O Universo

Púlsar

Un púlsar é unha estrela de neutróns que emite radiación periódicamente. Os púlsares posúen un

intenso campo magnético que induce a emisión destes pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados co período de rotación do obxecto. As estrelas de neutróns poden virar sobre si mesmas ata varios

centos de veces por segundo; un punto da súa superficie pode estar a se

mover a velocidades de ata 70.000 km/s. De feito, as estrelas de neutróns que viran tan rapidamente expándense no seu ecuador debido a esta velocidade vertixinosa. Isto tamén implica que estas estrelas teñan un tamaño duns poucos miles de metros, entre 10 e 20 quilómetros, xa que a forza centrífuga xerada a esta velocidade é enorme e só o potente campo gravitatorio dunha destas estrelas (dada a súa enorme densidade) é capaz de evitar que se esnaquice. O efecto combinado da enorme densidade destas estrelas co seu intensísimo campo magnético (xerado polos protóns e electróns da superficie virando ao redor do centro a

semellantes velocidades) causa que as partículas que se achegan á estrela desde o exterior (como, por exemplo, moléculas de gas ou pó interestelar), acelérense a velocidades extremas e realicen espirais cerradísimas cara aos polos magnéticos da estrela. Por iso, os polos magnéticos dunha estrela de neutróns son lugares de actividade moi intensa. Por razóns aínda non moi ben entendidas, os polos magnéticos de moitas estrelas de neutróns non están sobre o eixo de rotación. O resultado é que os canóns de radiación dos polos magnéticos non apuntan sempre na mesma dirección, senón que rotan coa estrela.

É pos ib l e en tón que , mirando cara a un punto determinado do firmamento, recibamos un chorro de raios X durante un instante. O chorro aparece cando o polo magnético da estrela mira cara á Terra, deixa de apuntarnos unha milésima de segundo despois debido

á rotación, e aparece de novo cando o mesmo polo volve apuntar cara á Terra. O que percibimos entón desde ese punto do ceo son pulsos de radiación cun período moi exacto, que se repiten unha e outra vez (o que se coñece como efecto faro) cando o chorro oriéntase cara ao noso planeta. Por iso, este tipo de estrelas de neutróns denomínanse púlsares . Se a estrela está orientada de maneira adecuada, podemos detectala e analizar a súa velocidade de rotación. O período da pulsación destes obxectos loxicamente aumenta cando diminúe a súa velocidade de rotación. A pesar diso, algúns púlsares con

períodos extremadamente constantes foron utilizados para calibrar reloxos de precisión.

Cuásar

Un Cuásar ou quasar é unha fonte astronómica de enerxía electromagnética, que inclúe radiofrecuencias e luz visible. En 2007, o consenso científico dixo que estes obxectos están extremadamente lonxe, son extremadamente

luminosos, permitindo a súa visión a pesar da súa distancia, e moi compactos, que sería a causa dos cambios rápidos na magnitude de brillo. Crese que son núcleos activos de galaxias novas en formación. Os cuásares visibles mostran un desprazamento a lume moi alto. O consenso científico é que isto é un efecto da expansión métrica do universo entre os cuásares e a Terra. Combinando isto coa Lei de Hubble sábese que os cuásares

están moi distantes. Para ser observables a esas distancias, a enerxía de emisión dos cuásares fai empequeñecer a case todos os fenómenos astrofísicos coñecidos no universo, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como

supernovas e brotes de raios gamma. Os cuásares poden facilmente liberar enerxía a niveis iguais que a combinación de centos de galaxias medianas. A luz producida sería equivalente á dun billón de soles. Nun principio supúxose que os obxectos case estelares ou cuásares eran buracos brancos aínda que o avance do estudo da súa formación e características descartou tal suposto. En telescopios ópticos, a maioría dos cuásares aparecen como simples puntos de luz, aínda que algúns parecen ser os centros de galaxias activas. A maioría dos cuásares. Están demasiado lonxe para ser visto por telescopios pequenos, pero o 3C 273, cunha magnitude aparente de 12,9 é unha excepción. A unha distancia de 2.440 mi l lóns de anos luz, é un dos o b x e c t o s m á i s afastados que se p o d e n o b s e r v a r directamente cun equipo amateur. Algúns cuásares mostran cambios r á p i d o s d e luminosidade, o que i m p l i c a q u e s o n pequenos, xa que un obxecto non pode cambiar máis rápido que o tempo que tarda a luz en viaxar desde un extremo ao outro. O corremento a lume máis alto coñecido dun cuásar ou quasar é de 6,4. Crese que os quasares están alimentados pola acreción de materia de buracos negros supermasivos no núcleo de galaxias afastadas, converténdoos en versións moi

