martes, 27 de noviembre de 2007

EL UNIVERSO


La Tierra y todo cuanto la rodea, se compone de materia que en un remoto pasado constituyó parte de una estrella.
Quizás, esa estrella explotó, chocó con otro astro, o simplemente su evolución natural la condujo a formar un sistema de cuerpos tal como el que actualmente conocemos.
Esa idea sugiere que con los restos de un astro se forjaron el Sol, el sistema planetario que lo acompaña y varios otros cuerpos que aún pueblan su vecindad. Haber llegado a esa conclusión implicó más de 3.000 años de investigaciones; fue precisa una paciente observación del cielo, un estudio profundo de las leyes de la Naturaleza y, básicamente, la imaginación de hombres inquietos, curiosos y obstinados.
La descripción del Sistema Solar resulta relativamente sencilla; sin embargo, fuera de este sistema, se percibe una gran variedad de objetos que comprueban la complejidad de la estructura del universo.
En la noche terrestre, a ojo desnudo, se ven cinco puntos brillantes que cambian lentamente de posición: son los planetas. Se trata de cuerpos más o menos similares a la Tierra.
Pero la mayoría de las luces que brillan en el cielo nocturno son estrellas; el mismo centro del Sistema Solar es una estrella.
Hay una enorme variedad de estrellas. Geométricamente, algunas son tan grandes que la trayectoria de la Tierra alrededor del Sol cabe cómodamente dentro de ellas; en el otro extremo, existen estrellas tan pequeñas como nuestro planeta y otras todavía mucho más diminutas.
Cambiando la escala de tamaños se observa que muchas de las estrellas se agrupan en grandes conjuntos de cientos o bien de cientos de miles de miembros: los cúmulos estelares.
Las estrellas y los cúmulos estelares, junto con todo el gas y el polvo interestelar, forman parte de un conglomerado todavía mayor, llamado Vía Láctea: objeto denominado Galaxia que contiene en su interior a cientos de miles de millones de objetos.
Pero la Vía Láctea no es la única galaxia en el universo; el número total de estos gigantescos enjambres cósmicos aún es desconocido. Lo que sí se sabe es que también las galaxias se reúnen en grupos, de dimensiones que escapan al sentido común: los supercúmulos de galaxias, objetos celestes colosales.
El conjunto de galaxias define al universo: allí está contenido todo lo que vemos; en la actualidad no se conoce si tiene centro ni tampoco bordes.
Y junto a las galaxias, en las fronteras del universo accesible por los más sofisticados instrumentos, se hallan los quásares: cuerpos intrínsecamente luminosos y extremadamente distantes.
Galaxias y quásares se perfilan como astros claves para definir la estructura que tendría el universo; sobre esta cuestión, de carácter fundamental para la Cosmología, se plantean varios modelos. Ninguno de esos modelos es aceptado por completo, ya que se necesitan más datos observacionales que permitan elegir sólo uno entre ellos.
El cielo visible
Para los astrónomos, el cielo es la apariencia que presenta el espacio extraterrestre visto desde la superficie de la tierra; para conocer el universo, la primer tarea es mirar el cielo.
A simple vista se distinguen dos cielos: el cielo diurno y el nocturno. Quizás el más llamativo sea el nocturno, repleto de luces, ya que en el cielo diurno sólo se ve el Sol, periódicamente a la Luna y en ocasiones algún otro fenómeno (como un bólido o la aparición de Venus o de Mercurio).
Debe tenerse en cuenta que para apreciar en plenitud el cielo nocturno, es conveniente alejarse de las ciudades, donde la luz artificial y los elementos gaseosos producidos por el hombre (smog) dificultan la percepción de los detalles de todo aquello que puebla el firmamento. Las mejores condiciones para la observación se dan en lugares elevados sobre el nivel del mar, generalmente en zonas montañosas y lejos, como dijimos, de toda iluminación artificial.
En circunstancias óptimas de observación, el cielo nocturno tiene aspecto de bóveda o copa invertida; sensación producida porque, a simple vista, los astros luminosos ubicados sobre la cabeza de un observador, parecen más brillantes que los que se hallan cerca del horizonte. Por ello, el cielo también se denomina bóveda o esfera celeste. En realidad un observador sólo aprecia una "semiesfera": la que se halla por encima de su horizonte.
Uno de los fenómenos cotidianos del cielo nocturno es el titilar de las estrellas es elcentelleo de los astros, alternativamente, se ven más brillantes y más débiles, como si a nuestros ojos el astro emitiese rayos. El centelleo cambia noche a noche y generalmente es más acentuado para las estrellas ubicadas en las cercanías del horizonte.
Este fenómeno es debido a la atmósfera de la Tierra; la luz de un astro que llega a los ojos de un observador, atraviesa gruesas capas de aire, que además presentan "olas" de diferente densidad, arrastradas por el viento.
Ese movimiento atmosférico provoca concentraciones en el haz de luz en algunos lugares y dispersiones en otros, generando de ese modo el fenómeno de centelleo.
Particularmente, se puede afirmar que los planetas no titilan, ya que no puede considerárselos como puntos luminosos como las estrellas debido a la percepción de su disco; aunque cada punto luminoso del disco del planeta centellea, como lo haría una estrella individual, el brillo simultáneo observado de todos los puntos del disco planetario permanece uniforme a la vista, es decir: no varía.
>En la noche, la enorme cantidad de puntos brillantes nos indican la presencia de un gran número de astros; algunos se ven fijos y otros se desplazan lentamente. A modo de mapa esférico, sobre la bóveda celeste los astrónomos proyectan a los astros llamados fijos (estrellas de fondo) y se definen los desplazamientos de otros (planetas, cometas y meteoros).
Como consecuencia de la rotación de la Tierra sobre sí misma, desde su superficie terrestre un observador percibe que el cielo gira; las estrellas se mueven en conjunto, es decir, sin romper su configuración en las constelaciones. Por esta razón, las estrellas recibieron el nombre de astros fijos: tal como si estuviesen adheridas a la esfera celeste y se movieran con ella.
Sin embargo, no todos los puntos luminosos del cielo nocturno son estrellas ni permanecen fijos para un determinado observador. Algunos de ellos, observados durante varias noches consecutivas, permiten advertir un desplazamiento particular sobre el fondo uniforme de estrellas: son los planetas. La palabra planeta tiene su origen en un vocablo del griego antiguo que significa "astro errante" y dio cuenta de la propiedad de desplazarse que tienen ciertos cuerpos entre las estrellas del cielo nocturno.
Los planetas son objetos cuya superficie es fría, en equilibrio térmico con la radiación solar que recibe; no generan luz y brillan reflejando la luz del Sol. El brillo aparente de un planeta varía según sea la distancia a la que se encuentre de la Tierra.
Los planetas conocidos son satélites naturales del Sol o bien satélites de otros planetas; por esta razón no tiene sentido distinguir unos de otros, ya que alrededor del Sol giran "pequeños planetas" de tamaño inferior a la Luna o al de algunas lunas de Júpiter o Saturno. Los nombres de los planetas principales (visibles a simple vista) fueron asociados con dioses de la antigüedad: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno; éstos, junto con el de la Luna y el del Sol, inspiraron los nombres de los siete días de la semana en una gran cantidad de idiomas.
Hasta el siglo XV la Tierra era considerado el astro central del universo, a cuyo alrededor giraban los restantes planetas y la esfera de las estrellas fijas (configuración conocida como sistema geocéntrico);. No debiera sorprendernos que aún hoy, esta falsa hipótesis resulte un hecho evidente para un observador que por primera vez contempla el cielo, ya que no hay una evidencia directa (observacional) que pueda mostrar la falsedad de esa hipótesis; no se manifiesta ningún indicio inmediato que permita alguna otra explicación.
Sin embargo, el rápido desarrollo de las técnicas de observación y de los métodos deductivos, han conducido a ideas bastante más complejas acerca del universo que nos rodea y de la posición que ocupa la Tierra en el mismo.
Vistos desde la superficie terrestre, los cinco planetas mencionados describen trayectorias no muy simples en el cielo visible; esas trayectorias son el resultado de la proyección sobre el cielo, de sus respectivas órbitas en torno al Sol, al mismo tiempo que nosotros (en la Tierra) también estamos en movimiento.
Ptolomeo (año 137) diseñó un esquema geométrico y dinámico para explicar el movimiento de los planetas: supuso la Tierra ubicada en un centro y al Sol, la Luna y los planetas, girando a su alrededor en trayectorias (órbitas) circulares; más allá, se ubicaban las estrellas.
Este modelo supervivió durante siglos, más precisamente hasta la aparición de Nicolas Copérnico (1473-1543), quien enuncia un nuevo sistema, en el cual sugiere colocar el Sol en el centro y considerar que la Tierra y los demás planetas giran a su alrededor. De esta manera, el Sistema Solar resultó bastante más simple de comprender.
Con el Sol en el centro del conjunto planetario, la Tierra era ahora el tercer planeta en distancia desde él, luego de Mercurio y Venus. Después se ubica Marte, Júpiter, y por último Saturno; a su vez, la Luna comenzó a considerarse un satélite de la Tierra que giraba a su alrededor; en este modelo, las trayectorias seguían considerándose circulares.
La observación de las fases de Venus (similares a las fases lunares) descubiertas en 1610 mediante el uso "por primera vez" de un telescopio, por Galileo Galilei (1564-1642), confirmaron las ideas de Copérnico sobre la estructura del Sistema Solar.
En la misma época, Johannes Kepler (1571-1630) describió el movimiento planetario por medio de tres leyes fundamentales y desde entonces no quedaron dudas sobre cómo era el movimiento del sistema. Lo que hizo Kepler fue considerar que las órbitas de los planetas alrededor del Sol son elipses (que son figuras elongadas y cerradas) y no circunferencias como se había supuesto. Cabe destacar que aún hoy, las leyes de Kepler permiten no sólo explicar con bastante precisión la trayectoria de los planetas, sino también describir y calcular el recorrido de las naves espaciales.
Más tarde, en 1781, W. Herschel (1738-1822) descubre observacionalmente un nuevo planeta más allá de Saturno: Urano. Desde 1801, se comenzaron a descubrir pequeños planetitas entre Marte y Júpiter, llamados genéricamente asteroides. El primero en ser hallado y también el de mayores dimensiones, se denominó Ceres.
En 1845, 64 años después del descubrimiento de Urano, los astrónomos U. Leverrier (1811-1877) y J. Adams (1819-1892) calcularon, independientemente uno del otro, la posición que debería tener un nuevo y desconocido gran planeta que explicara las perturbaciones que aparecían en el movimiento de Urano. Determinaron la ubicación que debía tener en cierta época y en qué momento se debería buscarlo en el cielo; ese planeta postulado teóricamente fue descubierto inmediatamente en el lugar indicado por Adams y Leverrier; se lo denominó Neptuno, siguiendo la tradición de adjudicarles nombres de dioses antiguos

