeños y asteroides a chocar con el planeta, y se piensa que la proporción de impactos en Júpiter de cometas es entre dos y diez veces superior que la proporción en la Tierra.
No es fácil que algo similar ocurra en la Tierra. Si SL9 chocase con la Tierra los efectos serían devastadores. "No estaríamos aquí hablando", según expresión de E. Shoemaker. Si Júpiter no estuviera presente, estos cuerpos pequeños podrían chocar con los planetas internos. Se cree que la extinción de los dinosaurios a finales del Cretácico ha sido causada por el impacto que creó el cráter de Chicxulub, y demuestra que los impactos son una amenaza seria para la vida en la Tierra. Los astrónomos han especulado que los acontecimientos de extinción podrían haber sido mucho más frecuentes en la Tierra sin Júpiter, y la vida compleja no se podría haber desarrollado. Hace 50.000 años un meteorito causó en Arizona el cráter Barringer. Fue precisamente Eugene Shoemaker quien desveló su origen. A principios del siglo pasado (1908) en Tunguska (Siberia) un cometa causó la destrucción de una amplia zona de bosque.
Enlaces externos [editar]
* Preguntas frecuentes respecto al cometa SL9 en inglés
* Galería de fotografías del SL9 en inglés
* Apod de Fotos del impacto con Júpiter del SL9 en inglés
* Cometa SL9 Colisión con Júpiter en inglés
* Información sobre los cometas en AstronomíaOnline
Obtenido de "http://es.wikipedia.org/wiki/Cometa_Shoemaker-Levy_9"
Categoría: Cometas
Categoría oculta: Wikipedia:Artículos destacados en w:en
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júpiter
Júpiter (planeta)
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Júpiter Símbolos astronómico de Júpiter (planeta)
Júpiter
Características orbitales
Distancia media del Sol 5,20336301 UA
Radio medio 778.412.026 km
Excentricidad 0,04839266
Período orbital (sideral) 11a 315d 1,1h
Período orbital (sinódico) 398,9 días
Velocidad orbital media 13,0697 km/s
Inclinación 1,30530°
Número de satélites 63 conocidos
Características físicas
Diámetro ecuatorial 142.984 km
Área superficial 6,41×1010 km2
Masa 1,899×1027 kg
Densidad media 1,33 g/cm3
Gravedad superficial 23,12 m/s2
Período de rotación 9h 55,5m
Inclinación axial 3,12°
Albedo 0,52
Velocidad de escape 59,54 km/s
Temperatura superficial
mín. media máx.
110 K - 163,15 °C 152 K - 121,15 °C 198 K - 75,15 °C
Características atmosféricas
Presión atmosférica 70 kPa
Hidrógeno >81%
Helio >17%
Metano 0,1%
Vapor de Agua 0,1%
Amoníaco 0,02%
Etano 0,0002%
Fosfina 0,0001%
Sulfuro de hidrógeno <0,0001%
Comparación con la Tierra
Júpiter 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).
Contenido
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* 1 Características generales
* 2 Atmósfera
o 2.1 Bandas y Zonas
o 2.2 La Gran Mancha Roja
o 2.3 Estructura de nubes
* 3 Estructura interna
* 4 Magnetosfera
* 5 Satélites
o 5.1 Satélites galileanos
o 5.2 Satélites menores
o 5.3 Asteroides troyanos
* 6 Sistema de anillos
* 7 Impacto del cometa SL9
* 8 Formación de Júpiter
* 9 Exploración espacial de Júpiter
* 10 Referencias
* 11 Véase también
* 12 Enlaces externos
Características generales [editar]
Júpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,47 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. Más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a su masa. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas de campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s en la zona ecuatorial a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.
El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente vislumbrable por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.
Tomando como referencia la distancia al Sol Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.
Atmósfera [editar]
Bandas y Zonas [editar]
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 Júpiter 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 [editar]
Artículo principal: 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 XIX 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.
En marzo de 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, [1] cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. [2] 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 [editar]
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.
Galería de imágenes de la nubosidad en Júpiter
Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando las dos Manchas Rojas de Júpiter
Imagen de alta resolución de la Gran Mancha Roja de Júpiter tomada por la sonda Voyager 1 en 1979
Fotografía de Júpiter obtenida por la misión Cassini en diciembre de 2000
Proyección del planeta desde el polo sur hecha por la sonda Cassini.
Estructura interna [editar]
Interior de Júpiter
En el interior del planeta el hidrógeno, helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter), se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15.000km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de éste planeta hasta entre 14 y 18 masas terrestres[3] , y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo [4] ). La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado del calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de energía calórica que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.
El mismo modelo mencionado antes que da una masa mayor al núcleo del planeta considera que éste tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad -los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos-, de modo similar al Sol; se espera que la misión JUNO -que será lanzada en 2010- pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.
Magnetosfera [editar]
Auroras observadas en el UV en Júpiter.
Imagen esquemática mostrando el toro de partículas ionizadas atrapadas en la magnetosfera del planeta. Es de destacar la interacción de la magnetosfera con partículas cargadas provenientes de los satélites interiores Ío y Europa.
Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad. El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes de la luna Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta.
Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.
Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 veces superior al terrestre conteniendo más de 20.000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno.
Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de Júpiter a algunas de sus lunas, particularmente Ío y también en menor medida Europa.
Satélites [editar]
Artículo principal: Lunas de Júpiter
Imágenes globales y detalles superficiales en los cuatro satélites principales de Júpiter. De izquierda a derecha son: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto.
Composición de imagen de los cuatro satélites en tamaño relativo a Júpiter
Imagen en infrarrojo cercano de Júpiter, con tres eclipses de sus lunas simultáneos, tomada por el Hubble.
Satélites galileanos [editar]
Artículo principal: Satélites Galileanos
Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se les llama en ocasiones satélites galileanos. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se les denominaba por números romanos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. Originalmente, Galileo bautizó a los satélites como "Mediceos", en honor a Cosme de Médicis, duque de Florencia. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre los que sostenían la idea de un sistema geocéntrico, es decir, con la Tierra en el centro del universo, y la copernicana (o sistema heliocéntrico, es decir, con el Sol en el centro del Universo), en la cual era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter.
Los cuatro satélites principales son muy distintos entre sí. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie en constante renovación y calentado por efectos de marea provocados por Júpiter y Europa. Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua e incluso la presencia de vida. Ganímedes, con un diámetro de 5268 km, es el satélite más grande de todo el sistema solar. Está compuesto por un núcleo de hierro cubierto por un manto rocoso y de hielo. Calisto se caracteriza por ser el cuerpo que presenta mayor cantidad de cráteres producidos por impactos en todo el sistema solar.
Principales Satélites naturales de Júpiter Nombre Diámetro (km) Masa (kg) Radio orbital medio
radio (km) Período orbital
Ío 3.643,2 8,94×1022 421.600 1,769138 días
Europa 3.122 4,8×1022 671.100 3,551181 días
Ganímedes 5.262 1,48×1023 1.070.400 7,154553 días
Calisto 4.821 1,08×1023 1.882.700 16,68902 días
Satélites menores [editar]
Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 63. Estos satélites menores se pueden dividir en dos grupos:
* Grupo de Amaltea: son cuatro satélites pequeños que giran en torno a Júpiter en órbitas internas a las de los satélites galileanos. Este grupo está compuesto por (en orden de distancia) Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.
* Satélites irregulares: es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter; de hecho, están tan lejos de este que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este grupo se puede dividir en dos, los progrados y retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen un origen muy distinto al de los satélites mayores siendo posiblemente cuerpos capturados y no formados en sus órbitas actuales. Otros pueden ser los restos de impactos y fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aedea, Aitné, Ananké, Arce, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carmé, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hegemone, Heliké, Hermipé, Himalia, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Mnemea, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Táigete, Telxínoe, Temisto, Tione, Yocasta y otros 23 que no tienen aún nombre definitivo.
Asteroides troyanos [editar]
Además de sus satélites, el campo gravitacional de Júpiter controla las órbitas de numerosos asteroides que se encuentran situados en los puntos de Lagrange precediendo y siguiendo a Júpiter en su órbita alrededor del Sol. Estos asteroides se denominan asteroides troyanos y se dividen en cuerpos griegos y troyanos para conmemorar la Ilíada. El primero de estos asteroides en ser descubierto fue 588 Aquiles, por Max Wolf en 1906. En la actualidad se conocen cientos de asteroides troyanos. El mayor de todos ellos es el asteroide 624 Héctor.
Sistema de anillos [editar]
Artículo principal: Anillos de Júpiter
Imagen del anillo principal de Júpiter obtenida por la sonda Voyager 2.
Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6500 km de anchura, orbita el planeta a cerca de 1.000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo.
Los anillos tienen tres segmentos: el más interno denominado halo (con forma de toro en vez de anillo), el intermedio que se considera el principal por ser el más brillante y el exterior, más tenue pero de mayor tamaño. Los anillos parecen formados por polvo en vez de hielo como los anillos de Saturno. El anillo principal está compuesto probablemente por material de los satélites Adrastea y Metis, este material se ve arrastrado poco a poco hacia Júpiter gracias a su fuerte gravedad. A su vez se va reponiendo por los impactos sobre estas lunas que se encuentran en la misma órbita que el anillo principal. Las lunas Amaltea y Tebas realizan una tarea similar, proveyendo de material al anillo exterior.
