Astronomía/Universo
De Wikilibros, la colección de libros de texto de contenido libre.
[editar] Universo
[editar] Teoría sobre el origen y la formación del Universo.
Neutrinos.- Lo que hace que el Universo se vea negro.
En el principio del Universo, hace unos 14000 millones de años, todo el material de las galaxias debió caber en un solo punto, las investigaciones indican que los bloques estructurales de nuestro Universo surgieron en el primer instante de un gran estallido: el Big Bang, el inicio de una inimaginable explosión.
1. En la teoría de la gran explosión o Big Bang (el momento de la creación), el Universo es solo un punto, aunque infinitamente caliente y denso.
2. En las primeras mil millonésimas de segundo, el Universo aumenta su tamaño al tamaño de un balón de Voleibol.
3. Transcurrida un millonésima de segundo, el Universo pasa a ser una bola de fuego que se expande con violencia, su radio es de 16 mil millones de kilómetros y su interior está lleno de protones, neutrones, electrones, así como miles de millones de neutrinos.
4. Un minuto después, el Universo, con un diámetro de 16 mil billones de kilómetros, es un gigantesco reactor termonuclear, que transforma los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio producidos durante la gran explosión. Su temperatura, de varios miles de millones de grados, es demasiado alta como para que se formen átomos complejos.
5. Después de algunos cuantos de miles de años, la temperatura del Universo desciende hasta cerca de los 4 000 grados Celsius. La mezcla brillante de materia y radiación se ha enfriado lo suficiente para que se posibilite la formación de átomos. El Universo se oscurece y la materia empieza a concentrarse debido a la fuerza de gravedad.
6. En unos miles de millones de años más, al contraerse las vastas nubes de gas, surgen las galaxias y se desata la formación de las estrellas.
7. Hoy las galaxias se agrupan en súper cúmulos distantes entre si de cien millones a 400 millones de años luz en grandes espacios de oscuridad de pormedio y el calor del Big- Bang ha menguado hasta convertirse en una débil radiación de trasfondo.
La materia oscura “El gran componente secreto del Universo que podría constituir la mayor parte de la sustancia del Universo es la partícula llamada neutrino”.
Los físicos han calculado que a raíz del Big Bang se produjeron enormes cantidades de neutrinos, cerca de 10 a la noventa millones, pero no es posible observar tales partículas dado su ínfimo tamaño.
[editar] Big Crunch o la Gran Implosión
Es muy posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde la tierra. Esta materia oscura tal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el Universo. La fuerza gravitatoria de toda esa materia tal vez podría cesar e invertir con ella la expansión, así las galaxias empezarían a retroceder y con el tiempo chocarían unas contra otras, la temperatura se elevaría y el Universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto. Algunos físicos han especulado que después se formará otro Universo, en cuyo caso se repetiría el proceso.
[editar] Estrellas y constelaciones
[editar] Evolución de las Estrellas
[editar] Texto de titular
[editar] Nube de Gas
Un brazo de la galaxia golpea a una fría y densa nube de gas y esta se fragmenta. Las sustancias por las que está formada esta nube de gas son, en su mayor parte de hidrógeno.
[editar] Protoestrella
El gas de un fragmento de nube se aglutina bajo el efecto de su propia gravedad. Un núcleo denso (la protoestrella) empieza formarse y hacer rodeada por un aro de gas que es tal vez 60 veces mayor que el sol.
[editar] Combustión nuclear
Después de 50 mil años, el centro de la estrella se vuelve tan caliente que da principio a la combustión nuclear. La estrella joven rojiza se agita a causa de descomunales corrientes de conversión, al tiempo que los contornos de la nube de gas se desprenden en forma de viento caliente.
[editar] Madurez
La estrella se estabiliza luego de otros 50 mil años en una madurez caliente, en la que la fuerza de expansión de energía liberada, al transformarse el hidrógeno en helio, contrarresta la fuerza de atracción de la estrella.