En esta rápida descripción de cómo fue extendiéndose el Sistema Solar no se mencionó el descubrimiento de satélites naturales, que comenzara cuando Galileo visualizó cuatro lunas en Júpiter, y que continúa hasta el presente a través de misiones espaciales interplanetarias y observaciones telescópicas. Tampoco se han mencionado aquí a los cometas.
Contamos entonces con nueve cuerpos principales (planetas), varias decenas de otros que giran en torno a los mismos (lunas) y miles de pequeños cuerpos (asteroides y cometas), todos en movimiento alrededor del Sol.
Los cometas se siguen encontrándose periódicamente y a medida que se perfeccionan los instrumentos de rastreo se hallan más y más asteroides. Inmediatamente surge el inquietante interrogante: Habrá un décimo planeta? Ciertas perturbaciones en la órbita de Plutón parecen deberse a un cuerpo celeste más lejano que posiblemente sea un planeta. Sin embargo, a pesar de que numerosas investigaciones se realizan en su búsqueda (tanto teóricas como observacionales), hasta ahora han sido infructuosas.



Las leyes de Kepler
Estas leyes han tenido un significado especial en el estudio de los astros, ya que permitieron describir su movimiento; fueron deducidas empíricamente por Johannes Kepler (1571-1630) a partir del estudio del movimiento de los planetas, para lo cual se sirvió de las precisas observaciones realizadas por Tycho Brahe (1546-1601). Sólo tiempo después, ya con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), fue posible advertir que estas leyes son una consecuencia de la llamada Ley de Gravitación Universal.
La primera de estas leyes puede enunciarse de la siguiente manera:
Los planetas en su desplazamiento alrededor del Sol describen elipses, con el Sol ubicado en uno de sus focos.
Debe tenerse en cuenta que las elipses planetarias son muy poco excéntricas (es decir, la figura se aparta poco de la circunferencia) y la diferencia entre las posiciones extremas de un planeta son mínimas (a la máxima distancia de un planeta al Sol se denomina afelio y la mínima perihelio). La Tierra, por ejemplo, en su mínima distancia al Sol se halla a 147 millones de km, mientras que en su máxima lejanía no supera los 152 millones de km.
La segunda ley, puede expresarse como:
Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta (radio vector) son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas.
Esta ley implica que el radio vector barre áreas iguales en tiempos iguales; esto indica que la velocidad orbital es variable a lo largo de la trayectoria del astro siendo máxima en el perihelio y mínima en el afelio (la velocidad del astro sería constante si la órbita fuera un círculo perfecto). Por ejemplo, la Tierra viaja a 30,75 km/seg en el perihelio y "rebaja" a 28,76 en el afelio.
La tercera ley, finalmente, dice que:
El cuadrado del período de revolución de cada planeta es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol.
La tercera ley permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.
Pero esto sólo es válido si la masa de cada uno de los planetas es despreciable en comparación al Sol. Si se quisiera calcular el período de revolución de astros de otro sistema planetario, se debería aplicar otra expresión comúnmente denominada tercera ley de Kepler generalizada.
Esta ley generalizada tiene en cuenta la masa del planeta y extiende la tercera ley clásica a los sistemas planetarios con una estrella central de masa diferente a la del Sol.

Teoría del Big Bang
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Para otros usos de este término véase Big Bang (desambiguación).

Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita y físicamente paradójica. El espacio se ha expandido desde entonces por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto a otros.
En
cosmología, se llama teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión a un modelo dentro de la teoría de la relatividad general que describe el desarrollo del Universo temprano y su forma postulado por el físico y sacerdote católico Georges Lemaître. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del universo desde un átomo primigenio, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo. Curiosamente, fue el astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien, en 1950 y para mofarse, caricaturizó esta explicación con la expresión big bang ("gran explosión", "gran boom" en el inicio del universo), nombre con el que hoy se conoce dicha teoría.
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede ser combinada con las observaciones de
isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que en el pasado el universo tenía una
temperatura más alta y una mayor densidad y, por tanto, que las condiciones del universo actual son diferentes de sus condiciones en el pasado o en el futuro. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería haber evidencia de un Big Bang en un fenómeno más tarde bautizado como radiación de fondo de microondas cósmicas (CMB). El CMB fue descubierto en los años 1960 y se utiliza como confirmación de la teoría del Big Bang sobre su más importante alternativa, la teoría del estado estacionario.
Para llegar a esta explicación, diversos científicos, con sus estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis del modelo del Big Bang.
Los trabajos de
Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953), descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el universo se dilatara constantemente. En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" el eco de esta gigantesca explosión primigenia.
Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente hasta producirse una contracción global.
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y de un avance teórico. Por medio de observaciones en los
años 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y después el de Estrasburgo Carl Wilhelm Wirtz determinaron que la mayoría de las nebulosas espirales se alejaban de la tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias más allá de nuestra propia vía Láctea.
También en la segunda década del
siglo XX, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general no admite soluciones estáticas (es decir, el universo debe estar en expansión o en reducción) un resultado que él mismo consideró equivocado, por lo que trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología sin la constante cosmológica fue Alexander Friedman cuyas ecuaciones describen el universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.
Entre 1927 y
1930, el padre jesuita belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman - Lemaître - Robertson - Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde fue llamado el Big Bang.
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de base para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las
estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan entre ellas a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la Ley de Hubble (véase Edwin Hubble: Marinero de las Nebulosas por Edward Christianson).
Según el
principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el universo está en expansión. Esta idea ocasionó dos posibilidades opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, en la cual la nueva materia sería creada mientras las galaxias se alejan entre ellas. En este modelo, el universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo adeptos por igual a ambas teorías.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyan la idea de que el universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en
1965, ha sido considerada como la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años 1960, muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobre idealización, y que el universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard Tolman de un universo oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el universo que observamos se inició hace un tiempo finito.
Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de extender o refinar elementos de la teoría del Big Bang. Mucho del trabajo actual en cosmología incluye el entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, entender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría básica.
A finales de los
años 1990 y principios del siglo XXI se lograron enormes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes avances en telescopía en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión y condujeron al descubrimiento inesperado de que el universo está en aceleración.

Descripción del Big Bang [editar]

Universo ilustrado en 4 dimensiones (una de ellas, tiempo).
Basándose en medidas de la expansión del universo utilizando observaciones de las
supernovas tipo 1a, en medidas de la variación de temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en medidas de la función de correlación de las galaxias, la edad del universo es de 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres medidas independientes sean consistentes, por lo que se consideran como una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno
homogénea e isótropamente con una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitante. Se expandió y se enfrió, experimentando unos cambios de fase análogos a la condensación de vapor o la congelación de agua, pero relacionados con las partículas elementales.
Aproximadamente 10-35 segundos después de la
época de Planck un cambio de fase causó que el universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del universo, la temperatura bajó. A cierta temperatura, debido a un cambio todavía desconocido llamado la bariogénesis, los quarks y gluones se combinaron en bariones tal como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada entre materia y antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase que rompen la simetría así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde unos protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia en el universo. Los tres tipos posibles se conocen como
materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo serían el 20% de la materia del universo.
El universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como
energía oscura. Aproximadamente 70% de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Ese componente del universo se revela por su propiedad de causar que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia produciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de física de partículas continúan siendo investigados tanto de forma teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la
teoría de unificación grande. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física