Impacto del cometa SL9 [editar]
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Júpiter Símbolos astronómico de Júpiter (planeta)
Júpiter
Características orbitales
Distancia media del Sol 5,20336301 UA
Radio medio 778.412.026 km
Excentricidad 0,04839266
Período orbital (sideral) 11a 315d 1,1h
Período orbital (sinódico) 398,9 días
Velocidad orbital media 13,0697 km/s
Inclinación 1,30530°
Número de satélites 63 conocidos
Características físicas
Diámetro ecuatorial 142.984 km
Área superficial 6,41×1010 km2
Masa 1,899×1027 kg
Densidad media 1,33 g/cm3
Gravedad superficial 23,12 m/s2
Período de rotación 9h 55,5m
Inclinación axial 3,12°
Albedo 0,52
Velocidad de escape 59,54 km/s
Temperatura superficial
mín. media máx.
110 K - 163,15 °C 152 K - 121,15 °C 198 K - 75,15 °C
Características atmosféricas
Presión atmosférica 70 kPa
Hidrógeno >81%
Helio >17%
Metano 0,1%
Vapor de Agua 0,1%
Amoníaco 0,02%
Etano 0,0002%
Fosfina 0,0001%
Sulfuro de hidrógeno <0,0001%
Comparación con la Tierra
Júpiter 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).
Contenido
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* 1 Características generales
* 2 Atmósfera
o 2.1 Bandas y Zonas
o 2.2 La Gran Mancha Roja
o 2.3 Estructura de nubes
* 3 Estructura interna
* 4 Magnetosfera
* 5 Satélites
o 5.1 Satélites galileanos
o 5.2 Satélites menores
o 5.3 Asteroides troyanos
* 6 Sistema de anillos
* 7 Impacto del cometa SL9
* 8 Formación de Júpiter
* 9 Exploración espacial de Júpiter
* 10 Referencias
* 11 Véase también
* 12 Enlaces externos
Características generales [editar]
Júpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,47 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. Más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a su masa. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas de campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s en la zona ecuatorial a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.
El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente vislumbrable por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.
Tomando como referencia la distancia al Sol Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.
Atmósfera [editar]
Bandas y Zonas [editar]
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 Júpiter 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 [editar]
Artículo principal: 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 XIX 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.
En marzo de 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, [1] cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. [2] 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 [editar]
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.
Galería de imágenes de la nubosidad en Júpiter
Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando las dos Manchas Rojas de Júpiter
Imagen de alta resolución de la Gran Mancha Roja de Júpiter tomada por la sonda Voyager 1 en 1979
Fotografía de Júpiter obtenida por la misión Cassini en diciembre de 2000
Proyección del planeta desde el polo sur hecha por la sonda Cassini.
Estructura interna [editar]
Interior de Júpiter
En el interior del planeta el hidrógeno, helio y el argón (gas noble que se acumula en la superficie de Júpiter), se comprimen progresivamente. El hidrógeno molecular se comprime de tal manera que se transforma en un líquido de carácter metálico a profundidades de unos 15.000km con respecto a la superficie. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos de unas siete masas terrestres (aunque un modelo reciente aumenta la masa del núcleo central de éste planeta hasta entre 14 y 18 masas terrestres[3] , y otros autores piensan que puede no existir tal núcleo [4] ). La existencia de las diferentes capas viene determinada por el estudio del potencial gravitatorio del planeta medido por las diferentes sondas espaciales. De existir el núcleo interno probaría la teoría de formación planetaria a partir de un disco de planetesimales. Júpiter es tan masivo que todavía no se ha liberado del calor acumulado en su formación y posee por lo tanto una importante fuente interna de energía calórica que ha sido medida de manera precisa y equivale a 5,4 W/m². Esto significa que el interior del planeta está mezclado de manera eficaz por lo menos hasta niveles cercanos a las nubes de agua a 5 bar.
El mismo modelo mencionado antes que da una masa mayor al núcleo del planeta considera que éste tiene una estructura interna formada por cilindros concéntricos que giran a distinta velocidad -los ecuatoriales (que son los externos) más rápido que los internos-, de modo similar al Sol; se espera que la misión JUNO -que será lanzada en 2010- pueda determinar con sus mediciones de la gravedad joviana la estructura interna del planeta.
Magnetosfera [editar]
Auroras observadas en el UV en Júpiter.
Imagen esquemática mostrando el toro de partículas ionizadas atrapadas en la magnetosfera del planeta. Es de destacar la interacción de la magnetosfera con partículas cargadas provenientes de los satélites interiores Ío y Europa.
Júpiter tiene una magnetosfera extensa formada por un campo magnético de gran intensidad. El campo magnético de Júpiter podría verse desde la Tierra ocupando un espacio equivalente al de la Luna llena a pesar de estar mucho más lejos. El campo magnético de Júpiter es de hecho la estructura de mayor tamaño en el Sistema Solar. Las partículas cargadas son recogidas por el campo magnético joviano y conducidas hacia las regiones polares donde producen impresionantes auroras. Por otro lado las partículas expulsadas por los volcanes de la luna Ío forman un toroide de rotación en el que el campo magnético atrapa material adicional que es conducido a través de las líneas de campo sobre la atmósfera superior del planeta.
Se piensa que el origen de la magnetosfera se debe a que en el interior profundo de Júpiter, el hidrógeno se comporta como un metal debido a la altísima presión. Los metales son, por supuesto, excelentes conductores de electrones, y la rotación del planeta produce corrientes, las cuales a su vez producen un extenso campo magnético.
Las sondas Pioneer confirmaron la existencia del campo magnético joviano y su intensidad, más de 10 veces superior al terrestre conteniendo más de 20.000 veces la energía asociada al campo terrestre. Los Pioneer descubrieron que la onda de choque de la magnetosfera joviana se extiende a 26 millones de kilómetros del planeta, con la cola magnética extendiéndose más allá de la órbita de Saturno.
Las variaciones del viento solar originan rápidas variaciones en tamaño de la magnetosfera. Este aspecto fue estudiado por las sondas Voyager. También se descubrió que átomos cargados eran expulsados de la magnetosfera joviana con gran intensidad y eran capaces de alcanzar la órbita de la Tierra. También se encontraron corrientes eléctricas fluyendo de Júpiter a algunas de sus lunas, particularmente Ío y también en menor medida Europa.
Satélites [editar]
Artículo principal: Lunas de Júpiter
Imágenes globales y detalles superficiales en los cuatro satélites principales de Júpiter. De izquierda a derecha son: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto.
Composición de imagen de los cuatro satélites en tamaño relativo a Júpiter
Imagen en infrarrojo cercano de Júpiter, con tres eclipses de sus lunas simultáneos, tomada por el Hubble.
Satélites galileanos [editar]
Artículo principal: Satélites Galileanos
Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se les llama en ocasiones satélites galileanos. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se les denominaba por números romanos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. Originalmente, Galileo bautizó a los satélites como "Mediceos", en honor a Cosme de Médicis, duque de Florencia. El descubrimiento de estos satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre los que sostenían la idea de un sistema geocéntrico, es decir, con la Tierra en el centro del universo, y la copernicana (o sistema heliocéntrico, es decir, con el Sol en el centro del Universo), en la cual era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter.
Los cuatro satélites principales son muy distintos entre sí. Ío, el más interior, es un mundo volcánico con una superficie en constante renovación y calentado por efectos de marea provocados por Júpiter y Europa. Europa, el siguiente satélite, es un mundo helado bajo el cual se especula la presencia de océanos líquidos de agua e incluso la presencia de vida. Ganímedes, con un diámetro de 5268 km, es el satélite más grande de todo el sistema solar. Está compuesto por un núcleo de hierro cubierto por un manto rocoso y de hielo. Calisto se caracteriza por ser el cuerpo que presenta mayor cantidad de cráteres producidos por impactos en todo el sistema solar.
Principales Satélites naturales de Júpiter Nombre Diámetro (km) Masa (kg) Radio orbital medio
radio (km) Período orbital
Ío 3.643,2 8,94×1022 421.600 1,769138 días
Europa 3.122 4,8×1022 671.100 3,551181 días
Ganímedes 5.262 1,48×1023 1.070.400 7,154553 días
Calisto 4.821 1,08×1023 1.882.700 16,68902 días
Satélites menores [editar]
Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 63. Estos satélites menores se pueden dividir en dos grupos:
* Grupo de Amaltea: son cuatro satélites pequeños que giran en torno a Júpiter en órbitas internas a las de los satélites galileanos. Este grupo está compuesto por (en orden de distancia) Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.
* Satélites irregulares: es un grupo numeroso de satélites en órbitas muy lejanas de Júpiter; de hecho, están tan lejos de este que la gravedad del Sol distorsiona perceptiblemente sus órbitas. Con la excepción de Himalia, son satélites generalmente pequeños. A su vez, este grupo se puede dividir en dos, los progrados y retrógrados. La mayoría de estos objetos tienen un origen muy distinto al de los satélites mayores siendo posiblemente cuerpos capturados y no formados en sus órbitas actuales. Otros pueden ser los restos de impactos y fragmentaciones de cuerpos mayores anteriores. Miembros de este grupo incluyen a Aedea, Aitné, Ananké, Arce, Autónoe, Caldona, Cale, Cálice, Calírroe, Carmé, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Euporia, Eurídome, Harpálice, Hegemone, Heliké, Hermipé, Himalia, Isonoe, Leda, Lisitea, Megaclite, Mnemea, Ortosia, Pasífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Sponde, Táigete, Telxínoe, Temisto, Tione, Yocasta y otros 23 que no tienen aún nombre definitivo.