luminosas dunha clase xeral de obxectos coñecida como galaxias activas. Non se coñece o mecanismo que parece explicar a emisión da gran cantidade de enerxía e a súa variabilidade rápida. O coñecemento d o s c u á s a r e s a v a n z o u m o i rapidamente, aínda que non hai un consenso claro sobre as súas orixes.

Burato negro

Un buraco negro ou foxo negro é unha rexión do espazo-tempo p r o v o c a d a p o r u n h a g r a n concentración de masa no seu interior, con enorme aumento da densidade, o que xera un campo gravi tator io ta l que ningunha partícula material, nin sequera os fotóns de luz, poden escapar da devandita rexión. A curvatura do espazo-tempo ou gravidade dun buraco negro provoca unha singularidade envolta por unha superficie pechada, chamada horizonte de sucesos. Isto é previsto polas ecuacións de campo de Einstein. O horizonte de sucesos separa a rexión do buraco negro do resto do Universo e é

a superficie límite do espazo a partir da cal ningunha partícula pode saír, incluíndo a luz. Dita curvatura é estudada pola relatividade xeral, a que predixo a existencia dos buracos negros e foi o seu primeiro indicio. Nos anos 70, Hawking, Ellis e Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre a ocorrencia e

xeomet r ía dos buracos negros. O concepto dun corpo tan denso que nin a luz puidese escapar del, foi descrito nun artigo enviado en 1783 á R o y a l S o c i e t y p o r u n xeólogo inglés chamado John Michell. Por aquel entón a teoría de Newton de gravitación e o concepto de

velocidade de escape eran moi coñecidas. Michell calculou que un corpo cun radio 500 veces o do Sol e a mesma densidade, tería, na súa superficie, unha velocidade de escape igual á da luz e sería invisible. En 1796, o matemático francés Pierre-Simon Laplace explicou nas dúas primeiras edicións do seu libro Exposition du Systeme du Monde a mesma idea aínda que, ao gañar terreo a idea de que a luz era unha onda sen masa, no século XIX foi descartada en edicións posteriores. En 1915, Einstein desenvolveu a relatividade xeral e demostrou que a luz era influenciada pola interacción

gravitatoria. Uns meses despois, Karl Schwarzschild atopou unha solución ás ecuacións de Einstein, onde un corpo pesado absorbería a luz. Sábese agora que o radio de Schwarzschild é o radio do horizonte de sucesos dun buraco negro que non xira, pero isto non era ben entendido naquel enton. O propio Schwarzschild pensou que non era máis que unha solución matemática, non física. Con todo, Eddington opúxose á idea de que a estrela alcanzaría un tamaño nulo, o que implicaría unha singularidade espida de materia, e que debería haber algo que inevitablemente puxese freo ao colapso, liña adoptada pola maioría dos científicos. E n 1 9 3 9 , R o b e r t Oppenheimer predixo que unha estrela masiva podería sufrir un colapso gravitatorio e, por tanto, os buracos negros poderían ser formados na natureza. Esta teoría non foi obxecto de moita atención até os anos 60 porque, despois da Segunda Guerra Mundial, tíñase máis interese no que sucedía a escala atómica. En 1967, Stephen Hawking e Roger Penrose probaron que os buracos negros son solucións ás ecuacións de Einstein e que en determinados casos non se podía impedir que se crease un buraco negro a partir dun colapso. A idea de buraco negro tomou forza cos avances científicos e experimentais que levaron ao descubrimento

dos púlsares. Pouco despois, en 1969, John Wheeler5 acuñou o termo buraco negro durante unha reunión de cosmólogos en Nova York, para designar o que anteriormente se chamou estrela en colapso gravitatorio completo.