Si, como hace 75 años lo propuso en su teoría el astrónomo belga Georges Lemaître, miles de millones de años toda la materia y la energía que hoy constituyen el universo estuvieron comprimidas en un gran átomo primigenio, este inimaginable conjunto habría ocupado un espacio semejante al de una esfera cuyo diámetro fuera igual a la distancia de la Tierra al Sol (1/70.000 años de luz). Si se compuso de energía, su temperatura debió alcanzar los 10.000.000°C; y si de materia, ésta debió haber tenido características totalmente distintas a las que nos son familiares.
La materia dispersada por la explosión de este coloso habría constituido el universo en expansión del cual formamos parte. Condensándose y quebrándose por la gravitación mutua, habría creado las galaxias y las estrellas, que continuaron volando hacia fuera para siempre, hasta llegar, eventualmente, a estar tan alejadas que ningún astrónomo de ninguna de ellas podría ver a muchas de las otras. El universo sería ilimitado.
Esta teoría fue revisada en la década de los cuarenta del siglo XX, por George Gamov, y fue rebautizada despectivamente con el nombre de la teoría del Big Bang, por el matemático y astrofísico británico Fred Hoyle, premio Kalinga 1967.
Pero antes de que Gamov le diera una estructura más moderna y científica a la propuesta de Lemaître sobre un universo expansivo, otros objetaron que al ser las galaxias mutuamente atraídas por la gravitación general, la velocidad inicial impuesta por la explosión ha debido tender a disminuir y terminará por reducirse a cero para cambiar después el sentido del movimiento en 180° y concentrarse para volver a estallar en un movimiento cíclico de muy largos períodos e interminable. Viviríamos entonces en un universo pulsante.
El primero en hablar sobre un universo pulsante u oscilante fue el físico Richard Tolman, del Instituto Tecnológico de California, cuyos estudios y propuestas fueron publicados a comienzos de la década de 1930. Un universo pulsante es cerrado, pero no desaparece después de colapsar, sino que inicia un nuevo ciclo expansivo; el proceso de expansión y contracción se reitera y pasa por numerosos nuevos ciclos. Si nuestro universo fuese pulsante, debería ser muchísimo más viejito que la edad que se le calcula de unos 15.000 millones de años, ya que los seguidores de este modelo calculaban para él 10.000 millones de años, cálculo que sólo medía el tiempo transcurrido desde el inicio del último ciclo de expansión.
Según esta teoría, antes de este ciclo que estaríamos viviendo, habría existido un universo muy semejante al actual, y que, después de haberse expandido, se contrajo y formó el «ylem» o gran átomo primigenio. En cada cielo se producirían colapsos gravitacionales de conjuntos que se comprimen en sí mismos y disipan de nuevo toda su masa en forma de energía, para volver posteriormente a materializarse. Podría haber sucedido también que presiones internas hubieran frenado las contracciones y, antes del aniquilamiento atómico, hubiesen provocado explosiones directamente materiales. En ambos casos se trataría de una sucesión de fenómenos semejantes, trabajando en sistema cerrado dentro de un universo pulsante, o, más poéticamente, en un eterno retorno, sin fin dentro del tiempo, pero cuyo límite espacial quedaría fijado por las más lejanas regiones hasta donde las explosiones logren llegar para detenerse y transformarse en contracciones.
Este modelo cosmológico presenta una dificultad evidente de acuerdo a la segunda ley de la termodinámica, una ley fundamental de la física que obliga a cualquier sistema aislado a adquirir un grado de desorganización cada vez mayor, hasta alcanzar un estado de máximo desorden. Después de numerosos ciclos, se esperaría que un universo pulsante fuese mucho más caótico que el universo que observamos. Tolman conocía este problema, pero sostenía que una definición de «estado de máximo desorden» sería casi imposible de aplicar al universo como un todo; la objeción quedó en la incertidumbre. Tolman llegó a la conclusión de que "sería sensato no volver a afirmar que los principios de la termodinámica exigen necesariamente un universo creado en un tiempo finito en el pasado y cuyo destino es la inactividad y la muerte". Aun hoy los físicos siguen dudando si la segunda ley de la termodinámica podría descartar teóricamente un universo pulsante, o si se aplica al universo como un todo.
El modelo de un universo pulsante alcanzó su máxima popularidad entre los finales de los años 50 y comienzos de los 60. De hecho, su preferencia por un universo pulsante llevó a Robert Dicke a predecir la existencia de la radiación cósmica de fondo. Dicke y sus colaboradores comenzaban su clásico artículo en el Astrophysic Journal en 1965 afirmando que un universo pulsante, con su eterna existencia, "nos libera de la necesidad de comprender el origen de la materia en cualquier punto finito en el pasado". Tomando este modelo como hipótesis de trabajo, Dicke argumentó que si nuestro universo realmente ha atravesado numerosos ciclos de expansión y contracción, su temperatura tendría que llegar por lo menos a 10 mil millones de grados alcanzar cada punto de contracción máxima, con el fin de desintegrar todos los elementos pesados creados en las estrellas durante el ciclo previo y reconvertir la materia del universo a hidrógeno puro. De lo contrario, las reacciones nucleares en las estrellas ya habrían transformado gran parte de la materia del universo en elementos pesados, lo que contradice las observaciones. Dicke afirmó entonces que, a una temperatura de 10 mil millones de grados, las reacciones de las partículas subatómicas serían lo bastante rápidas como para producir una radiación antirradiante. (En realidad, la producción de esta radiación no exige la pulsación del universo; simplemente precisa que la temperatura cósmica alguna vez haya sido significativamente alta).
Pero este modelo de universo pulsante, más allá de su posible violación a la segunda ley de la termodinámica, cayó en desgracia cuando el trabajo teórico de Roger Penrose y Stephen Hawking, ambos en la Universidad de Cambridge en ese momento, probó que no existía ningún mecanismo plausible capaz de producir pulsaciones. En términos específicos, Penrose y Hawking demostraron que el universo debía haberse originado a una densidad muchísimo mayor de la que se había contemplado y propuesto para el «rebote» de cada ciclo de un universo pulsante. En realidad, el trabajo de Penrose y Hawking no eliminó los universos pulsantes; simplemente suprimió todos los modelos existentes de universos pulsantes u oscilantes, anulando de este modo la justificación científica para tenerlos en consideración.



Perturbaciones
Rigurosamente, las masas de los planetas no son despreciables, por lo tanto, no es cierto que exista una proporcionalidad exacta tal como lo enuncia la tercera ley de Kepler.
Las otras dos leyes tampoco son rigurosamente válidas cuando se trata de más de dos cuerpos. Al respecto, deben tenerse en cuenta las atracciones mutuas entre los planetas de nuestro Sistema Solar, que se denominan perturbaciones.
De esta manera, las leyes de Kepler definen la solución al problema del movimiento de dos cuerpos aislados y sujetos únicamente a su atracción gravitatoria mutua; esta situación se denomina problema de los dos cuerpos.
Cuando se considera más de dos cuerpos, no existen fórmulas matemáticas rigurosas que permitan resolver el problema de determinar sus posiciones y su movimiento en general en forma exacta. A esta situación se denomina "problema de los n cuerpos". Este se estudia con métodos de aproximaciones sucesivas, es decir: dadas en cierto instante las masas y velocidades de n cuerpos (con n>2), se busca calcular sus posiciones y velocidades en cualquier instante futuro o pasado.
Nuestro sistema planetario
En el Sistema Solar, todos los planetas se desplazan (trasladan) alrededor del Sol prácticamente en el mismo plano y en el mismo sentido, este último coincidente con el sentido de rotación sobre sí mismos que tienen todos los planetas. El Sol rota sobre su propio eje también en el mismo sentido que los planetas que lo rodean.Esto no se cumple para los cometas, que se trasladan en todas las direcciones posibles.
Otro detalle llamativo del Sistema es que está constituido por dos clases de planetas: unos pequeños y rocosos, cercanos al Sol, y otros grandes y gaseosos, bastante más distantes; en la separación entre esos dos tipos de planetas se encuentra la zona de los asteroides. Los astrónomos consideran factible que la naturaleza de esa estructura tenga su explicación en la manera en que se originó el Sistema.
Se cree que la nube original (nebulosa) de la cual se formó el Sistema Solar, en un comienzo rodeaba por completo al Sol primitivo; las partículas de polvo y gas de aquella nube se agruparon por efecto gravitatorio y constituyeron objetos sólidos.
Pero la radiación de la estrella central empujó hacia afuera los elementos volátiles, con el resultado de que en los trozos de materia cercanos al Sol comenzaron a predominar elementos más pesados, como el hierro y los silicatos. En cambio, en los cuerpos más lejanos, los elementos livianos como hidrógeno y helio se conservaron y formaron los grandes planetas con densas atmósferas.
El único sistema planetario que conocemos termina en Plutón con un diámetro total de unos 12 mil millones de kilómetros. Sin embargo, los astrónomos estiman que en las afueras del Sistema Solar (más allá de los planetas), hay una nube (o bien un disco) de núcleos cometarios, de manera tal que el diámetro del Sistema puede ser algo mayor.

Descripción de los planetas
Por su constitución y características, se ha dividido a los planetas principales en "terrestres" (cuerpos sólidos, rodeados en ciertos casos por una tenue atmósfera de espesor correspondiente a un pequeño porcentaje de su diámetro) y "gigantes" ( astros de densidades muy bajas y grandes masas y dimensiones; la mayor parte de sus volúmenes están ocupados por sus atmósferas)


Mercurio
Existen registros de Mercurio desde el año 264 A.C., aunque debido a su gran proximidad al Sol, es difícil verlo a simple vista. Los griegos le dieron dos nombres diferentes creyendo que se trataba de dos astros distintos, en razón de que algunas veces este planeta se observa hacia el Oeste y otras hacia el Este del Sol; entonces era Apolo cuando aparecía como "estrella" de la mañana y Hermes cuando se lo veía por la tarde. Luego los romanos fundieron ambos astros con el nombre de Mercurio.
Mercurio es el planeta más cercano al Sol y recibe unas diez veces más energía solar que la Tierra; durante el día en Mercurio se alcanzan altísimas temperaturas (T = 430 °C) que bajan muchísimo durante su noche (T = -180 °C).
Mercurio presenta fases como las de la Luna (y Venus); por lo tanto, su brillo aparente depende de la fase en que se halle y de la distancia en que se encuentre; al igual que el planeta Venus, Mercurio alcanza su máximo brillo en su fase "creciente" y no cuando aparece "lleno".
Rota sobre sí mismo lentamente, por esta causa el planeta se mueve primero de Este a Oeste del Sol; luego, por cierto lapso, de Oeste a Este para después volver a la primera dirección
Entre los terrestres, Mercurio se destaca por ser el más pequeño y tener la menor masa y su velocidad orbital es la máxima entre todos los astros del Sistema Solar, por lo que su año es el menor.
Señalemos que Mercurio no tiene satélites a su alrededor. El albedo (relación entre la cantidad de energía luminosa recibida y reflejada) de Mercurio es tan débil como el de la Luna, algo que se interpreta como debido a que la luz solar se refleja sobre una superficie sólida, más bien que en una atmósfera; también es destacable su alta densidad, la mayor del Sistema Solar (exceptuando a la Tierra). La sonda Mariner 10 detectó que Mercurio poseía campo magnético y una atmósfera sumamente tenue.
En la superficie de Mercurio hay cráteres de aspecto y distribución similar a los de la Luna: el mayor tiene 1.300 kilómetros de diámetro; también hay llanuras y colinas. Recientemente se ha detectado la presencia de glaciares de agua en su superficie en lugares donde la luz solar no penetra jamás; algunos glaciares se encuentran en cráteres.