Asteroides troyanos [editar]
Además de sus satélites, el campo gravitacional de Júpiter controla las órbitas de numerosos asteroides que se encuentran situados en los puntos de Lagrange precediendo y siguiendo a Júpiter en su órbita alrededor del Sol. Estos asteroides se denominan asteroides troyanos y se dividen en cuerpos griegos y troyanos para conmemorar la Ilíada. El primero de estos asteroides en ser descubierto fue 588 Aquiles, por Max Wolf en 1906. En la actualidad se conocen cientos de asteroides troyanos. El mayor de todos ellos es el asteroide 624 Héctor.
Sistema de anillos [editar]
Artículo principal: Anillos de Júpiter
Imagen del anillo principal de Júpiter obtenida por la sonda Voyager 2.
Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6500 km de anchura, orbita el planeta a cerca de 1.000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo.
Los anillos tienen tres segmentos: el más interno denominado halo (con forma de toro en vez de anillo), el intermedio que se considera el principal por ser el más brillante y el exterior, más tenue pero de mayor tamaño. Los anillos parecen formados por polvo en vez de hielo como los anillos de Saturno. El anillo principal está compuesto probablemente por material de los satélites Adrastea y Metis, este material se ve arrastrado poco a poco hacia Júpiter gracias a su fuerte gravedad. A su vez se va reponiendo por los impactos sobre estas lunas que se encuentran en la misma órbita que el anillo principal. Las lunas Amaltea y Tebas realizan una tarea similar, proveyendo de material al anillo exterior.
Impacto del cometa SL9 [editar]
Observatorio espacial
Observatorio espacial
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Telescopio espacial Hubble
Telescopio espacial James Webb
Un observatorio espacial, también conocido como telescopio espacial, es un satélite artificial o sonda espacial que se utiliza para la observación de planetas, estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes de forma similar a un telescopio en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos.
Existe varias razones para que la observación desde el espacio sea deseable, debido a que evita algunos problemas que tienen los observatorios en tierra. Los beneficios de los observatorios espaciales son:
* Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire.
* La atmósfera terrestre añade una distorsión importante en las imágenes, conocida como aberración óptica. La capacidad de resolución de los telescopios en tierra se reduce de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su capacidad siempre rinde cerca del máximo teórico. Este problema para los telescopios en tierra se ha resuelto de forma parcial con el uso de óptica adaptativa, como en el Very Large Telescope, pero son complejos y no solucionan el problema completamente.
* La atmósfera, además, absorbe una porción importante del espectro electromagnético, por lo que algunos observaciones son prácticamente imposibles de realizar desde tierra. La Astronomía de rayos-X no se realiza desde la Tierra, sino desde telescopios espaciales como el Chandra o el XMM-Newton. Otras porciones del espectro electromagnético, como las ondas infrarrojas o las ultravioletas, también son filtradas por la atmósfera.
Los telescopios espaciales, sin embargo, también sufren algunas desventajas que no tienen los observatorios terrestres:
* El coste elevado, principalmente en el lanzamiento. Los costes para utilizar un cohete de tamaño medio pueden alcanzar los 250 millones de dólares, y utilizar el transbordador espacial duplica ese precio.
* La imposibilidad de mantenimiento. Excepto el telescopio espacial Hubble, que ha recibido mantenimiento por parte de misiones del transbordador espacial, si un observatorio espacial no funciona no puede ser reemplazado.
* La vida útil corta. La mayoría de los telescopios espaciales deben ser refrigerados y cuando los líquidos de refrigeración se terminan no se puede llenar el depósito con líquido nuevo. Sin embargo, los telescopios espaciales no necesitan un mantenimiento periódico ya que no está afectado de las condiciones bajo atmósfera.
Los observatorios espaciales se pueden dividir en dos clases generales: aquellos cuya misión es inspeccionar todo el cielo y los telescopios que sólo hacen observaciones de partes escogidas del firmamento. Muchos de los observatorios espaciales ya han completado sus misiones, mientras que otros están en funcionamiento. Los satélites y sondas espaciales para la observación astronómica han sido lanzados por la NASA, la ESA y la JAXA.
Contenido
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* 1 Los Grandes Observatorios de la NASA
* 2 Otros observatorios espaciales
* 3 Observatorios espaciales proyectados
* 4 Véase también
* 5 Enlaces externos
Los Grandes Observatorios de la NASA [editar]
Artículo principal: Grandes Observatorios
La serie Grandes Observatorios de la NASA son cuatro telescopios espaciales de gran potencia. Cada telescopio ha tenido un coste similar y han servido para ampliar los conocimientos en Astronomía. Las cuatros misiones han examinado una parte del espectro electromagnético a la que estaban diseñados.
* Telescopio espacial Hubble (en inglés, Hubble Space Telescope o HST) conocido previamente como Space Telescope (ST). Observa principalmente la zona del espectro visible y la zona del ultravioleta cercano. Fue lanzado al espacio el 24 de abril de 1990 y se trata de un proyecto conjunto entre la NASA y la ESA. Una misión de servicio del transbordador espacial de 1997 le dotó de capacidad de observar infrarrojo cercano.
* Observatorio de Rayos Gamma Compton (Compton Gamma Ray Observatory o CGRO) conocido previamente como Gamma Ray Observatory (GRO). Observaba principalmente rayos gamma, aunque también rayos X duros. Sus giroscopios comenzaron a fallar por lo que se tuvo que elegir entre dejarlo sin control o destruirlo. Se escogió esto último y el 4 de junio de 2000 cayó sobre el Océano Pacífico.
* Observatorio de rayos X Chandra (Chandra X-ray Observatory o CXO) conocido previamente como Advanced X-ray Astronomical Facility (AXAF). Observa principalmente rayos X blandos. Se ha utilizado para el estudio de galaxias lejanas y sigue en funcionamiento.
* Telescopio espacial Spitzer (Spitzer Space Telescope o SST) conocido previamente como Space Infrared Telescope Facility (SIRTF). Observa el espectro infrarrojo. Es el último y fue lanzado el 24 de agosto de 2003.
Otros observatorios espaciales [editar]
Clasificación de observatorios espaciales por zona del espectro electromagnético
* IRAS, que realizó el primer rastreo completo en infrarrojos del cielo, además de descubrir discos de polvo y gas en muchas estrellas cercanas como Fomalhaut, Beta Pictoris y Vega. Dejó de funcionar en 1983 y se destruyó al reentrar a la atmósfera.
* Astron, un telescopio de ultravioletas de la extinta URSS. Funcionó desde 1983 a 1989.
* Granat, un telescopio de rayos X y rayos gamma soviético. Funcionó desde 1983 a 1998.
* Observatorio Espacial Infrarrojo o ISO, una misión de la Agencia Espacial Europea, tras el IRAS y llevó a cabo observaciones en longitudes de onda de infrarrojos.
* Corot, una misión de la Agencia Espacial Francesa y la ESA que se lanzó en diciembre de 2006. Se trata de la primera misión para buscar planetas rocosos alrededor de otras estrellas.
* International Ultraviolet Explorer o IUE, un observatorio de la NASA, ESA y el Reino Unido que se lanzó en 1978 con una vida útil planeada de tres años, aunque funcionó hasta 1996.
* SOHO, un observatorio solar que sigue funcionando y se utiliza para el estudio de la corona solar y las zonas magnéticas.
* SCISAT-1, un satélite canadiense que observa la parte superior de la atmósfera terrestre con un espectrómetro de infrarrojos.
* Uhuru, el primer observatorio espacial de rayos X. Se lanzó el 12 de diciembre de 1970, funcionando hasta 1973.
* HEAO-1 y HEAO-2, observatorios de rayos X de 1977 y 1978 respectivamente.
* Hipparcos, un satélite para medir el paralaje estelar. A pesar de sus problemas operativos, revisó la distancia a la estrella variable Cefeida con gran precisión.
* MOST, el primer y único telescopio espacial de la Agencia Espacial Canadiense, lanzado en 2003, se trata del telescopio espacial más pequeño del mundo de 63 cm de alto y 53 kg de peso. Se espera que funcione al menos cinco años.
* ASTRO-F, construido por la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial, con colaboración de coreanos y europeos, se lanzó en febrero de 2006 y realizará un mapa de profundidad del cielo en infrarrojo medio y lejano.
* Swift, un observatorio dedicado al estudio de las explosiones de rayos gamma o GRB que se lanzó en 2004.
* INTEGRAL, un observatorio de la ESA lanzado el 17 de octubre de 2002 para la detección de la radiación energética que proviene del espacio. Se trata del observatorio de rayos gamma más sensible hasta ahora lanzado.
* WMAP o Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, es una misión de la NASA para registrar la temperatura que existe en la radiación de fondo de microondas. Se lanzó el 30 de junio de 2001.
Observatorios espaciales proyectados [editar]
* El Observatorio Espacial Herschel será lanzado por la ESA en 2008 para el estudio del infrarrojo lejano y longitudes de ondas submilimétricas.