Ananas vermellas

Unha anana vermella é unha estrela pequena e relativamente fría. As ananas vermellas son estrelas de moi baixa masa, inferior ao 40% da masa do Sol. A súa temperatura interior é relativamente baixa e a enerxía xérase a un ritmo lento pola fusión nuclear de hidróxeno en helio a través da cadea protón-protón. Por conseguinte, estas estrelas emiten pouca luz, cunha luminosidade que nalgúns casos apenas alcanza 1/10.000 da luminosidade solar. Incluso a anana vermella máis grande ten só un 10% da luminosidade do Sol.

As ananas vermellas o transporte de enerxía desde o interior á superficie ten lugar por convección. Isto ocorre porque a radiación é moi difícil debido á opacidade do interior, que ten unha densidade relativamente alta comparada coa

temperatura e é máis difícil para os fotóns viaxar cara á

superficie, de modo que a convección resulta ser un proceso máis eficiente para a transmisión da enerxía.

Ananas blancas

A anana branca é unha estrela compacta que se xera cando unha estrela de masa menor a 9-10 masas solares esgotou o seu combustible nuclear. De feito, trátase dunha etapa da e v o l u c i ó n e s t e l a r q u e atravesará o 97% das estrelas que coñecemos, incluído o Sol.

As ananas brancas son, xunto ás ananas vermellas, as estrelas máis abundantes no universo. A s a n a n a s b r a n c a s e s t á n compostas por átomos en estado de plasma; como no seu núcleo xa non se producen reaccións termonucleares, a estrela non ten ningunha fonte de enerxía que equilibre o colapso gravitatorio, polo que a anana branca vaise comprimindo sobre si mesma debido ao seu propio peso.

Supernova Unha supernova é unha explosión estelar que pode manifestarse de forma moi notable, mesmo a primeira ollada, en lugares da esfera celeste onde antes non se detectou nada en particular. Co tempo fíxose a distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidade intrínseca moi diferente; os menos luminosos continuaron chamándose novae (novas), en tanto que aos máis luminosos agregóuselles o prefixo super-. As supernovas producen escintileos

de luz intensísimos que poden durar desde varias semanas a varios meses. Caracterízanse por un rápido aumento da intensidade até alcanzar un máximo para logo decrecer en brillo de forma máis ou menos suave até desaparecer completamente. Propuxéronse varios escenarios

para a súa orixe. Poden ser estrelas masivas que xa non poden desenvolver reaccións termonucleares no seu núcleo, e que son incapaces de sosterse pola presión de

dexeneración dos electróns, o que as leva a contraerse repentinamente e xerar, no proceso, unha forte emisión de enerxía. Outro proceso máis violento aínda, capaz de xerar escintileos mesmo moito máis intensos, pode suceder cando unha anana branca membro dun sistema binario pechado, recibe suficiente masa da súa compañeira como para superar o límite de Chandrasekhar. Is to dispara unha explosión t e r m o n u c l e a r q u e expulsa case todo, se non todo, o material que a formaba. A e x p l o s i ó n d e supernova provoca a expulsión das capas externas da estrela por medio de poderosas ondas de choque, enriquecendo o espazo que a rodea con elementos pesados. Os restos eventualmente compoñen nubes de po e gas. Cando a fronte de onda da explosión alcanza outras nubes de gas e po próximas, comprímeas e pode desencadear a

f o r m a c i ó n d e n o v a s nebulosas solares que orixinan, despois de certo tempo, novos sistemas estelares. Estes residuos estelares e n e x p a n s i ó n denomínanse remanentes e poden ter ou non un

obxecto compacto no seu interior. Devandito remanente terminará por diluírse no medio interestelar ao cabo de millóns de anos As supernovas poden liberar varias veces 1044 J de enerxía.