Venus
Venus es el astro más brillante del cielo, después de la Luna; su brillo es tan intenso que en ocasiones se lo observa a simple vista durante el día. Visible hacia el atardecer o por el amanecer recibió también dos nombres diferentes: Phosphorus como "estrella" de la mañana y Hesperus por la tarde; luego se lo llamó también Vesper por la tarde y Lucifer por la mañana; aún hoy recibe dos nombres: "lucero del alba" o "de la tarde".
Es el astro más cercano a la Tierra, con excepción de la Luna, algunos cometas y unos pocos asteroides; también es el planeta con registros más antiguos: llegan a 3.000 años A.C.
Su albedo es muy intenso, casi igual al de la nieve. Este hecho y la ausencia de configuraciones estables visibles en el disco había sugerido que Venus posee una atmósfera espesa y lo que se observan en ella es una densa capa de nubes que lo cubre completamente. Visual y fotográficamente, Venus presenta una superficie brillante, blanca y uniforme; se ven manchas que cambian rápidamente a lo largo del día indicando que se trata de nubes atmosféricas y no de accidentes permanentes superficiales. Esas nubes impiden conocer su superficie mediante telescopios; se ha podido conocerla mediante sondas espaciales que han orbitado a su alrededor, traspasado su atmósfera y descendido sobre su suelo; otro método ha sido mediante el empleo de técnicas de radar.
Sus períodos de traslación y de rotación son semejantes (aunque el de rotación es más lento), es decir su día dura aproximadamente casi lo mismo que su año. Por otra parte, cabe destacar que Venus gira al revés que los demás planetas del Sistema Solar: en un día de Venus se ve al Sol salir por el Oeste y ponerse por el Este.
El sistema de nubes que cubre permanentemente el planeta tiene densidad de hasta 100 partículas por centímetro cúbico; el componente más abundante de la capa superior de nubes son gotitas esféricas, probablemente de ácido sulfuroso. En la parte inferior, se detectaron partículas sólidas compuestas de cloro, azufre y oxígeno.
Más de la mitad de su superficie es ondulada, con una amplitud má de unos 500 m y hay cuatro regiones montañosas que llegan a los 11 km de altura. También hay cientos de cráteres: los mayores alcanzan a 500 km de diámetro.
Venus también presenta fases, similares a las de la Luna y Mercurio; por otra parte, Venus no tiene ningún satélite natural.
Tanto el tamaño como la masa de Venus son semejantes a los de la Tierra, pero su temperatura es mucho mayor; la alta temperatura detectada en la superficie venusina debe su origen al efecto invernadero, provocado principalmente por el anhídrido carbónico. Si un cuerpo absorbe energía, se calienta y emite radiación de acuerdo con su temperatura. Cuando en la atmósfera de un planeta hay gases o partículas que absorben la radiación emitida por la superficie calentada del planeta, dicha atmósfera puede resultar opaca a esa radiación. En esas condiciones la superficie no podrá irradiar hacia el exterior, ya que calienta a la atmósfera de su entorno con lo que también se calienta a sí misma. Este fenómeno se conoce como efecto invernadero.

Tierra
Se trata de un cuerpo sólido con la mayor parte de su superficie cubierta por agua líquida, aunque una parte considerable también está recubierta por agua solidificada (hielo). Las pocas regiones secas que quedan (continentes) aparecen cruzadas por montañas y salpicadas por llanuras; las zonas bañadas de agua (océanos) también muestran cadenas montañosas y, en algunas partes, profundas depresiones (fosas).
La forma aproximada de la Tierra es esférica, con un diámetro medio de 12.750 km, verificándose un leve achatamiento en la dirección de sus polos.
Respecto a la composición, los estudios del interior terrestre realizados a través del análisis de los registros de los terremotos, parecen indicar que se compone de capas sucesivas de diferentes materiales y que su centro (núcleo) podría encontrarse en estado líquido (esta afirmación no implica que sea precisamente agua su contenido).
Ya que la densidad media de la Tierra es cinco veces superior a la del agua, se considera que en el núcleo la densidad es mayor que en la superficie; esto parece indicar que el mismo estaría compuesto de materiales más pesados que los hallados en la corteza (probablemente sean hierro, cobalto y níquel).
La temperatura superficial de la Tierra varía entre límites muy estrechos de acuerdo a la zona que se considere. En ninguna parte supera el punto de ebullición del agua ( T = 100 °C) y, en general, la mayoría de las regiones se encuentran a una temperatura por encima del punto de congelación del mismo elemento ( T = 0 °C).
Rodeando la parte sólida de la Tierra, se encuentra una envoltura gaseosa denominada atmósfera, compuesta principalmente de nitrógeno, oxígeno y de una mezcla de otros elementos. Desde las naves espaciales, la superficie de la Tierra muestra una continua presencia de nubes en la atmósfera.
Los movimientos principales de la Tierra son su rotación alrededor del Sol (traslación) y el giro sobre sí misma (rotación).
Las unidades naturales de tiempo, que usamos cotidianamente, es decir el año y el día, resultan de medir el intervalo que le lleva a nuestro planeta el completar, respectivamente, cada uno de esos movimientos.
La Tierra se desplaza alrededor del Sol con una velocidad de unos 30 km/seg, demarcando una trayectoria en el espacio (órbita) de forma elipsoidal denominada eclíptica. Este nombre tan peculiar de la órbita terrestre se debe a que los eclipses suceden sobre el plano definido por ella.

Marte
Marte, como Mercurio y Venus es conocido desde tiempos remotos; resulta tan notable por su color y brillo como por sus movimientos respecto de las estrellas. Con el telescopio, Marte aparece como un disco rosado donde son visibles períodicamente cada uno de los casquetes polares de color blanquecino y además se comprueba en sus superficie variaciones de albedo según la estación y sus condiciones atmosféricas que serían consecuencia de tormentas de polvo en sus superficie.
Marte tiene las formaciones volcánicas más altas del Sistema Solar; el monte Olimpo mide 25.000 m de altura y 700 km de diámetro en su base. Mediante las fotografías de la misión espacial Viking se verificó una diferencia de aspecto entre el hemisferio sur y norte de Marte: el norte es más bien liso, cubierto de llanuras, mientras que el sur es muy accidentado y cubierto de cráteres. Las regiones medias, de tonalidad amarillenta, posiblemente sean zonas desérticas. Sin embargo, el análisis del material arenoso de ambos hemisferios revela que son similares: volcánico con un alto contenido de hierro.
En la superficie marciana no hay agua, y los casquetes polares mencionados presentan cambios estacionales: disminuyen durante el verano marciano y aumentan hacia su invierno. La temperatura de esos casquetes indican que se trataría de nieve carbónica. El resto de la superficie está cubierta de rocas; se verificó que existe óxido de silicio y óxido férrico, el resto contiene magnesio, calcio, azufre, aluminio, cloro y titanio.
Otra de las características superficiales de Marte son sus famosos canales, descritos como trazos rectilíneos, finos y oscuros por G.Schiaparelli en 1888. Las sondas no detectaron canales pero si algunas formaciones de cauces que se habrían formado por la acción de cursos de agua; pero como en la actualidad no se detecta agua, se cree que esos cauces, que se habrían formado por corrientes líquidas que circularon por su superficie, podrían contener capas de hielo bajo ellos.
La atmósfera marciana es transparente y se ha encontrado en ella vesitigios de vapor de agua. Ocasionalmente, se observan violentas tormentas de polvo que tornan completamente opaca su atmósfera y colabora con cierto efecto de erosión sobre su superficie.
Finalmente, Marte tiene dos pequeños satélites naturales, descubiertos por A. Hall en 1877, y denominados Fobos y Deimos.
Plutón
Este planeta, el más alejado del Sol, aún presenta ciertos aspectos inciertos ya que su gran lejanía dificulta su estudio. En líneas generales, aparece como mucho más parecido a los planetas terrestres que a los gigantes, cuyas órbitas encierra con la suya.
Del análisis de las acciones gravitatorias (perturbaciones) en las órbitas de Urano y Neptuno, los astrónomos sospecharon la existencia de un planeta trasneptuniano. Plutón fue descubierto por C. Tombaugh en 1930. Tiene un tamaño comparable con el de Mercurio y una débil atmósfera; se conoce que el metano junto con el hidrógeno son sus principales componentes. Su pequeña masa y sus bajísimas temperaturas, sugieren que los constituyentes de su atmósfera podrían encontrarse congelados sobre en superficie.
Durante parte de su recorrido alrededor del Sol, Plutón se halla dentro de la órbita de Neptuno. La inclinación de la órbita de Plutón es la mayor del Sistema Solar y su período de revolución el más largo. Finalmente, Plutón posee un satélite natural denominado Caronte. Plutón-Caronte forman el primero y el único par del Sistema Solar en rotación y traslación sincrónicas; esto es, visto desde Plutón, Caronte se ve fijo en el cielo.