* El Telescopio Espacial James Webb que sustituirá la telescopio espacial Hubble y cuyo lanzamiento está planeado para junio de 2013.
* El Telescopio Espacial Atlas Telescopio en estudio por parte de la NASA.
Véase también [editar]
* Observatorio astronómico
Enlaces externos [editar]
* Colabora en Commons. Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Observatorio espacial.Commons
* Telescopios espaciales - Astronoo
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Telescopio espacial Hubble
Telescopio espacial James Webb
Un observatorio espacial, también conocido como telescopio espacial, es un satélite artificial o sonda espacial que se utiliza para la observación de planetas, estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes de forma similar a un telescopio en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos.
Existe varias razones para que la observación desde el espacio sea deseable, debido a que evita algunos problemas que tienen los observatorios en tierra. Los beneficios de los observatorios espaciales son:
* Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire.
* La atmósfera terrestre añade una distorsión importante en las imágenes, conocida como aberración óptica. La capacidad de resolución de los telescopios en tierra se reduce de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su capacidad siempre rinde cerca del máximo teórico. Este problema para los telescopios en tierra se ha resuelto de forma parcial con el uso de óptica adaptativa, como en el Very Large Telescope, pero son complejos y no solucionan el problema completamente.
* La atmósfera, además, absorbe una porción importante del espectro electromagnético, por lo que algunos observaciones son prácticamente imposibles de realizar desde tierra. La Astronomía de rayos-X no se realiza desde la Tierra, sino desde telescopios espaciales como el Chandra o el XMM-Newton. Otras porciones del espectro electromagnético, como las ondas infrarrojas o las ultravioletas, también son filtradas por la atmósfera.
Los telescopios espaciales, sin embargo, también sufren algunas desventajas que no tienen los observatorios terrestres:
* El coste elevado, principalmente en el lanzamiento. Los costes para utilizar un cohete de tamaño medio pueden alcanzar los 250 millones de dólares, y utilizar el transbordador espacial duplica ese precio.
* La imposibilidad de mantenimiento. Excepto el telescopio espacial Hubble, que ha recibido mantenimiento por parte de misiones del transbordador espacial, si un observatorio espacial no funciona no puede ser reemplazado.
* La vida útil corta. La mayoría de los telescopios espaciales deben ser refrigerados y cuando los líquidos de refrigeración se terminan no se puede llenar el depósito con líquido nuevo. Sin embargo, los telescopios espaciales no necesitan un mantenimiento periódico ya que no está afectado de las condiciones bajo atmósfera.
Los observatorios espaciales se pueden dividir en dos clases generales: aquellos cuya misión es inspeccionar todo el cielo y los telescopios que sólo hacen observaciones de partes escogidas del firmamento. Muchos de los observatorios espaciales ya han completado sus misiones, mientras que otros están en funcionamiento. Los satélites y sondas espaciales para la observación astronómica han sido lanzados por la NASA, la ESA y la JAXA.
Contenido
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* 1 Los Grandes Observatorios de la NASA
* 2 Otros observatorios espaciales
* 3 Observatorios espaciales proyectados
* 4 Véase también
* 5 Enlaces externos
Los Grandes Observatorios de la NASA [editar]
Artículo principal: Grandes Observatorios
La serie Grandes Observatorios de la NASA son cuatro telescopios espaciales de gran potencia. Cada telescopio ha tenido un coste similar y han servido para ampliar los conocimientos en Astronomía. Las cuatros misiones han examinado una parte del espectro electromagnético a la que estaban diseñados.
* Telescopio espacial Hubble (en inglés, Hubble Space Telescope o HST) conocido previamente como Space Telescope (ST). Observa principalmente la zona del espectro visible y la zona del ultravioleta cercano. Fue lanzado al espacio el 24 de abril de 1990 y se trata de un proyecto conjunto entre la NASA y la ESA. Una misión de servicio del transbordador espacial de 1997 le dotó de capacidad de observar infrarrojo cercano.
* Observatorio de Rayos Gamma Compton (Compton Gamma Ray Observatory o CGRO) conocido previamente como Gamma Ray Observatory (GRO). Observaba principalmente rayos gamma, aunque también rayos X duros. Sus giroscopios comenzaron a fallar por lo que se tuvo que elegir entre dejarlo sin control o destruirlo. Se escogió esto último y el 4 de junio de 2000 cayó sobre el Océano Pacífico.
* Observatorio de rayos X Chandra (Chandra X-ray Observatory o CXO) conocido previamente como Advanced X-ray Astronomical Facility (AXAF). Observa principalmente rayos X blandos. Se ha utilizado para el estudio de galaxias lejanas y sigue en funcionamiento.
* Telescopio espacial Spitzer (Spitzer Space Telescope o SST) conocido previamente como Space Infrared Telescope Facility (SIRTF). Observa el espectro infrarrojo. Es el último y fue lanzado el 24 de agosto de 2003.
Otros observatorios espaciales [editar]
Clasificación de observatorios espaciales por zona del espectro electromagnético
* IRAS, que realizó el primer rastreo completo en infrarrojos del cielo, además de descubrir discos de polvo y gas en muchas estrellas cercanas como Fomalhaut, Beta Pictoris y Vega. Dejó de funcionar en 1983 y se destruyó al reentrar a la atmósfera.
* Astron, un telescopio de ultravioletas de la extinta URSS. Funcionó desde 1983 a 1989.
* Granat, un telescopio de rayos X y rayos gamma soviético. Funcionó desde 1983 a 1998.
* Observatorio Espacial Infrarrojo o ISO, una misión de la Agencia Espacial Europea, tras el IRAS y llevó a cabo observaciones en longitudes de onda de infrarrojos.
* Corot, una misión de la Agencia Espacial Francesa y la ESA que se lanzó en diciembre de 2006. Se trata de la primera misión para buscar planetas rocosos alrededor de otras estrellas.
* International Ultraviolet Explorer o IUE, un observatorio de la NASA, ESA y el Reino Unido que se lanzó en 1978 con una vida útil planeada de tres años, aunque funcionó hasta 1996.
* SOHO, un observatorio solar que sigue funcionando y se utiliza para el estudio de la corona solar y las zonas magnéticas.
* SCISAT-1, un satélite canadiense que observa la parte superior de la atmósfera terrestre con un espectrómetro de infrarrojos.
* Uhuru, el primer observatorio espacial de rayos X. Se lanzó el 12 de diciembre de 1970, funcionando hasta 1973.
* HEAO-1 y HEAO-2, observatorios de rayos X de 1977 y 1978 respectivamente.
* Hipparcos, un satélite para medir el paralaje estelar. A pesar de sus problemas operativos, revisó la distancia a la estrella variable Cefeida con gran precisión.
* MOST, el primer y único telescopio espacial de la Agencia Espacial Canadiense, lanzado en 2003, se trata del telescopio espacial más pequeño del mundo de 63 cm de alto y 53 kg de peso. Se espera que funcione al menos cinco años.
* ASTRO-F, construido por la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial, con colaboración de coreanos y europeos, se lanzó en febrero de 2006 y realizará un mapa de profundidad del cielo en infrarrojo medio y lejano.
* Swift, un observatorio dedicado al estudio de las explosiones de rayos gamma o GRB que se lanzó en 2004.
* INTEGRAL, un observatorio de la ESA lanzado el 17 de octubre de 2002 para la detección de la radiación energética que proviene del espacio. Se trata del observatorio de rayos gamma más sensible hasta ahora lanzado.
* WMAP o Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, es una misión de la NASA para registrar la temperatura que existe en la radiación de fondo de microondas. Se lanzó el 30 de junio de 2001.
Observatorios espaciales proyectados [editar]
* El Observatorio Espacial Herschel será lanzado por la ESA en 2008 para el estudio del infrarrojo lejano y longitudes de ondas submilimétricas.
* El Telescopio Espacial James Webb que sustituirá la telescopio espacial Hubble y cuyo lanzamiento está planeado para junio de 2013.
* El Telescopio Espacial Atlas Telescopio en estudio por parte de la NASA.
Véase también [editar]
* Observatorio astronómico
Enlaces externos [editar]
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NGC 4414, una típica galaxia espiral en la constelación Coma Berenices, cuyo diámetro es aproximadamente 17,000 parsecs y a una distancia aproximada de 20 millones de parsecs. Crédito: NASA/ESA Hubble Space Telescope
Para el modelo de automóvil del fabricante Ford, véase Ford Galaxy.
Una galaxia (de la raíz griega glakt-, "lacteo", una referencia a nuestra propia Vía Láctea) es un masivo sistema de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, a galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente también se les puede llamar galaxias irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones (1011) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad promedio no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está bien comprendida. Hay evidencias que sugieren la existencia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de algunas galaxias. La Vía Láctea, que acoge a nuestro sistema solar, parece tener uno de estos objetos en su núcleo.
Contenido
[ocultar]
* 1 Historia
* 2 Tipos de galaxias
o 2.1 Galaxias elípticas
o 2.2 Galaxias espirales
o 2.3 Galaxias irregulares
* 3 Galaxias vecinas
* 4 Véase también
* 5 Referencias
* 6 Enlaces externos
Historia [editar]
En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno, llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant especuló (correctamente) en un tratado, basado en un trabajo previo de Thomas Wright, que la Galaxia podía considerarse como un cuerpo rotante compuesto por una gran cantidad de estrellas, mantenido por la acción de la gravedad[cita requerida]. El sol sería una estrella más en este fastuoso concierto. El disco resultante sería observado como una cinta en el cielo, visto desde la perspectiva de formar parte de él. Kant también especuló sobre la posiblidad de que algunas de las nebulosas visibles en la noche podrían ser galaxias separadas[cita requerida].