[editar] Gigante Roja
Al cabo de 10 millones de años, se agota al hidrógeno del núcleo. Al no existir una fuerza que contrarreste su gravedad, el núcleo se contrae y se calienta. En una corteza exterior el hidrógeno continúa fusionándose y se convierte en helio. La estrella se expande hasta llegar a ser una gigante roja.
[editar] Supernova
Una supernova (del Latín Nova, 'nueva') es una explosión estelar que produce objetos muy brillantes en la esfera celeste de ahí que se les llamase inicialmente Estella nova o simplemente Nova ya que muchas veces aparecían donde antes no se observaba nada. Posteriormente se les agregó el prefijo "super" para distinguirlas de otro fenómeno de características similares pero menos luminoso, las novas.
Las supernovas dan lugar a destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.
Fundamentalmente se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su agotado núcleo incapaz de sostenerse tampoco por la presión de degeneración de los electrones lo que las lleva a contraerse repentinamente y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. También existe otro proceso más violento aún capaz de generar destellos aún mucho más intensos. Suceden cuando una enana blanca compañera de otra estrella, aún activa, agrega suficiente masa de esta como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantanea de todo su núcleo lo cual genera una explosión termonuclear que expulsa casi todo sino todo el material que la formaba.
Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que formen, en cierto tiempo, nuevos sistemas estelares, quizá con planetas al estar estas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión.
Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 joules de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 joules) como unidad estándar de energía para el estudio de supernovas.
El núcleo se calienta, al grado de poder convertir por fusión el helio a Carbono. En fusiones sucesivas, el carbono da origen a elementos más pesados, hasta llegar al hierro. Al llegar a éste ya no se genera más energía por fusión nuclear y la parte media de la estrella se desintegra en forma catastrófica por efecto de su propia gravedad. El colapso libera energía hacia las partes exteriores y origina la explosión más violenta que se conoce en el Universo: la supernova. En la que temporalmente una sola estrella se vuelve tan brillante como toda una galaxia.
[editar] Después de la explosión
La supernova despide ondas de choque y nubes de gas y, a partir de este gas, se forma un generación nueva de estrellas, enriquecidas con elementos de la supernova y, en caso del Sol, de planetas, en los que puede evolucionar la vida.
[editar] Estrellas de Neutrones
De la supernova solo sobrevive el núcleo, de una extraordinaria densidad que tal vez nada mas mida unos cuantos kilómetros de diámetro. Las enormes presiones gravitatorias trituran todo, hasta convertirlo en neutrones, los que se concentran y compactan. La estrella de neutrones gira hasta 30 veces por segundo y emite señales de radio que se concentran en los polos magnéticos. Al barrer el espacio, como el haz de luz de un faro, por ello se les llamó pulsares.
[editar] Nube de condensación
Durante la formación de una estrella como el Sol, uno de los fragmentos de nube cósmica llega a tardar un millón de años en contraerse hasta el tamaño del sistema solar. A medida que la nube se compacta, la liberación de energía gravitacional calienta el núcleo, el cual comienza a resplandecer.
[editar] Nuestro Sol
Un millón de años después de la condensación de la nube que le dio origen, el sol medía la mitad de su diámetro presente y su brillantez era de una vez y media de la actual. En su núcleo comenzaron a producirse leves reacciones termonucleares. La rotación aplanó la nube original y la tornó en un disco giratorio. El polvo y el gas del disco se aglutinaron en la periferia hasta formar protoplanetas.
[editar] Protosistema Solar
Después de otros 30 millones de años, el Sol alcanzó un estado de madurez casi como el actual, solo que era un poco más oscuro y frío que en la actualidad, la temperatura de su núcleo se elevó a 10 millones de grados C. El enorme reactor nuclear comenzó a convertir el hidrógeno en helio. Los protoplanetas crecieron lo bastante grandes para recoger casi todas las partículas a su alrededor, hasta constituirse en los 9 planetas de nuestro Sistema Solar (Se dice que podría haber más, aunque la definición de planeta está sujeta a discusión).