Júpiter
En el cielo terrestre, Júpiter aparece como un objeto de apariencia estelar, en ocasiones más brillante que Sirio.
Júpiter es el planeta de mayor tamaño del Sistema Solar, el que posee mayor masa y el que rota sobre sí mismo a más alta velocidad. Su aplastamiento es considerable y está relacionado con su gran rapidez de giro. Por otra parte, Júpiter se desplaza alrededor del Sol con un periodo de 11 años y 313 dias.
La superficie de Júpiter no es visible ya que está permanente y completamente cubierta por nubes. Es imposible establecer un límite preciso entre "superficie" y "atmósfera".
Con un telescopio de mediana potencia puede observarse que Júpiter presenta regiones de diferente color paralelas a su ecuador (bandas); son zonas estacionarias de nubes en rotación. En los turbulentos límites entre bandas se forman corrientes y torbellinos.
Las nubes se clasifican según tres capas: una superior de amoníaco, una intermedia de azufre y un tercera de hielo de agua. El componente principal de la atmósfera de Júpiter es el hidrogéno, el cual se halla combinado con nitrógeno y carbono. Las sondas espaciales también detectaron algo de helio. Además de estos elementos y en menor proporción, se han hallado metano, amoníaco, agua, monóxido de carbono y acetileno, entre otros.
Sobre las bandas aparecen detalles que se mantienen en el tiempo, como la Gran Mancha Roja; su tamaño permaneció prácticamente invariable desde su detección (hace más de 300 años), aunque desapareció durante los años 1888, 1912, 1916, 1938 y 1944. Los astrónomos consideran que se trata de un ciclón de enormes dimensiones.
Las sondas Voyager registraron relámpagos en la atmósfera de Júpiter cuya presencia es favorecida por la existencia de polvo . Se supone que Júpiter posee un núcleo rocoso de dimensiones desconocidas y compuesto principalmente por hierro y silicatos. Se estima que la temperatura de su núcleo debe ser cercana a T = 30.000 C, mientras que su masa sería equivalente a diez veces la masa terrestre y rodeado completamente por una capa de hidrogéno metálico a 10.000 C y a una presión de un millón de atmósferas.
El análisis de las sondas espaciales, sugiere que Júpiter consiste prácticamente de material solar que no ha sufrido modificaciones desde su origen. Es de suponer que la mayor cantidad de materia que no fue condensada en el Sol, formó parte de Júpiter. Si entonces Júpiter hubiese tenido al menos 12 veces la masa que tiene hoy, hubieran podido iniciarse reacciones termonucleares en su interior, de modo similar a lo que sucede en las estrellas; desde este punto de vista, podemos decir que Júpiter puede considerarse como una estrella frustrada. Con dimensiones semiestelares, la energía interna de Júpiter, aunque muy inferior a la de las estrellas, es comparable a la que el planeta recibe del Sol.
Un anillo de pequeñas partículas sólidas rodea a Júpiter por su ecuador, extendiéndose hasta casi 53.000 km del límite de su atmósfera. Se fotografió por primera vez en 1979 y tiene una densidad casi mil millones de veces más débil que la densidad del anillo de Saturno. Por último, señalemos que Júpiter tiene más de 17 lunas.