M31 o Galaxia de Andrómeda, en la constelación de su mismo nombre.
Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no existían.Charles Messier compiló un catálogo que contenía las 109 nebulosas más brillantes (objetos celestes de apariencia nebulosa), seguido más tarde por el catálogo, con quinientas nebulosas, elaborado por William Hershel. En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste le permitió distinguir la nebulosas elípticas de las circulares. Este telescopio también le permitió distinguir en algunas de estas nebulosas fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.
En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andromedae, en la nebulosa de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de "universos isla", que sostenía que las nebulosas espirales eran realmente galaxias independientes.
En 1920 ocurrió el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las nebulosas espirales y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha nebulosa eran similares a las nubes de polvo que se observan en nuestra galaxia. También argumentó el marcado corrimiento Doppler.
El tema fue zanjado de manera definitiva por Edwin Hubble en el año de 1923.[1] Usar un nuevo telescopio le permitió a Hubble resolver las partes exteriores de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas nebulosas: estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias, que todavía es usado en nuestros días: la secuencia de Hubble.
El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado acabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.
Velocidad de rotación: A observada, B predicha
En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radio telescopios se han podido trazar nubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias.
En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.
A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.
Tipos de galaxias [editar]
Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble.
Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.
Galaxias elípticas [editar]
Artículo principal: Galaxia elíptica
(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.
Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.
Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.
Galaxias espirales [editar]
Artículo principal: Galaxia espiral
Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable.
* (Sa-d): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "d" los más dispersos.
* Galaxias lenticulares (S0 y SB0): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.
* Galaxias espirales barradas (SBa-d): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
* Galaxias irregulares (Irr): Galaxia de forma espiral, pero que se encuentra deformada de algún modo.
Galaxia NGC 1300. Su espiral tiene 3.000 años luz de diámetro y no posee agujero negro en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.
Galaxias irregulares [editar]
Artículo principal: Galaxia irregular
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.
Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble.
Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI
Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.
Galaxias vecinas [editar]
Nombre Distancia (años luz)
Nubes de Magallanes 200.000
Enana de Draco 300.000
Enana de la Osa Menor 300.000
Enana de Sculptor 300.000
Enana de Fornax 400.000
Leo I 700.000
NGC 6822 1.700.000
NGC 221 2.100.000
Galaxia de Andrómeda 2.200.000
Galaxia del Triángulo 2.700.000
Véase también [editar]
* Galaxia activa
* Galaxia Seyfert
* Blazar
* Quásar
* Objeto astronómico
Referencias [editar]
1. ↑ . Sin embargo, el artículo salió publicado en 1925. E. P. Hubble, Cepheids in Spiral Nebulae, Publications of the American Astronomical Society, Vol. 5 (1925)
Enlaces externos [editar]
Commons
* Colabora en Commons. Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre galaxias.
* Proyecto Celestia Las Galaxias y más allá. Actividad educativa: El Universo.
* Astronoo Las Galaxias y montón.
* Galaxy Zoo Proyecto voluntario para clasificar las galaxias conocidas.
De Wikipedia, la enciclopedia libre
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NGC 4414, una típica galaxia espiral en la constelación Coma Berenices, cuyo diámetro es aproximadamente 17,000 parsecs y a una distancia aproximada de 20 millones de parsecs. Crédito: NASA/ESA Hubble Space Telescope
Para el modelo de automóvil del fabricante Ford, véase Ford Galaxy.
Una galaxia (de la raíz griega glakt-, "lacteo", una referencia a nuestra propia Vía Láctea) es un masivo sistema de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, a galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente también se les puede llamar galaxias irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones (1011) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad promedio no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está bien comprendida. Hay evidencias que sugieren la existencia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de algunas galaxias. La Vía Láctea, que acoge a nuestro sistema solar, parece tener uno de estos objetos en su núcleo.
Contenido
[ocultar]
* 1 Historia
* 2 Tipos de galaxias
o 2.1 Galaxias elípticas
o 2.2 Galaxias espirales
o 2.3 Galaxias irregulares
* 3 Galaxias vecinas
* 4 Véase también
* 5 Referencias
* 6 Enlaces externos
Historia [editar]
En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno, llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant especuló (correctamente) en un tratado, basado en un trabajo previo de Thomas Wright, que la Galaxia podía considerarse como un cuerpo rotante compuesto por una gran cantidad de estrellas, mantenido por la acción de la gravedad[cita requerida]. El sol sería una estrella más en este fastuoso concierto. El disco resultante sería observado como una cinta en el cielo, visto desde la perspectiva de formar parte de él. Kant también especuló sobre la posiblidad de que algunas de las nebulosas visibles en la noche podrían ser galaxias separadas[cita requerida].
M31 o Galaxia de Andrómeda, en la constelación de su mismo nombre.
Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no existían.Charles Messier compiló un catálogo que contenía las 109 nebulosas más brillantes (objetos celestes de apariencia nebulosa), seguido más tarde por el catálogo, con quinientas nebulosas, elaborado por William Hershel. En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste le permitió distinguir la nebulosas elípticas de las circulares. Este telescopio también le permitió distinguir en algunas de estas nebulosas fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.
En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andromedae, en la nebulosa de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de "universos isla", que sostenía que las nebulosas espirales eran realmente galaxias independientes.
En 1920 ocurrió el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las nebulosas espirales y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha nebulosa eran similares a las nubes de polvo que se observan en nuestra galaxia. También argumentó el marcado corrimiento Doppler.
El tema fue zanjado de manera definitiva por Edwin Hubble en el año de 1923.[1] Usar un nuevo telescopio le permitió a Hubble resolver las partes exteriores de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas nebulosas: estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias, que todavía es usado en nuestros días: la secuencia de Hubble.
El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado acabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.
Velocidad de rotación: A observada, B predicha
En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radio telescopios se han podido trazar nubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias.
En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.
A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.
Tipos de galaxias [editar]
Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble.
Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.
Galaxias elípticas [editar]
Artículo principal: Galaxia elíptica
(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.
Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.
Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.
Galaxias espirales [editar]
Artículo principal: Galaxia espiral
Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable.
* (Sa-d): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "d" los más dispersos.
* Galaxias lenticulares (S0 y SB0): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.
* Galaxias espirales barradas (SBa-d): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
* Galaxias irregulares (Irr): Galaxia de forma espiral, pero que se encuentra deformada de algún modo.
Galaxia NGC 1300. Su espiral tiene 3.000 años luz de diámetro y no posee agujero negro en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.
Galaxias irregulares [editar]
Artículo principal: Galaxia irregular
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.
Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble.
Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI
Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.
Galaxias vecinas [editar]
Nombre Distancia (años luz)
Nubes de Magallanes 200.000
Enana de Draco 300.000
Enana de la Osa Menor 300.000
Enana de Sculptor 300.000
Enana de Fornax 400.000
Leo I 700.000
NGC 6822 1.700.000
NGC 221 2.100.000
Galaxia de Andrómeda 2.200.000
Galaxia del Triángulo 2.700.000
Véase también [editar]
* Galaxia activa
* Galaxia Seyfert
* Blazar
* Quásar
* Objeto astronómico
Referencias [editar]
1. ↑ . Sin embargo, el artículo salió publicado en 1925. E. P. Hubble, Cepheids in Spiral Nebulae, Publications of the American Astronomical Society, Vol. 5 (1925)
Enlaces externos [editar]
Commons
* Colabora en Commons. Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre galaxias.
* Proyecto Celestia Las Galaxias y más allá. Actividad educativa: El Universo.
* Astronoo Las Galaxias y montón.
* Galaxy Zoo Proyecto voluntario para clasificar las galaxias conocidas.
estrellas jovenes
Estrella
De Wikipedia, la enciclopedia libre
(Redirigido desde Estrellas)
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Para otros usos de este término, véase Estrella (desambiguación).
El cúmulo estelar de las Pléyades es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocidas.
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es cada uno de los cuerpos celestes que brillan en la noche, excepto la Luna.[1] Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un contínuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella. [cita requerida]
Contenido
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* 1 Generalidades
o 1.1 Descripción
o 1.2 Ciclo de vida
* 2 Formación y evolución de las estrellas
* 3 Agrupaciones y distribución estelar
o 3.1 Estrellas ligadas
o 3.2 Estrellas aisladas
o 3.3 Distribución estelar
o 3.4 La navegación espacial y el posicionamiento estelar
* 4 Estructura estelar
* 5 Generación de energía en las estrellas
* 6 Composición
* 7 La estrella prototípica
* 8 Clasificación
o 8.1 Tipos espectrales
o 8.2 Clases de luminosidad
o 8.3 Clasificación gravitacional de estrellas
+ 8.3.1 Clasificación por centro gravitacional estelar
+ 8.3.2 Clasificación de estrellas sistémicas por posición
+ 8.3.3 Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
+ 8.3.4 Clasificación de estrellas por sistema planetario
* 9 Mitología estelar
* 10 Referencias
* 11 Bibliografía
o 11.1 Inglés
o 11.2 Alemán
* 12 Véase también
* 13 Enlaces externos
o 13.1 En español
o 13.2 En inglés
o 13.3 En alemán
Generalidades [editar]
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas que produce las turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.