Exoplanetas Denomínase planeta extrasolar ou exoplaneta a un planeta que orbita unha estrela diferente ao Sol e que, por tanto, non pertence ao Sistema Solar. Os planetas extrasolares convertéronse en obxecto de investigación científica no século XIX. Moitos astrónomos supoñían que existían, pero non había forma de saber o comúns que eran ou o similares que poderían ser aos planetas do noso sistema solar. A primeira detección confirmada fíxose en 1992, co descubrimento de varios planetas de masa terrestre orbitando o púlsar.A primeira detección confirmada dun planeta extrasolar que orbita ao redor dunha estrela con características da secuencia principal similar ao noso Sol, fíxose en 1995 polos astrónomos Michel Maior e Didier Queloz. O planeta descuberto Pegasi. Desde entón sucedéronse en ritmo crecente os descubrimentos de novos planetas. HR e o seu tres planetas que a orbitan. O b s e r v a c i ó n s d e m u l t i - é p o c a s

demostraron movemento orbital keplerianos en contra do sentido do reloxo para o tres planetas. É 250 veces máis débil que a propia estrela e situado 0,73 arcosegundos ao oeste. Á distancia de GQ Lupi, isto corresponde a unha distancia de aproximadamente 100 UA. O norte está arriba e o leste á esquerda. Até outubro de 2011 descubríronse 567 sistemas planetarios que conteñen un total de 692 corpos planetarios, 823 destes sistemas son múltiples e 31 destes planetas están por enrriba das 13  MJ (1 MJ é a masa deXúpiter) polo que moi probablemente sexan ananas marróns. A maioría de planetas extrasolares coñecidos son xigantes gaseosos igual ou máis masivos que o planeta Xúpiter, con órbitas moi próximas á súa estrela e períodos orbitais moi curtos, tamén coñecidos como Xúpiteres quentes. Con todo, crese que iso é resultado de rumbo de in formación creado polos métodos actuais de detección, que atopan máis facilmente a planetas deste tamaño que a planetas terrestres máis p e q u e n o s . C o n t o d o , exoplanetas comparables ao noso empezan a ser detectados, conforme as capacidades de detección e o tempo de estudo aumentan. O primeiro sistema extrasolar descuberto con máis dun planeta foi Upsilon Andromedae.

De acordo coa actual definición de "planeta", un planeta ten que orbitar unha estrela. Con todo, considérase posible a existencia de corpos planetarios non ligados á gravidade de ningunha estrela. Tales corpos serían expulsados do sistema no que se formaron e na literatura científica denomínallos frecuentemente como planetas errantes ou planetas interestelares. A NASA adiantou en xuño de 2010 que a Sonda Kepler, posta en órbita en marzo de 2009, detectou indicios de 706 exoplanetas novos nos seus primeiros 43 días de funcionamento, 400 dos cales teñen dimensións entre as de Neptuno e a Ter ra . Os resultados oficiais desta misión serán publicados en febreiro de 2011, pero os r e s u l t a d o s p r o v i s i o n a i s indican que polo menos 60 dos planetas detectados terán un tamaño similar ao da terra. Até setembro do 2010, Glies, o cuarto planeta da estrela anana vermella Gliese, parece ser o mellor exemplo coñecido dun probable planeta terrestre orbitando dentro da zona habitable.

Asteroides Un asteroide é un corpo rochoso, carbonáceo ou metálico máis pequeno que un planeta e maior que un meteoroide, que orbita ao redor do Sol nunha órbita interior á de Neptuno.

Vistos desde a Terra, os asteroides teñen aspecto de estrelas, de aí o seu nome, que lles foi dado por John Herschel pouco despois de que os primeiros fosen descubertos. Os asteroides tamén se chaman planetoides ou planetas menores. A maioría dos asteroides do noso Sistema Solar posúen órbitas semiestables entre Marte e Xúpiter, conformando o chamado cinto de asteroides, pero algúns son desviados a órbitas que cruzan as dos planetas maiores. Hoxe estímase que existen preto de dous millóns de

asteroides cun diámetro maior que un quilómetro tan só no cinto principal; con todo, se se suman todas as súas masas o total equivale só ao 5% da masa da Lúa. Desde a redefinición de planeta de 2006 levada a cabo pola Unión Astronómica Internacional, o termo clásico asteroide non desaparece senón que se inclúe dentro dos denominados corpos menores do Sistema Solar a maioría dos obxectos transneptunianos e

calquera outro sólido que orbite en torno ao Sol e sexa máis pequeno que un planeta anano.