Saturno
Saturno fue considerado el límite exterior del Sistema Solar por muchos siglos ya que es el último planeta visible a simple vista. Desde la Tierra, se lo ve como un objeto de brillo comparable a las estrellas más brillantes, y de coloración amarillenta.
Es el planeta de más baja densidad del Sistema Solar, que, junto con su gigantesco sistema de anillos, son las únicas características que lo diferencian de Júpiter; en lo demás, Saturno presenta grandes similitudes. Como en Júpiter, el día en Saturno es muy corto y posee un gran número de satélites. Esencialmente se trata de una enorme esfera achatada de gas, comprimido bajo su propio peso; lo que vemos son nubes de elementos, condensados a las débiles Temperaturas existentes. Presenta bandas paralelas en su atmósfera, aunque de colores no tan definidos como en Júpiter.
Su modelo de estructura interna es el de un núcleo rocoso envuelto por una capa de hidrógeno metálico, recubierto a su vez por una capa líquida de hidrógeno y helio. También Saturno emite al espacio una mayor cantidad de energía que la que recibe del Sol, de ahí que también se especula con la producción de energía en su interior.
La característica histórica más notable de este planeta es su sistema de anillos. D. Cassini en 1675 descubrió dos anillos concéntricos (A) y (B), separados por una región oscura (la división de Cassini. Esta fue considerada por mucho timepo como una región vacía; las sondas espaciales encontraron que en ella existen cinco bandas débiles. Las partículas del (C) y las de esta división son bastante más oscuras que las que forman los anillos (B) y (A).
El (B) es el más brillante y abarca la mayor superficie del sistema de anillos; en detalle, son estructuras anulares brillantes y agujeros oscuros de hasta 100 km de extensión. El (A) está formado también por estructuras finas y cuerpos con dimensiones de hasta 8 m; en su interior, hay otra división..
En 1850, se encontró un tercer anillo (C), casi transparente y ubicado entre el anillo principal y el planeta; en 1969, finalmente, se observa un cuarto anillo (D), compuesto de un material parecido a polvo. El (C) envuelve al (D) y aparece como una sucesión muy ordenada de anillos anchos separados por zonas gruesas; estaría formado por cuerpos de hasta 2 metros.
Más allá, se halla el anillo (F), descubierto por la sonda Pioneer 11 a unos 3.600 km del borde del (A), entre las órbitas de dos lunas del planeta. El (F) está compuesto a su vez de tres anillos, de los cuales los dos exteriores se hallan "retorcidos".
A unos 170.000 km de Saturno se halla un delgado anillo (G), apenas visible; finalmente, entre 210.000 y 300.000 km del planeta se encuentra el anillo (E) compuesto de material muy fino.
Los anillos se extienden unos 280.000 km y en la dirección norte-sur tienen un grosor de apenas 3 km. Debido a que el sistema de anillos se halla en el plano ecuatorial del planeta, durante una revolución alrededor del sol, los anillos se ven alternativamente por su cara norte y por su cara sur; entre estas situaciones extremas, donde los anillos aparecen muy abiertos, podremos observarlos de canto: entonces desaparecen por completo, lo cual revela su pequeño espesor. El ciclo se repite cada aproximadamente unos 29 años y medio, tiempo que precisa Saturno para dar una vuelta alrededor del Sol.
Esta circunstancia determina que el sistema de anillos presente "fases", es decir, variaciones de brillo en los anillos según el ángulo bajo el cual reflejan la luz solar. Cuando los anillos están exactamente de canto hacia nosotros, son invisibles lo que sucede durante uno o dos días. Cuando la Tierra y el Sol se ubican en lados opuestos del plano de los anillos, se ve el lado oscuro de los anillos.
Se ha calculado que la masa de los anillos es 3x10-6 veces la masa de Saturno y que las partículas que los componen probablemente sean de hielo de agua con núcleos de material meteórico, con dimensiones de desde algunos micrones hasta 20 metros.
Cada una de las partículas que forman el anillo describe una,órbita alrededor de Saturno, como si fuera un satélite diminuto. Por otra parte, los anillos tienen un cierto movimiento de aproximación y retroceso en sus extremos, que indican una rotación en el mismo sentido que el planeta.
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La Luna
El aspecto que presenta la Luna en el cielo cambia continuamente en un intervalo de 29,5 días; es la duración del mes (calendario), que se ha establecido por el tiempo que demora la Luna en completar su ciclo de fases al trasladarse alrededor de la Tierra.
El cambio de aspecto lunar se debe a las variaciones de su superficie iluminada por el Sol. Cuando el disco lunar se encuentra en las cercanías del disco solar no aparece iluminado o sólo brilla un pequeño sector (Luna Nueva); éste irá ampliándose a medida que transcurren los días y se aleja del Sol. En la puesta de Sol y aparecer simultáneamente la Luna, se habrá completado el brillo de todo el disco lunar; entonces se dice que es Luna Llena. Posteriormente, se podrá observar que la sección brillante del disco disminuirá de tamaño y cambiará de forma a medida que se acerca nuevamente al Sol hasta que, en sus cercanías, prácticamente desaparece de la visión (Luna Nueva). De este modo se repite una rutina de transformaciones denominada ciclo de las fases lunares.
Fase de la Luna para el día de hoy
En las cercanías de la Luna Nueva el disco lunar aparece suavemente iluminado: es la luz cenicienta debido a que la Tierra refleja sobre la Luna la radiación que recibe del Sol.
La Luna es un cuerpo sólido de forma esférica, con un diámetro de unos 3.400 km (que corresponde a una cuarta parte del diámetro terrestre), y con una densidad similar a la de las capas externas de la corteza de la Tierra.
A simple vista, en su superficie se distinguen zonas claras y otras oscuras; con binoculares o con un pequeño telescopio, las regiones oscuras se ven lisas y sugieren haber sido cubiertas por material volcánico, hoy ya solidificado. Son las denominadas marias. Las zonas claras, en cambio, aparecen cubiertas casi en su totalidad por cráteres, que se suponen de impacto. Se aprecian cráteres de una gran variedad de tamaños, inclusive unos superpuestos sobre otros, en número realmente enorme. Uno de los mayores es el bautizado Clavius, de 200 km de diámetro; sin embargo, los más frecuentes son de unos 20 km a 30 km de diámetro. Como consecuencia de la ausencia de erosión en la Luna, los cráteres se conservan tal como cuando se formaron. Un hecho interesante que han mostrado los satélites artificiales que han circundado la Luna, es que la cara no visible aparece cubierta de cráteres, no presentando regiones lisas como los marias.
También hay cadenas de montañas en la cara visible, algunas bastante elevadas (como las terrestres) que se ubican hacia los bordes exteriores de las zonas planas.
El color del suelo lunar depende mucho del ángulo de incidencia de los rayos solares sobre su superficie. En realidad, la Luna es bastante oscura según ha sido confirmado por los astronautas, además de las imágenes recogidas por las diferentes naves que la sobrevolaron. Objetivamente, el color de la Luna es de un amarillo oscuro, similar al de la arena húmeda; el hecho de que la veamos a simple vista tan clara y brillante, se debe sólo al contraste de su brillo con el fondo oscuro del cielo que la rodea.
La mayoría de las piedras lunares recogidas por los astronautas son negras, aunque se han percibido otras de color amarillo y también marrones. Respecto a su naturaleza, el estudio de las piedras indican diferencias notables respecto de la composición de las muestras terrestres, aunque su edad es similar a las más antiguas rocas testrestres.
La Luna no posee atmósfera. Una consecuencia llamativa de ello es que la línea que en su superficie separa la región iluminada de la oscura (llamada terminador) es perfectamente nítida (así se aprecia desde la Tierra). Si tuviera atmósfera el terminador sería borroso, y mostraría un ligero resplandor como el que se observa en los crepúsculos terrestres.
La ausencia de una atmósfera en la Luna es consecuencia de que su masa es menor que la terrestre, y en consecuencia su atracción gravitatoria no alcanza la fuerza suficiente para retener los gases que componen la atmósfera lunar. Si alguna vez existió una atmósfera en la Luna, hace muchísimo tiempo que se disipó en el espacio.
Dos de los movimientos principales de la Luna son: su giro alrededor de la Tierra (traslación lunar); y la rotación sobre sí misma (rotación lunar), con la particularidad de que ambos lo cumplen en aproximadamente el mismo intervalo de tiempo. Como consecuencia de ello, la Luna presenta siempre la misma porción de superficie mirando a la Tierra, de tal manera que la otra cara permanece permanentemente invisible para un observador en cualquier lugar de la Tierra. Por último, el tercer movimiento de la Luna es el que realiza alrededor del Sol, acompañando la traslación de la Tierra (el año lunar coincide, aproximadamente, con el año terrestre).
La Luna ejerce una continua influencia física sobre nuestro planeta: un ejemplo conocido es el fenómeno de las mareas; esto es, la fuerza de atracción gravitatoria lunar produce una leve deformación en la superficie terrrestre, la cual se evidencia por el flujo y reflujo continuo en las aguas de los océanos y mares de la Tierra.
Para un observador ubicado en algún de la Tierra, cercano a un océano, se observará una marea máxima (pleamar); un poco después que la Luna alcance su posición más alta sobre el horizonte. Unas seis horas más tarde se verá una marea mínima (bajamar). La misma pleamar se observará cuando la Luna se halle invisible desde el mismo sitio, ubicada en el punto más bajo por debajo del horizonte (esto sucederá en algo más de 12 horas después de la pleamar anterior). Como resultado final, en el transcurso de un poco más de un día, se tendrá siempre dos mareas máximas y dos mínimas.
Otra acción de las mareas es la variación a largo plazo de la distancia media entre la Tierra y la Luna. Este fenómeno es consecuencia del principio de acción y reacción: la Tierra reacciona al freno impuesto por las mareas, impulsando a la Luna hacia adelante y, por lo tanto, provocando un ensanchamiento gradual de su órbita.
Al respecto, los astronautas de las 7 misiones APOLLO , entre 1969 y 1972, dejaron en la superficie de la Luna varias configuraciones de espejitos que reflejan la luz de brevísimos impulsos láser enviados desde observatorios terrestres. El tiempo de ida y vuelta, multiplicado por la velocidad de la luz, da como resultado la distancia entre el aparato láser y los espejitos en la Luna. Estas mediciones han permitido comprobar que la órbita lunar se "ensancha" unos 3 cm por año.
Los asteroides
El Sistema Solar aún contiene otros cuerpos, en general más pequeños que los planetas o sus lunas: se trata de los asteroides o pequeños planetas. En el siglo XVIII, cuando todavía el Sistema Solar terminaba en Saturno, se consideraba válida una expresión matemática que señalaba una relación entre el orden de cada planeta respecto del Sol y su distancia al mismo. Cuando el planeta Urano fue descubierto, su ubicación en el Sistema Solar resultaba de acuerdo con lo establecido en esa regla (ley de Bode).
De esa ley podía deducirse además que debía existir algún astro entre Marte y Júpiter, aunque allí no se había observado ninguno. La incógnita se mantuvo hasta la noche del 1 de enero de 1801, cuando el astrónomo italiano Piazzi descubrió con un rudimentario telescopio un nuevo cuerpo en esa región, al que llamó Ceres; luego se determinó que se trata de una pequeño planeta más o menos esférico de unos 1.000 km de diámetro. Se había cumplido una vez más la ley de Bode.
Sucedió entonces que, en 1802, se descubrió otro en la misma zona, Pallas; luego, en 1804, otro más: Juno. La cuenta se engrosó en 1807, cuando fue hallado otro planetita: Vesta; el siguiente en el orden de descubrimiento fue Astrae, ya en 1845.
Todos los que fueron encontrándose resultaron mucho más pequeños que Ceres: Pallas (490 km), Vesta (400 km); y Juno (190 km); el resto tiene dimensiones desde unas pocas decenas de kilómetros a cientos de metros, o quizás menos. Actualmente, Hator es el más pequeño conocido: 500 m. En razón de sus reducidas dimensiones se los denominó "pequeños planetas" y como, al ser observados telescópicamente, tienen una apariencia estelar, se los designó asteroides, que literalmente significa "con forma de estrella".
Únicamente son esféricos aquellos asteroides de mayores dimensiones; el resto tiene formas bastantes irregulares. En particular, Héctor tiene forma de reloj de arena (tal vez sean dos cuerpos unidos en uno solo).
Se ha estimado que la masa de todos los asteroides juntos sería de apenas el 1% de la masa de la Tierra. Las observaciones indican que sus superficies son rugosas y, en algunos casos, con diferentes clases de asimetrías detectadas mediante las variaciones irregulares de sus brillos
Se conocen las órbitas de alrededor de 15.000 asteroides. Se descubren, sin embargo, muchos miles más mediante largas exposiciones fotográficas, pero nose tienen datos suficientes para calcular las trayectorias de todos ellos. Si bien la mayoría de los asteroides se encuentran entre Marte y Júpiter, se hallaron otros ubicados en lugares alejados de esa zona del Sistema Solar. El planetita Hidalgo se acerca bastante a Saturno, y Cirón, por su parte, gira en órbita entre Saturno y Urano. Otros asteroides, pasan muy cerca del Sol (se los llama objetos Apolo) y algunos de ellos tienen órbitas tales que en su rotación alrededor del Sol se aproximan a la Tierra. Otros, en cambio, se alejan tanto como Neptuno y Plutón.
Júpiter ejerce una fuerte influencia gravitatoria sobre los asteroides; puede decirse que algunos han sido "capturados" por la gravedad de Júpiter. Se ha observado que unos 20 planetitas están ubicados a la misma distancia del Sol que Júpiter, con períodos de traslación semejantes al de ese planeta; se los llamó Troyanos, y los nombres individuales de los objetos que forman este grupo recuerdan a los héroes griegos mencionados por Homero en la Ilíada y la Odisea. Los asteroides Troyanos se ubican en uno de los vértices de un triángulo equilátero con vértices en el Sol y Júpiter.
Si no existiera la influencia gravitatoria de los grandes planetas (fundamentalmente Saturno y Júpiter) sobre las órbitas de los asteroides, las trayectorias de los planetitas tendrían que encontrarse, después de cierto tiempo, en el mismo lugar del espacio. Pero esa situación no se produce, justamente por efecto de esas perturbaciones gravitaciones, las cuales continuamente modifican sus órbitas.
Los astrónomos han agrupado a los asteroides en conjuntos llamados familias, cuyos miembros tienen órbitas semejantes. Esta situación puede brindar una pista sobre el origen de los asteroides, ya que el hecho de que muchos de ellos tengan aproximadamente la misma órbita podría ser debido a la fragmentación natural de un cuerpo planetario más grande, o quizás a que están relacionados entre sí por algún otro origen común.
Los cometas
Estos astros aparecen repentinamente y sólo algunos pocos son visibles a simple vista mostrando colas notables y llamativas.
El más famoso de todos es el cometa Halley, que aparece cada 76 años. Este cometa lleva su nombre por el astrónomo E. Halley, quien pudo verificar que sus apariciones eran periódicas a partir de registros de observación anteriores; Halley había observado "su" cometa en 1682 y predijo su retorno para 1758.
Ha sido posible determinar que la observación más antigua conocida del cometa Halley es del año 467 AC. Su último pasaje por las cercanías del Sol se produjo en febrero de 1986 y el próximo se producirá en el año 2062.
Todos los cometas forman parte del Sistema Solar, y algunos de ellos describen órbitas elípticas tan elongadas que sus períodos de revolución son muy largos: decenas o cientos de años.
Cada año se observan de una a dos docenas de cometas pasando por las cercanías del Sol; sin embargo, aún en esas condiciones de proximidad, sólo ocasionalmente un cometa llega a ser tan brillante como para ser observado a simple vista, sin la ayuda de un telescopio.
Un cometa está constituido de una región brillante y pequeña, de unos pocos kilómetros de diámetro, denominada "cabeza del cometa". En ella se halla una zona central (núcleo); que contiene elementos congelados, entre los cuales el más abundante parece ser hielo (de agua), dióxido de carbono y monóxido de carbono, y quizás algo de metano y amoníaco.
Distribuidas entre las moléculas de la cabeza del cometa hay partículas de polvo, y por esta razón se dice que el núcleo es una bola sucia de hielo.
A grandes distancias del Sol el cometa se halla inactivo y sólo refleja la luz solar; pero cuando en su trayectoria se aproxima al Sol, el material del núcleo se calienta y es disociado por la radiación solar.
De modo espectacular, de la cabellera emergen, empujadas por la intensa radiación solar, dos "colas" tenues y brillantes: una de gas y otra de polvo, extendiéndose millones de kilómetros. Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial.