Descripción [editar]
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08[2] y 120-200[3] masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
L = 4 \pi R^2 \sigma T_{e}^4
donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Ciclo de vida [editar]
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en intracción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
Formación y evolución de las estrellas [editar]
Artículos principales: Formación estelar y Evolución estelar
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar).
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.[4]
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.[5] Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.
Adolescencia estelar
Véase también: Diagrama de Hertzsprung-Russell
Agrupaciones y distribución estelar [editar]
Artículo principal: Sistema Estelar
Estrellas ligadas [editar]
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas[6] y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.[7] Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Estrellas aisladas [editar]
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, lo mismo que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron (hasta donde se sabe, nuestro sol podría haberse formado a media galaxia de distancia). Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Distribución estelar [editar]
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.
Véase también: Galaxia, cúmulo estelar, y estrellas binarias
La navegación espacial y el posicionamiento estelar [editar]
A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, son “de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The Encyclopedia Americana).
Estructura estelar [editar]
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.
Véase también: Estructura estelar y Sol
Generación de energía en las estrellas [editar]
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).
Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida como Nebulosa del Anillo. Su diámetro es de aproximadamente un año-luz.
Imagen de la estrella altamente masiva Eta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un diámetro longitudinal de aproximadamente 0,5 años luz.
Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.
Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:
4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)
2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:
4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:
Material combustible
(o Fe) Temperatura en
millones de Kelvin Densidad (kg/cm3) Duración de la combustión
H 40 0,006 10 millones a.
He 190 1,1 1 millón a.
C 740 240 12.000 años
Ne 1.600 7.400 12 años
O 2.100 16.000 4 años
S/Si 3.400 50.000 1 semana
Fe-Corteza 10.000 10.000.000 -
En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:
4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
La reacción global es:
34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Véase también: Nucleosíntesis estelar, pico de Gamow, y evolución estelar
Composición [editar]
Véase también: Metalicidad
EV Lacertae, una estrella muy joven que contiene una metalicidad muy alta.
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
La estrella prototípica [editar]
Diagrama de la fusión nuclear en el sol.
El Sol.
Imagen de Betelgeuse obtenida con el telescopio espacial Hubble.
El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.
La masa del Sol es:
Msol = 1,9891 × 1030 kg
y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.
Véase también: Sol
Clasificación [editar]
Artículo principal: Clasificación estelar
Clasificación de las estrellas según la clasificación de Morgan Keenan.
La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.
Tipos espectrales [editar]
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:
Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo
O azul 40 000-25 000 I Cephei
B blanco-azul 25 000-11 000 Spica
A blanco 11 000-7 500 Vega
F blanco-amarillo 7 500-6 000 'Proción
G amarillo 6 000-5 000 Sol
K naranja 5 000-3 500 Arturo
M rojo 3 500-3 000 Betelgeuse
Clases de luminosidad [editar]
Clase Descripción
Ia Supergigantes Luminosas
Ib Supergigantes
II Gigantes luminosas
III Gigantes
IV Sub-gigantes
V Enanas (Sol)
VI Sub-enanas
VII Enanas blancas
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.
Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.
Clasificación gravitacional de estrellas [editar]
Artículo principal: Clasificación estelar
Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.
Clasificación por centro gravitacional estelar [editar]
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición [editar]
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional [editar]
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.
Clasificación de estrellas por sistema planetario [editar]
Las estrellas que poseen un sistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un Sistema Planetario que las orbita. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Mitología estelar [editar]
Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.
Referencias [editar]
1. ↑ Diccionario de la lengua española [1]
2. ↑ Baraffe, I., Chabrier, G., Allard F. y Hauschildt, P. H. 1997, A&A 327, 1054
3. ↑ Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43
4. ↑ Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664
5. ↑ Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269
6. ↑ Mason, B. D. et al. 1998, AJ 115, 821
7. ↑ Kraus, A. L.; White, R. J. y Hillenbrand, L. A. 2005, ApJ 633, 452
Bibliografía [editar]
* Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
* Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 84-241-2746-3
* Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 84-86505-22-4
* WIDMANN, Walter y SCHÜTTE, Karl. Guía de las estrellas. Barcelona: Ediciones Omega, 05/1989. ISBN 84-282-0843-3 e ISBN 978-84-282-0843-7.
* HERRMANN, Joachim. Estrellas. Segunda edición. Colección "Guías de naturaleza Blume". Barcelona: Naturart, 04/1990. ISBN 84-87535-13-5 e ISBN 978-84-87535-13-0.
Inglés [editar]
* Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0-19-514874-6
* Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
* Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0-300-09097-8
* Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
Alemán [editar]
* Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
* Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
* Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
Véase también [editar]
* Catálogo de estrellas
* Clasificación estelar
* Estrellas variables
* Constelaciones
* Diagrama de Hertzsprung-Russell
* Estructura estelar
* Evolución estelar
* Lista de estrellas
* Objeto astronómico
* Lista de estrellas cercanas a la Tierra
Enlaces externos [editar]
Commons
* Colabora en Commons. Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre estrellas.
Wikcionario
* Colabora en Wikcionario Wikcionario tiene definiciones para estrella.
En español [editar]
* Astronomía Sur Estrellas
* portalciencia.net Mitología: Estrellas y Planetas
* Proyecto Celestia Actividad educativa: Vida y muerte de las estrellas
* La estrella más masiva
* El Universo: vida y muerte de las estrellas
* Nacimiento de las estrellas
* Animación flash que te permite crear tu propia estrella y seguir el ciclo de vida de ésta.
En inglés [editar]
* Comparación de tamaños entre planetas y entrellas
* Planets and stars to scale
* Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse
* Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición
* Lista de estrellas especiales
En alemán [editar]
* www.zum.de Formación estelar
* www.astronomía.de Formación estelar (resumen)
* Celestia Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL)
De Wikipedia, la enciclopedia libre
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Para otros usos de este término, véase Estrella (desambiguación).
El cúmulo estelar de las Pléyades es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocidas.
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es cada uno de los cuerpos celestes que brillan en la noche, excepto la Luna.[1] Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un contínuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella. [cita requerida]
Contenido
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* 1 Generalidades
o 1.1 Descripción
o 1.2 Ciclo de vida
* 2 Formación y evolución de las estrellas
* 3 Agrupaciones y distribución estelar
o 3.1 Estrellas ligadas
o 3.2 Estrellas aisladas
o 3.3 Distribución estelar
o 3.4 La navegación espacial y el posicionamiento estelar
* 4 Estructura estelar
* 5 Generación de energía en las estrellas
* 6 Composición
* 7 La estrella prototípica
* 8 Clasificación
o 8.1 Tipos espectrales
o 8.2 Clases de luminosidad
o 8.3 Clasificación gravitacional de estrellas
+ 8.3.1 Clasificación por centro gravitacional estelar
+ 8.3.2 Clasificación de estrellas sistémicas por posición
+ 8.3.3 Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
+ 8.3.4 Clasificación de estrellas por sistema planetario
* 9 Mitología estelar
* 10 Referencias
* 11 Bibliografía
o 11.1 Inglés
o 11.2 Alemán
* 12 Véase también
* 13 Enlaces externos
o 13.1 En español
o 13.2 En inglés
o 13.3 En alemán
Generalidades [editar]
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas que produce las turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.
Descripción [editar]
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08[2] y 120-200[3] masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
L = 4 \pi R^2 \sigma T_{e}^4
donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Ciclo de vida [editar]
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en intracción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
Formación y evolución de las estrellas [editar]
Artículos principales: Formación estelar y Evolución estelar
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar).
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.[4]
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.[5] Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.
Adolescencia estelar
Véase también: Diagrama de Hertzsprung-Russell
Agrupaciones y distribución estelar [editar]
Artículo principal: Sistema Estelar
Estrellas ligadas [editar]
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas[6] y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.[7] Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Estrellas aisladas [editar]
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, lo mismo que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron (hasta donde se sabe, nuestro sol podría haberse formado a media galaxia de distancia). Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Distribución estelar [editar]
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.
Véase también: Galaxia, cúmulo estelar, y estrellas binarias
La navegación espacial y el posicionamiento estelar [editar]
A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, son “de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The Encyclopedia Americana).
Estructura estelar [editar]
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.
Véase también: Estructura estelar y Sol
Generación de energía en las estrellas [editar]
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).
Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida como Nebulosa del Anillo. Su diámetro es de aproximadamente un año-luz.
Imagen de la estrella altamente masiva Eta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un diámetro longitudinal de aproximadamente 0,5 años luz.
Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.
Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:
4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)
2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:
4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:
Material combustible
(o Fe) Temperatura en
millones de Kelvin Densidad (kg/cm3) Duración de la combustión
H 40 0,006 10 millones a.
He 190 1,1 1 millón a.
C 740 240 12.000 años
Ne 1.600 7.400 12 años
O 2.100 16.000 4 años
S/Si 3.400 50.000 1 semana
Fe-Corteza 10.000 10.000.000 -
En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:
4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
La reacción global es:
34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Véase también: Nucleosíntesis estelar, pico de Gamow, y evolución estelar
Composición [editar]
Véase también: Metalicidad
EV Lacertae, una estrella muy joven que contiene una metalicidad muy alta.