PLANETAS DISTANCIA AL SOL

Mercurio 57,9 millones de kilómetros

Venus 108 millones de kilómetros

Tierra 149,6 millones de kilómetros

Marte 228 millones de kilómetros

Júpiter 778,6 millones de kilómetros

Saturno 1.434 millones de kilómetros

Urano 2.872 millones de kilómetros

Neptuno 4.495 millones de kilómetros

Cometas Os cometas son corpos

celestes constituídos por xeo

e rocas que orbitan ao Sol

s e g u i n d o d i f e r e n t e s

t r a x e c t o r i a s e l í p t i c a s ,

parabólicas ou hiperbólicas.

Os cometas , xun to cos

a s t e r o i d e s , p l a n e t a s e

satélites, forman parte do

Sistema Solar. A maioría

des tes co rpos ce les tes

describen órbitas elípticas de

gran excentricidade, ou que

produce o seu achegamento ao Sol cun período

considerable. Os cometas son corpos sólidos compostos de

materiais que se subliman nas proximidades do Sol. A gran

distancia desenvolve unha atmósfera que envolve ao

núcleo, chamada coma ou cabeleira. Esta coma está

formada por gas e po.

Conforme ou cometa

achégase ao Sol, ou

vento solar azouta a

coma e xérase a cola

característica. A cola

está formada por pó e

gas da coma ionizado.

Foi despois do invento

do telescopio cando os

astrónomos comezaron

a estudar a os cometas con máis detalle, advertindo entón

que a maioría destes teñen aparicións periódicas. Edmund

Halley foi ou primeiro en darse conta disto e prognosticou

en 1705 a aparición do cometa Halley en 1758, para ou cal

calculou que tinga un período de 76 anos. Con todo, morreu

antes de comprobar

a súa pred ic ión.

D e b i d o a o s e u

pequeno tamaño e

órbita moi alargada,

só é posible ver

c o m e t a s c a n d o

están preto do Sol e

por un período curto

de tempo.

Os cometas son

x e r a l m e n t e

descubertos visual ou fotográficamente usando telescopios

de campo ancho ou outros medios de magnificación óptica,

tales como vos binoculares. Con todo, aínda sen acceso a

un equipo óptico, é posible descubrir un cometa rasante

solar en liña dispor dunha computadora e conexión a

Internet. Nos anos recente, ou Observatorio Rasante Virtual

de David (David J. Evans) (DVSO) permitiulle a moitos

astrónomos afeccionados de todo ou mundo descubrir

novos cometas en liña (frecuentemente en tempo real)

usando as últimas imaxes do Telescopio Espacial SOHO.

Meteoritos: Un meteorito é un meteoroide que alcanza a superficie dun planeta debido a que non se desintegra por completo na atmosfera. A luminosidade deixada ao desintegrarse denomínase meteoro. Emprégase para describir o escintileo luminoso que acompaña a caída de materia do sistema solar sobre a atmosfera terrestre. Devandito escintileo

prodúcese pola incandescencia temporal que sofre o meteoroide por mor da presión de choque (o aire atmosférico comprímese ao chocar co corpo e, ao aumentar a presión, aumenta a temperatura, que se transfire ao meteoroide). Isto ocorre xeralmente a alturas entre 80 e 110 quilómetros sobre a superficie da Terra. Este termo emprégase tamén na palabra meteoroide coa que nos referimos á propia partícula sen ningunha relación co fenómeno que

produce cando entra na atmosfera da Terra. Un meteoroide é materia que vira ao redor do Sol ou calquera obxecto do espazo interplanetario que é demasiado pequeno para ser considerado como un asteroide ou un cometa. As partículas que son máis pequenas aínda reciben o nome de