Meteoros
En las noches claras se observa que en forma repentina un punto evemente brillante del cielo se desplaza rápidamente; en pocos segundos desaparece de la visión: son las llamadas estrellas fugaces o meteoros.
Se trata de partículas de polvo de muy pequeño tamaño que al penetrar en la atmósfera terrestre, se queman rápidamente por el roce con os gases de la misma, lo que sucede a una altura entre 60 y 120 km. Algunos meteoros, aquellos de mayores imensiones y pesos apreciables, son más brillantes y llegan a describir más largas trayectorias, mostrándose por más tiempo. En una noche despejada y alejado de la iluminación de las ciudades se pueden observar una media docena por hora. Al final de la noche se alcanzan a ver más meteoros que al comienzo
Pero hay épocas del año en que desde un cierto lugar de la Tierra, el cielo se llena de meteoros formando verdaderas "lluvias de estrellas fugaces", las que suelen durar unas horas o bien unos días. Por un efecto de perspectiva, para el observador terrestre, todos los meteoros de una lluvia parecen emerger de un único sitio del cielo, llamado "punto radiante".
Las lluvias de meteoros reciben el nombre de la constelación donde aparece el mencionado punto radiante. Por ejemplo, las Leónidas es una lluvia de estrellas que ocurre hacia la constelación de Leo; este fenómeno aparece todos los años en la misma fecha, a mediados de Noviembre, aunque resulta particularmente abundante en meteoros cada 33 años. El 13 de noviembre de 1833 se produjo una de las lluvias más espectaculares de la época moderna: se observón unas 200.000 estrellas fugaces por hora.
Se ha acumulado evidencia de que estas lluvias se vinculan con los restos de cometas. Es decir, al aproximarse los cometas al Sol se han desintegrado, dejando parte de su polvo en forma de una tenue nube de partículas.
Ese polvo describe una trayectoria alrededor del Sol de la misma manera que los planetas, y por lo tanto también se lo considera miembro del Sistema Solar. Cuando la Tierra atraviesa la región de la nube de polvo, las partículas caen en la atmósfera provocando esa enorme cantidad de estrellas fugaces. Debido al movimiento periódico de la Tierra alrededor del Sol, el encuentro con la nube y las consecuentes lluvias de estrellas, suceden aproximadamente en la misma fecha de cada año.
Por otra parte, en raras ocasiones, al penetrar en la atmósfera y antes de impactar contra el suelo, también se observa que los meteoros explotan y resultan tan brillantes como, por ejemplo, la Luna Llena. En oportunidades, si son espectacularmente brillantes, se los puede ver durante el día; a veces aparece un meteoro que en su trayectoria en el cielo deja una estela brillante y que al desintegrarse puede producir fuertes ruidos: cuando sucede un fenómeno como éste, a dicho meteoro se lo denomina bólido. Si además los meteoros son lo suficientemente grandes, antes de quemarse totalmente atravesando la atmósfera pueden llegar a impactar la superficie terrestre: entonces se los denomina meteoritos.
Si se trata de rocas de grandes dimensiones (fragmentos de asteroides o núcleos de cometas), en el choque pueden producir un cráter de impacto. Algunos de éstos cráteres se pueden advertir en la superficie terrestre, aunque muy afectados por la erosión. Se conocen unos 160 cráteres en toda la tierra. Se puede mencionar, como ejemplo, que en el año 1908 un meteoro aparentemente de grandes dimensiones produjo daños considerables en una extensa región deshabitada de Siberia (Rusia). En Arizona (USA) se halla un cráter de unos 1.200 m de diámetro y profundidad de 175 m, posiblemente producido por el choque de un trozo de asteroide, hace 50.000 años.Se ha estimado que el diámetro de un crater producido por un meteoro es alrededor de 10 veces el diámetro del meteoro que impacta.
Los meteoritos recogidos en la superficie terrestre son de los tipos: rocosos y metálicos. Los rocosos (más abundantes) son difíciles de reconocer por su similitud con las piedras terrestres, y por lo tanto deben ser recogidos inmediatamente a su caída. Por su parte, los metálicos, al estar constituidos por hierro en un grado de extrema pureza, resultan más fáciles de identificar. Son relativamente fáciles de ubicar en los desiertos, ventisqueros y regiones polares.
Es posible determinar la edad de los meteoritos por métodos radioactivos de datación, encontrándose que es de unos 4.500 millones de años; una edad similar a la de la Tierra y a la de las rocas lunares. Por lo tanto, se estima que los meteoritos son, cuerpos que se formaron al mismo tiempo que el Sol y su sistema planetario.
Pero en el cielo nocturno todavía hay otros fenómenos involucrados con el polvo meteorítico presente en el camino de la Tierra alrededor del Sol.
Un fenómeno interesante se observa desde lugares donde la luz artificial no moleste la visión; se percibe, sobre la dirección en que se mueve el Sol y poco antes de su salida (o poco después de su puesta) una banda luminosa denominada luz zodiacal.
La luz zodiacal (ques e observa en la región del Zodíaco) se produce como resultado del reflejo de la luz solar en las partículas de polvo que se encuentran esparcidas entre el Sol y nuestro planeta. La alta densidad de polvo y la capacidad de reflexión del mismo hacen que ese reflejo sea observable, bajo ciertas condiciones, desde la superficie de la Tierra.

Eclipses
Uno de los fenómenos astronómicos más espectaculares son los eclipses, esto es, el oscurecimiento del Sol o la Luna durante un corto intervalo de tiempo. En particular son especialmente interesantes los eclipses de Sol, ya que a pleno día el Sol desaparece y se hace la noche. Una condición indispensable para que tenga lugar un eclipse de Sol es que este astro, junto con la Luna y la Tierra (en ese orden), se encuentren ubicados en una misma línea del espacio; en esas condiciones la sombra de la Luna se proyectará sobre una limitada región de la superficie terrestre centrada en esa línea.
Todos los habitantes que se encuentran en esa zona de la Tierra, sumergidos dentro del cono de sombra lunar, verán al Sol ocultarse detrás de la Luna durante algunos minutos (el tiempo que dura el pasaje de la Luna frente al disco solar).
Los eclipses solares pueden ser totales (se oscurece completamente el disco del Sol), parciales (se oculta una porción del disco) y anulares (el disco de la Luna queda contenido dentro del disco solar y se ve un anillo brillante).
Durante un eclipse solar total, por lo tanto, se verá en pleno día un cielo típicamente nocturno, en el cual brillarán algunas estrellas; se oscurecerá el disco solar y sólo la débil atmósfera del Sol será apreciable. El cielo terrestre durante un eclipse total de Sol es tan oscuro como el de una noche de Luna Llena.
El fenómeno de los eclipses solares se produce, como dijimos, en ciertas y precisas condiciones, ya que el plano de la órbita de la Luna no es coincidente con la eclíptica; si así fuese, los eclipses serían un fenómeno mucho más frecuente. Dinámicamente, sólo dos veces por año se da la configuración en la que los tres astros se encuentran sobre una misma recta; sólo entonces serán posibles los eclipses de Sol.
No tan espectaculares como los de Sol, aunque bastante llamativos, son los eclipses de Luna. Cuando el Sol, la Tierra y la Luna (ahora en este orden), se ubican sobre una misma línea del espacio, sucede que la sombra de la Tierra cubre la superficie de la Luna, que en la ocasión se encontrará necesariamente en su fase de Luna Llena. Entonces vemos el oscurecimiento del disco lunar. Estos eclipses serán visibles para todos los habitantes de la Tierra que, en ese momento, tengan la Luna por encima de sus respectivos horizontes. La máxima duración de un eclipse lunar es de 104 minutos. El oscurecimiento de la Luna durante el eclipse total (cuando la Luna se encuentra por completo dentro del cono de sombra de la Tierra) no siempre es igual; en algunos eclipses es muy pronunciado y en otros no tanto.
Esta curiosa situación depende de las condiciones reinantes en la alta atmósfera terrestre, la cual será atravesada por los rayos solares rasantes que delimitan la sombra de la Tierra; si hay mucho polvo en la atmósfera, por ejemplo por erupciones volcánicas recientes o nubes muy densas, el eclipse resultará más oscuro. Un dato a tener en cuenta es que un eclipse de Luna coincide siempre con la fase de Luna Llena y se lo observará sólo de noche; en cambio un eclipse de Sol corresponde a la Luna Nueva, y por consiguiente lo veremos en pleno día.
Las constelaciones
Las antiguas civilizaciones sugirieron formas y figuras en el cielo para identificar la distribución observada de las estrellas; esas formas fueron tanto de animales y seres mitológicos, como de objetos de uso cotidiano. Se las llamó constelaciones y actualmente resultan un esquema útil para delimitar una zona del cielo.
Hoy se consideran 88 constelaciones, es decir, la bóveda celeste se ha subdividido en 88 sectores definidos; a cada una le corresponde una determinada región del cielo: hay constelaciones visibles desde ambos hemisferios de la Tierra y otras observables sólo desde uno de ellos.
Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran proyectando el plano de la órbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas: son las constelaciones del Zodíaco. Por fuera de la banda zodiacal, algunas muy conocidas son Cruz del Sur (visible desde nuestro hemisferio) y Osa Mayor (visible desde el hemisferio Norte), ya que las mismas permiten ubicar la posición de importantes puntos de referencia (polo sur y norte celestes, respectivamente).
La constelación que ocupa más superficie en la esfera celeste es la de Hydra (unos 1.303 grados2); contiene 68 estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por su parte, es la constelación más pequeña.
Comúnmente se indica la posición de astros y de fenómenos astronómicos con respecto a la constelación donde aparecen. Por ejemplo "alfa Centauro" identifica la estrella más brillante de la constelación del Centauro.
Denominar la estrella como "Alfa" es nombrar a la primera letra del alfabeto griego (); los astrónomos incorporaron la secuencia de este abecedario como una escala de brillos aparentes de las estrellas. Alfa () es la más luminosa, luego le sigue Beta (), y así consecutivamente. En general, las estrellas más luminosas también han recibido nombre propio, como Sirio ( Canis Majoris).
Cuando se trata de estrellas menos brillantes, en general son indicadas por un número, por ejemplo "35 Cefeo". Por otra parte, si la estrella es variable (su brillo no es uniforme con el correr de los días) entonces lleva una o dos letras antes del nombre de la constelación a la cual pertenece (por ejemplo "RR Tauro"); algunas variables llevan un número luego de las letras.
Número de estrellas visibles a ojo desnudo El número total de estrellas que pueden observarse en todo el cielo en condiciones ideales de observación desde el nivel del mar, sin luz artificial y en una noche sin luna, alcanza hasta magnitud 6,5. Durante todo un año hay alrededor de 10.000 estrellas en esas condiciones; esto es sin considerar el efecto de abosorción atmosférica de la luz en las cercanías del horizonte. Desde un lugar elevado sobre la superficie terrestre, como una montaña a 2000 metros de altura el número puede ser varias veces mayor. Sin embargo, para un observador en un lugar dado no es posible ver todas las estrellas del cielo al mismo tiempo.Debe considerarse la ubicación de ese observador en la superficie de la tierra; si estuviese ubicado en el ecuador terrestre vería muchas más estrellas que en cualquier otro lugar del globo, ya que alcanzaría a a ver todas las estrellas de los dos hemisferios celestes. Para cualquier otra latitud, sur o norte, muchas estrellas son permanentemente invisibles, y muchas otras, si bien aparecen sobre el horizonte, no son visibles por efecto de la absorción atmosférica. Para un observador en una latitud intermedia (por ejemplo: =-30 grados), el número total de estrellas que se pueden ver a lo largo del año, hasta una magnitud límite de 5,5 , es de unas 2.000 estrellas; pero si consideramos un lugar no necesariamente de buena calidad de visualización, aunque con muy poca luz artificial, y con una magnitud límite de unas 4 magnitudes, el número de estrellas observables a lo largo del año no alcanza a unas 400.