[editar] Hoy
Ahora, 4,600 millones de años después de su nacimiento, el Sol es una estrella amarilla con una temperatura de 15 millones de grados centígrados en su núcleo.
[editar] El Sol en expansión
En cerca de 4,000 millones de años, se habrá agotado el hidrógeno del núcleo del Sol, con lo que tan solo quedaá helio, casi puro y muy denso. La combustión de hidrógeno se extenderá hasta la zona exterior de la estrella, la cual se expandirá como una gigante roja, absorbiendo con ello a la Tierra y a los planetas interiores.
[editar] Destello de Helio
En unos 5,500 millones de años, el núcleo del Sol se habrá calentado tanto que se consumirá. Eso ocurrirá con rapidez y el sol se inflamará envuelto en un destello de helio. La combustión del helio dará a la estrella un aliento de vida, pero pronto se abrirán las capas exteriores. Los complejos procesos de combustión nuclear que se dan en las capas de una gigante roja vieja conducen a una etapa en la que se descontrolan las fuerzas de expansión y contracción, así la estrella podría empezar a oscilar y se encogería.
[editar] Nebulosa anular
Una vez que se consume el helio del núcleo, este se contraerá y se calentará, pero no lo bastante para quemar los elementos más pesados. Así, el final será relativamente moderado: las placas superiores del hidrógeno sin quemar se expandirán y formarán una nebulosa anular, luego nuestra estrella se convertirá en una enana blanca.
[editar] Estrella enana negra.
Con el tiempo, la estrella enana blanca, que no es más que una estrella fósil, se enfriará hasta volverse una estrella enana negra fría y densa que no irriadará energía y será invisible.
[editar] Astronomía Siberia
Si se contempla en una noche serena y oscura el negro cielo tachoneado de estrellas, a primera vista se distinguen dos cosas:
1. Que las estrellas difieren mucho de brillo entre sí. 2. Que están colocadas muy irregularmente.
Según su diferente brillo, las estrellas se clasifican en magnitudes. La primera magnitud se atribuye a las estrellas más brillantes y la sexta a las que están en el limite de la visibilidad a simple vista. Una estrella de esta magnitud brilla más que una de tercera, o sea 2.5 veces más que la de tercera y así sucesivamente.
El número de estrellas visibles a simple vista es de unas 7200, de las cuales solo una veintena son de primera magnitud. Hasta la magnitud 11 suman un millón y un tercio (éstas solo se logran observar con un telescopio de 75 milimetros de abertura). Hasta la magnitud 21 suman cuatro mil millones (son las que se pueden fotografiar con el telescopio de 2.5 metros de abertura del Observatorio del Monte Willson, en California). Hasta la magnitud 23 hay unas ocho mil millones (Fotografiables con el telescopio de 5 metros abertura del Monte Palomar). Se considera que hasta la magnitud 60 puede haber unos cuarenta mil millones de estrellas.
El segundo fenómeno es la distribución irregular de las estrellas en el cielo. Se ve una aplanamiento, formando una banda luminosa que contiene tantas estrellas que no se pueden percibir separadamente. Esta banda es la Vía Láctea. Aparte de este cinturón, las estrellas están distribuidas de tal forma que con cierta dosis de imaginación no cuesta ver entre ellas líneas geométricas formando figuras geométricas llamadas constelaciones.
El jurista alemán Juan Bayer públicó, en 1603, un Atlas del Cielo atribuyendo a las estrellas de cada constelación por orden de brillo una letra del alfabeto griego, dando la alfa a la mas brillante, beta, a la que le sigue en esplendor etc. Una vez agotado el alfabeto griego empleó el latino, además de letras y números. Las estrellas más brillantes tienen nombres propios, la mayoría de nombres árabes, aunque también las hay en menor cantidad latinos, griegos y hasta chinos. Una estrella es una esfera de gas o gases que se calienta y se hace luminosa debido únicamente a la enorme masa que contiene.