micrometeoroides ou grans de po estelar, o que inclúe calquera materia interestelar que puidese entrar no sistema solar. Un meteorito é un meteoroide que alcanza a superficie da Terra sen que se haxa vaporizado completamente. Xeralmente, un meteorito na superficie de calquera corpo celeste é un obxecto que veu desde outra parte do espazo. Os meteoritos tamén se atoparon na lúa e Marte. Os meteoritos cuxa caída se produce diante de testemuñas ou que se logran recuperar instantes despois de ser

observados. Á data (mediados de 2006), existen aproximadamente 1050 caídas testemuñadas que produciron especímenes nas diversas coleccións do mundo.  Os meteoritos noméanse sempre como o lugar onde foron atopados,xeralmente unha

cidade próxima ou algunha característica xeográfica. Nos casos onde moitos meteoritos son atopados nun mesmo lugar, o nome pode ser seguido por un número ou unha letra.

Etapas do Universo

Os astrónomos están convencidos na súa gran maioría de que o

Universo xurdiu a partir dunha gran explosión Big Bang(Big Bang é o

estado de alta densidade e temperatura que deu orixe ao universo

observable. ), entre 13.500 e 15.500 millóns de anos antes do momento

actual.

Os primeiros indicios deste feito foron descubertos polo astrónomo

estadounidense Edwin Hubble, na década dos 20, cando expuxo que o

Universo se está expandindo. Se facemos unha foto do Universo nun

momento dado, non vemos o seu estado actual, sinó a súa historia. A luz

viaxa a 300.000 km por segundo.A forza primitiva que se move

deixando unha serie de partículas

elementais electróns, quarks,

gluones, e neutrinos que sobreveñen

nunha contorna con temperaturas

elevadísimas(1027°c). Esgotada, a

forza primitiva do universo disólvese

en gravidade e outras forzas que

actúan a nivel nuclear. Aplícanse xa

as leis de Einstein. O universo segue expandíndose e arrefriándose.

A temperatura descende até mil billóns de graos centígrados. Aparecen

o catro forzas elementais da física: a gravidade, a forza nuclear forte, a

forza nuclear débil e o electromagnetismo. Chegou a hora da creación de

partículas máis complexas.

Os quarks empezan a formar grupos de tres, dando lugar aos primeiros

protones e neutróns, a estrutura básica dos átomos. A materia e a

antimateria chocan e inician a súa destrución mutua, deixando por

algunha razón descoñecida un resto de materia pura. A temperatura do

universo descendeu até mil millóns de graos centígrados.

A creación do Universo

Os constituíntes fundamentais da materia. Varias especies de quarks

combínanse de maneira específica para formar partículas tales como

protones e neutróns).

O destino final do Universo é un tema en cosmoloxía física. As teorías

científicas rivais predín se o Universo terá duración finita ou infinita.

Unha vez que a noción de que o Universo empezou co Big Bang fíxose

popular entre os científicos, o destino final do Universo converteuse

nunha pregunta cosmolóxica válida,

dependendo da densidade media do

Universo e a taxa de expansión.

O Universo está actualmente en

expansión. Con todo, as medicións

que Allan R. Sandage realizou nos

anos 1960 co seu telescopio de 200

polgadas mostran que o ritmo de

expansión actual é menor que o de fai

1.000 millóns de anos. Este feito pode

implicar ou non que a expansión se deteña, expóndose dúas

alternativas para o destino final do Universo.

Segundo as teorías cosmológicas actuais, a cantidade de materia que hai

no Universo é a que decidirá o futuro do mesmo. Tense unha idea

bastante aproximada da cantidade de materia visible que existe, pero

A destrución do

Universo

non da cantidade de materia escura, dependendo entón desta o futuro

do Universo.

Púidose calcular que se a densidade do Universo é menor que tres

átomos por metro cúbico, será insuficiente para frear a expansión, o

Universo expandirase indefinidamente e será condenado a unha morte

fría no medio da escuridade máis absoluta.