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
La estrella prototípica [editar]
Diagrama de la fusión nuclear en el sol.
El Sol.
Imagen de Betelgeuse obtenida con el telescopio espacial Hubble.
El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.
La masa del Sol es:
Msol = 1,9891 × 1030 kg
y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.
Véase también: Sol
Clasificación [editar]
Artículo principal: Clasificación estelar
Clasificación de las estrellas según la clasificación de Morgan Keenan.
La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.
Tipos espectrales [editar]
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:
Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo
O azul 40 000-25 000 I Cephei
B blanco-azul 25 000-11 000 Spica
A blanco 11 000-7 500 Vega
F blanco-amarillo 7 500-6 000 'Proción
G amarillo 6 000-5 000 Sol
K naranja 5 000-3 500 Arturo
M rojo 3 500-3 000 Betelgeuse
Clases de luminosidad [editar]
Clase Descripción
Ia Supergigantes Luminosas
Ib Supergigantes
II Gigantes luminosas
III Gigantes
IV Sub-gigantes
V Enanas (Sol)
VI Sub-enanas
VII Enanas blancas
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.
Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.
Clasificación gravitacional de estrellas [editar]
Artículo principal: Clasificación estelar
Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.
Clasificación por centro gravitacional estelar [editar]
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición [editar]
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional [editar]
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.
Clasificación de estrellas por sistema planetario [editar]
Las estrellas que poseen un sistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un Sistema Planetario que las orbita. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Mitología estelar [editar]
Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.
Referencias [editar]
1. ↑ Diccionario de la lengua española [1]
2. ↑ Baraffe, I., Chabrier, G., Allard F. y Hauschildt, P. H. 1997, A&A 327, 1054
3. ↑ Oey, M. S. y Clarke, C. J. 2005, ApJL 620, 43
4. ↑ Aufdenberg, J. P. et al. 2006, ApJ 645, 664
5. ↑ Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269
6. ↑ Mason, B. D. et al. 1998, AJ 115, 821
7. ↑ Kraus, A. L.; White, R. J. y Hillenbrand, L. A. 2005, ApJ 633, 452
Bibliografía [editar]
* Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
* Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 84-241-2746-3
* Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 84-86505-22-4
* WIDMANN, Walter y SCHÜTTE, Karl. Guía de las estrellas. Barcelona: Ediciones Omega, 05/1989. ISBN 84-282-0843-3 e ISBN 978-84-282-0843-7.
* HERRMANN, Joachim. Estrellas. Segunda edición. Colección "Guías de naturaleza Blume". Barcelona: Naturart, 04/1990. ISBN 84-87535-13-5 e ISBN 978-84-87535-13-0.
Inglés [editar]
* Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0-19-514874-6
* Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
* Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0-300-09097-8
* Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
Alemán [editar]
* Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
* Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
* Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
Véase también [editar]
* Catálogo de estrellas
* Clasificación estelar
* Estrellas variables
* Constelaciones
* Diagrama de Hertzsprung-Russell
* Estructura estelar
* Evolución estelar
* Lista de estrellas
* Objeto astronómico
* Lista de estrellas cercanas a la Tierra
Enlaces externos [editar]
Commons
* Colabora en Commons. Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre estrellas.
Wikcionario
* Colabora en Wikcionario Wikcionario tiene definiciones para estrella.
En español [editar]
* Astronomía Sur Estrellas
* portalciencia.net Mitología: Estrellas y Planetas
* Proyecto Celestia Actividad educativa: Vida y muerte de las estrellas
* La estrella más masiva
* El Universo: vida y muerte de las estrellas
* Nacimiento de las estrellas
* Animación flash que te permite crear tu propia estrella y seguir el ciclo de vida de ésta.
En inglés [editar]
* Comparación de tamaños entre planetas y entrellas
* Planets and stars to scale
* Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse
* Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición
* Lista de estrellas especiales
En alemán [editar]
* www.zum.de Formación estelar
* www.astronomía.de Formación estelar (resumen)
* Celestia Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL)
pendientes y deformacion de vigas
Pendientes y deformaciones en vigas
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En este artículo se muestran las fórmulas que se aplican para calcular pendientes y deformaciones en vigas, o sea la flecha máxima y el giro en el apoyo para algunos casos particulares de la curva elástica que se produce en vigas sometidas a cargas.
Contenido
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* 1 Vigas con soportes simples
* 2 Vigas empotradas
* 3 Véase también
* 4 Enlaces externos
Vigas con soportes simples [editar]
Tipo de carga Pendiente Deformación Curva elástica
Viga con carga concentrada P a media longitud
Imagen:Beam_P_middle.png
\theta\ _1 = -\theta\ _2 = -\frac {-PL^2} {16EI} y_{max} = \frac{-PL^3}{48EI}
para x= \frac{L}{2} y = -\frac{Px}{16EI} \left( 1 - \frac{4}{3}\frac{x^2}{L^2} \right) \quad x<\frac{L}{2}
Viga con carga concentrada en cualquier longitud
Imagen:Beam_P_ab.png
\theta\ _{1} = \frac {-Pab \left ( L + b \right )} {6EIL} y_{max} = \frac{-P}{9EI}\frac{b}{\sqrt{3}L}(L^2-b^2)^\frac{3}{2}
para x= \sqrt{\frac{L^2-b^2}{3}}
y = -\frac{PLbx}{6EI} \left (1-\frac{b^2-x^2}{L^2}\right) \quad xViga con carga distribuida constante sobre toda su longitud
\theta\ _{max} = \frac {-wL^3} {24EI} y_{max} = \frac {-5wL^4} {384EI} y = \frac {-wx} {24EI} \left ( x^3 - 2Lx^2 + L^3 \right )
Viga con momento aplicado al inicio
Imagen:Beam_M_start.png
\theta\ _{1} = -\frac{-M_0L}{3EI}
\theta\ _{2} = \frac{M_0L}{6EI} y_{max} = \frac{M_0L^2}{9\sqrt{3}EI}
para x= L\left(1-\frac{1}{\sqrt{3}}\right) y = -\frac{-M_0L}{6EI}(L-x) \left( 1- \frac{(L-x)^2}{L^2} \right)
Vigas empotradas [editar]
Tipo de carga Pendiente Deformación Curva elástica
Ménsula con carga concentrada al extremo
Imagen:Beam_Cantilevered_Load_end.png
\theta\ _{max} = \frac {-PL^2} {2EI} y_{max} = \frac {-PL^3} {3EI} y = \frac {-Px^2} {6EI} \left ( 3L - x \right )
Ménsula con carga concentrada en un punto intermedio (a una distancia a del extremo empotrado)
\theta\ _{max} = \frac {-Pa^2} {2EI} y_{max} = -Pa^2 \frac {3L-a} {6EI} cuando x < a: y = \frac {-Px^2} {6EI} \left ( 3a -x) \right )
cuando x > a: y = \frac {-Pa^2} {6EI} \left ( 3x-a) \right )
Ménsula con carga distribuida constante sobre toda su longitud
Imagen:Beam_Cantilevered_w_all.png
\theta\ _{max} = \frac {-wL^3} {6EI} y_{max} = \frac {-wL^4} {8EI} y = \frac {-wx^2} {24EI} \left ( x^2 - 4Lx + 6L^2 \right )
Ménsula con carga distribuida constante sobre parte de su longitud
Imagen:Beam_Cantilevered_w_part.svg
\theta\ _{max} = \frac {-w} {6EI} \left(a^3-15c^3+3ac(a+c)\right) y_{max} = \frac {-wca^2} {3EI}\left( L (3+\frac{c^2}{a^2})-a(1+\frac{c^2}{a^2})\right)
Véase también [editar]
* Curva elástica
* Fibra neutra
Enlaces externos [editar]
* Prontuario de solicitaciones y deformaciones en vigas
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Contenido
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* 1 Vigas con soportes simples
* 2 Vigas empotradas
* 3 Véase también
* 4 Enlaces externos
Vigas con soportes simples [editar]
Tipo de carga Pendiente Deformación Curva elástica
Viga con carga concentrada P a media longitud
Imagen:Beam_P_middle.png
\theta\ _1 = -\theta\ _2 = -\frac {-PL^2} {16EI} y_{max} = \frac{-PL^3}{48EI}
para x= \frac{L}{2} y = -\frac{Px}{16EI} \left( 1 - \frac{4}{3}\frac{x^2}{L^2} \right) \quad x<\frac{L}{2}
Viga con carga concentrada en cualquier longitud
Imagen:Beam_P_ab.png
\theta\ _{1} = \frac {-Pab \left ( L + b \right )} {6EIL} y_{max} = \frac{-P}{9EI}\frac{b}{\sqrt{3}L}(L^2-b^2)^\frac{3}{2}
para x= \sqrt{\frac{L^2-b^2}{3}}
y = -\frac{PLbx}{6EI} \left (1-\frac{b^2-x^2}{L^2}\right) \quad xViga con carga distribuida constante sobre toda su longitud
\theta\ _{max} = \frac {-wL^3} {24EI} y_{max} = \frac {-5wL^4} {384EI} y = \frac {-wx} {24EI} \left ( x^3 - 2Lx^2 + L^3 \right )
Viga con momento aplicado al inicio
Imagen:Beam_M_start.png
\theta\ _{1} = -\frac{-M_0L}{3EI}
\theta\ _{2} = \frac{M_0L}{6EI} y_{max} = \frac{M_0L^2}{9\sqrt{3}EI}
para x= L\left(1-\frac{1}{\sqrt{3}}\right) y = -\frac{-M_0L}{6EI}(L-x) \left( 1- \frac{(L-x)^2}{L^2} \right)
Vigas empotradas [editar]
Tipo de carga Pendiente Deformación Curva elástica
Ménsula con carga concentrada al extremo
Imagen:Beam_Cantilevered_Load_end.png
\theta\ _{max} = \frac {-PL^2} {2EI} y_{max} = \frac {-PL^3} {3EI} y = \frac {-Px^2} {6EI} \left ( 3L - x \right )
Ménsula con carga concentrada en un punto intermedio (a una distancia a del extremo empotrado)
\theta\ _{max} = \frac {-Pa^2} {2EI} y_{max} = -Pa^2 \frac {3L-a} {6EI} cuando x < a: y = \frac {-Px^2} {6EI} \left ( 3a -x) \right )
cuando x > a: y = \frac {-Pa^2} {6EI} \left ( 3x-a) \right )
Ménsula con carga distribuida constante sobre toda su longitud
Imagen:Beam_Cantilevered_w_all.png
\theta\ _{max} = \frac {-wL^3} {6EI} y_{max} = \frac {-wL^4} {8EI} y = \frac {-wx^2} {24EI} \left ( x^2 - 4Lx + 6L^2 \right )
Ménsula con carga distribuida constante sobre parte de su longitud
Imagen:Beam_Cantilevered_w_part.svg
\theta\ _{max} = \frac {-w} {6EI} \left(a^3-15c^3+3ac(a+c)\right) y_{max} = \frac {-wca^2} {3EI}\left( L (3+\frac{c^2}{a^2})-a(1+\frac{c^2}{a^2})\right)
Véase también [editar]
* Curva elástica
* Fibra neutra
Enlaces externos [editar]
* Prontuario de solicitaciones y deformaciones en vigas
pendiente de una recta
Pendiente de la recta
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Para otros usos de este término, véase Pendiente.
Pendiente de una carretera.
En matemáticas y ciencias aplicadas se denomina pendiente a la inclinación de un elemento ideal, natural o constructivo respecto de la horizontal.
Puede referirse a la pendiente de una recta, caso particular de la tangente a una curva cualquiera, en cuyo caso representa la derivada de la función en el punto considerado, y es un parámetro relevante en el trazado altimétrico de carreteras, vías férreas, canales y otros elementos constructivos.
Contenido
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* 1 Definición de la pendiente
* 2 Geometría
* 3 La pendiente en las ecuaciones de la recta
* 4 Véase también
Definición de la pendiente [editar]
La pendiente de una recta en un sistema de representación triangular (cartesiano), suele ser representado por la letra m, y es definido como el cambio o diferencia en el eje Y dividido por el respectivo cambio en el eje X, entre 2 puntos de la recta. En la siguiente ecuación se describe:
m = \frac{\Delta y}{\Delta x}
(El símbolo delta "Δ", es comúnmente usado en calculo para representar un cambio o diferencia.)
Dados dos puntos (x1,y1) y (x2,y2), la diferencia en X es x2 − x1, mientras que el cambio en Y se calcula como y2 − y1. Sustituyendo ambas cantidades en la ecuación descrita anteriormente obtenemos:
m = \frac{y_2 - y_1}{x_2 - x_1}
Geometría [editar]
Mientras el valor de la pendiente sea mayor, la recta tendrá a su vez mayor inclinación. Una línea horizontal tiene pendiente = 0, mientras que una que forme un ángulo de 45° con el eje X tiene una pendiente = +1 (si la recta "sube hacia la derecha"). Una recta con 45° de inclinación que "suba hacia la izquierda", tiene pendiente = -1. Una recta vertical no tiene un número real que la defina, ya que su pendiente es infinita.
El ángulo θ que una recta tiene con el eje positivo de X, está relacionado con la pendiente M, en la siguiente ecuación:
m = \tan\,\theta
y
\theta = \arctan\,m
(ver Trigonometría).
Dos o más rectas son paralelas si ambas poseen la misma pendiente, o si ambas son verticales y por ende no tienen pendiente definida; 2 o más rectas son perpendiculares (forman un ángulo recto entre ellas), si el producto de sus pendientes es igual a -1, o una posee pendiente 0 y la otra no esta definida (infinita).
La pendiente en las ecuaciones de la recta [editar]
Si y es una función lineal de x, entonces el coeficiente de x es la pendiente de la recta. Por lo tanto, si la ecuación está dada de la siguiente manera:
y = mx + b \,
entonces m es la pendiente. En esta ecuación, el valor de b puede ser interpretado como el punto donde la recta intersecta al eje Y, es decir, el valor de y cuando x = 0. Este valor también es llamado ordenada al origen.
Si la pendiente m de una recta y el punto (x0,y0) de la recta son conocidos, entonces la ecuación de la recta puede ser encontrada usando:
y - y_0 = m(x - x_0) \,
Por ejemplo, considere una recta que pasa por los puntos (2, 8) y (3, 20). Esta recta tiene pendiente m = \frac{(20 - 8)}{(3 - 2)} = 12. Luego de esto, uno puede definir la ecuación para esta recta usando la fórmula antes mencionada:
y - 8 = 12(x - 2) = 12x - 24 \Rightarrow y = 12x - 16
La pendiente de la recta en la fórmula general:
Ax + By + C = 0 \,
está dada por: -\frac{A}{B}
Véase también [editar]
* Derivada
* Gradiente
* Lista de pendientes y deformaciones en vigas
* Trazado altimétrico
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Para otros usos de este término, véase Pendiente.
Pendiente de una carretera.
En matemáticas y ciencias aplicadas se denomina pendiente a la inclinación de un elemento ideal, natural o constructivo respecto de la horizontal.
Puede referirse a la pendiente de una recta, caso particular de la tangente a una curva cualquiera, en cuyo caso representa la derivada de la función en el punto considerado, y es un parámetro relevante en el trazado altimétrico de carreteras, vías férreas, canales y otros elementos constructivos.
Contenido
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* 1 Definición de la pendiente
* 2 Geometría
* 3 La pendiente en las ecuaciones de la recta
* 4 Véase también
Definición de la pendiente [editar]
La pendiente de una recta en un sistema de representación triangular (cartesiano), suele ser representado por la letra m, y es definido como el cambio o diferencia en el eje Y dividido por el respectivo cambio en el eje X, entre 2 puntos de la recta. En la siguiente ecuación se describe:
m = \frac{\Delta y}{\Delta x}
(El símbolo delta "Δ", es comúnmente usado en calculo para representar un cambio o diferencia.)
Dados dos puntos (x1,y1) y (x2,y2), la diferencia en X es x2 − x1, mientras que el cambio en Y se calcula como y2 − y1. Sustituyendo ambas cantidades en la ecuación descrita anteriormente obtenemos:
m = \frac{y_2 - y_1}{x_2 - x_1}
Geometría [editar]
Mientras el valor de la pendiente sea mayor, la recta tendrá a su vez mayor inclinación. Una línea horizontal tiene pendiente = 0, mientras que una que forme un ángulo de 45° con el eje X tiene una pendiente = +1 (si la recta "sube hacia la derecha"). Una recta con 45° de inclinación que "suba hacia la izquierda", tiene pendiente = -1. Una recta vertical no tiene un número real que la defina, ya que su pendiente es infinita.
El ángulo θ que una recta tiene con el eje positivo de X, está relacionado con la pendiente M, en la siguiente ecuación:
m = \tan\,\theta
y
\theta = \arctan\,m
(ver Trigonometría).
Dos o más rectas son paralelas si ambas poseen la misma pendiente, o si ambas son verticales y por ende no tienen pendiente definida; 2 o más rectas son perpendiculares (forman un ángulo recto entre ellas), si el producto de sus pendientes es igual a -1, o una posee pendiente 0 y la otra no esta definida (infinita).
La pendiente en las ecuaciones de la recta [editar]
Si y es una función lineal de x, entonces el coeficiente de x es la pendiente de la recta. Por lo tanto, si la ecuación está dada de la siguiente manera:
y = mx + b \,
entonces m es la pendiente. En esta ecuación, el valor de b puede ser interpretado como el punto donde la recta intersecta al eje Y, es decir, el valor de y cuando x = 0. Este valor también es llamado ordenada al origen.
Si la pendiente m de una recta y el punto (x0,y0) de la recta son conocidos, entonces la ecuación de la recta puede ser encontrada usando:
y - y_0 = m(x - x_0) \,
Por ejemplo, considere una recta que pasa por los puntos (2, 8) y (3, 20). Esta recta tiene pendiente m = \frac{(20 - 8)}{(3 - 2)} = 12. Luego de esto, uno puede definir la ecuación para esta recta usando la fórmula antes mencionada:
y - 8 = 12(x - 2) = 12x - 24 \Rightarrow y = 12x - 16
La pendiente de la recta en la fórmula general:
Ax + By + C = 0 \,
está dada por: -\frac{A}{B}
Véase también [editar]
* Derivada
* Gradiente
* Lista de pendientes y deformaciones en vigas
* Trazado altimétrico
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