Distancia de las estrellas
Para el estudio de las estrellas es fundamental la determinación de sus distancias. En principio, el Sol es la estrella más cercana, razón por la cual es la más y mejor investigada; ahora bien, cuál es su estrella más próxima y cuán cerca se encuentra del Sol? A los astros más cercanos (como los planetas) se les puede medir sus distancias en forma directa, a través de cálculos trigonométricos relativamente sencillos. A medida que las distancias se hacen cada vez más grandes se deben utilizar métodos indirectos de medición, los cuales no siempre resultan lo suficientemente precisos.
Con el transcurso del tiempo, la observación y el registro cuidadoso de la posición de algunas estrellas, los astrónomos han detectado cierto desplazamiento de las mismas, reflejo de la traslación de la Tierra alrededor del Sol e independiente del movimiento en conjunto de la esfera celeste. Al comparar la ubicación de las estrellas respecto de sus vecinas, mediante un par de fotografías astronómicas tomadas con un intervalo, digamos de seis meses, se nota cierto cambio en la posición de algunas de ellas, entre una foto y la otra. Se comprueba que la misma estrella vuelve a su posición anterior un año después de la primera fotografía.
Este efecto se debe a que en un año, las estrellas cercanas modifican su posición con respecto a las estrellas más lejanas, como reflejo del movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol
(24) . La observación y el registro de este fenómeno permite determinar la distancia a las estrellas más cercanas a la Tierra. Para ello, los astrónomos han definido la paralaje de una estrella como el ángulo bajo el cual se ve desde la estrella, el radio de la órbita terrestre.
La paralaje entonces, es la mitad del ángulo total que se desplaza la estrella en el cielo; su valor es siempre muy pequeño, inclusive para las estrellas más cercanas, de tal manera que su determinación debe hacerse con extremo cuidado. La primera determinación de una paralaje fue realizada en 1838, para la estrella 61 Cisne, hallándose el valor de 0,3"; para ilustrar esta medida angular, téngase en cuenta que un ángulo de 1" (que se lee como "un segundo de arco") corresponde al de una moneda de 1 centímetro de diámetro vista desde una distancia de 2 km.
La estrella más cercana al Sol es más pequeña que éste y se denomina Próxima Centauro. Forma parte de un grupo compuesto por tres estrellas unidas físicamente; dos de ellas se confunden, vistas desde la Tierra, en una única estrella muy brillante (conocida como Centauro) que desde nuestro hemisferio es observable a simple vista. De las tres estrellas de Centauro, la más débil es también la más cercana (Próxima);y le siguen, a una distancia algo mayor, las otras dos que completan el sistema triple; en particular, la paralaje de Próxima es 0,76"
(25).
Debido a la lejanía de los astros, se han implementado otras unidades de distancia, en reemplazo de las unidades terrestres (cm, m, km, etc.) más de acuerdo con las grandes dimensiones del universo. Una unidad muy conocida por todos es el año-luz [AL]. El AL equivale a una distancia igual a la que recorre la luz durante un año; a una velocidad cercana a 300.000 km/seg, la luz recorre unos 10 millones de millones de kilómetros en un año
(26), es decir, 63.240 veces la distancia de la Tierra al Sol: esa distancia se designa AL.
Usando el AL, Centauro se halla a poco más de 4 AL de nosotros, en otras palabras, la luz de esa estrella demora unos 4 años en llegar a la Tierra.
Sabemos que cerca del Sol, aunque más allá de Centauro, hay más estrellas, en general de dimensiones más pequeñas que el Sol; sin embargo, como son débiles se trata de estrellas difíciles de observar.
Una estrella relativamente cercana e interesante es Vega ( Lira), la quinta estrella más brillante del cielo y, por lo tanto, visible a simple vista. Ha sido muy estudiada y hasta hace poco tiempo, se consideraba que sus características principales eran bien conocidas. Sin embargo, a través de observaciones realizadas con satélites se detectó la presencia de un disco de material frío
(27), girando en órbita alrededor de la estrella. Ese disco podría representar el estado más primitivo de un posible sistema planetario que acompañe a Lira (estado de condensación); un fenómeno similar se ha observado en otras estrellas, como por ejemplo en Pictoris
Movimiento de las estrellas
Mediante la observación detenida del cielo, se verifica que los planetas se diferencian de las estrellas porque se mueven entre ellas, mientras las segundas parecen inmóviles; el fondo de estrellas simula encontrarse fijo sobre la esfera celeste, fundamentalmente porque las distancias relativas que separan una de otras aparentan ser constantes dada la gran lejanía de todas ellas.
En realidad, todas las estrellas se mueven. La aparente invariabilidad de la forma de las constelaciones es producto de la enorme distancia que nos separa de las estrellas, algo que hace inapreciable su movimiento a simple vista y que sólo pueda percibirse comparando observaciones separadas por largos períodos de tiempo, décadas o centurias.
Edmund Halley determinó por primera vez en 1718 el movimiento de las estrellas, comparando las posiciones de tres estrellas muy brillantes: Arturo, Proción y Sirio, dadas por Ptolomeo (85-165 d.C.) en el famoso Almagesto, con las que él mismo había medido. Encontró que ellas habían variado de posición en relación con las estrellas vecinas poco brillantes: la diferencia que halló fue de 1° para Arturo y 0,5° para Sirio.Movimiento propio
El desplazamiento aparente de las estrellas en el cielo se designa como movimiento propio y se indica en segundos de arco por año ("/año).
Si se comparan dos fotografías de la misma región del cielo, obtenidas con un intervalo de unos 50 años o más, es relativamente sencillo comprobar y medir los diversos movimientos de las estrellas en sentido perpendicular a la visual. Es evidente que este movimiento propio es el desplzamiento en el espacio de la estrella proyectada en el cielo.
Los movimientos propios son, en general, muy pequeños; la enorme mayoría de las estrellas tienen movimientos propios del orden de 0,001"/año, salvo algunas poces estrellas con algo más de 1"/año. Un caso muy particular es la llamada estrella de Barnard que presenta un movimiento propio de 10,25"/año, que equivale a 1° cada 350 años.Velocidad radial
La velocidad radial es la componente de la velocidad de la estrella en el sentido de la visual dirigida a la misma.
La medición de las velocidades radiales se realiza mediante el análisis del espectro de las estrellas; las líneas espectrales de los elementos de la serie periódica que aparecen en él se desplazan hacia el azul o hacia el rojo según que la fuente luminosa se acerque o se aleje del observador (efecto Doppler).
Por otra parte, ese desplazamiento de las líneas en el espectro es proporcional a la velocidad de la fuente, lo cual permite determinar la velocidad radial de una estrella midiendo el corrimiento de las líneas de su respectivo espectro. La medida se reduce a obtener el espectro de la estrella superpuesto a un espectro de comparación de una fuente terrestre. Si en el espectro estelar se mide el desplazamiento, mediante la expresión del efecto Doppler encontramos que:la velocidad radial es igual al producto de la velocidad de la luz c multiplicada por el desplazamiento de la longitud de onda de esa misma línea con respecto a la posición normal de la línea en un espectro de referencia determinado en un laboratorio terrestre.
El valor resulta dado en las mismas unidades que la velocidad de la luz c, y generalmente se lo indica en kilómetros por segundo. Puede ser de acercamiento (con signo negativo) o de alejamiento (con signo positivo), según que las líneas espectrales se hayan corrido hacia el azul o bien hacia el rojo.
Se han medido las velocidades radiales de muchos miles de estrellas, las cuales oscilan entre 0 y 400 km/seg, medidas expresadas con relación al Sol; sin embargo, la mayoría de las estrellas tiene velocidades comprendidas entre 10 y 40 km/seg y son raras aquellas que presentan una velocidad radial superior a los 100 km/seg.
Además de completar la descripción del movimiento de las estrellas, la velocidad radial permite acceder a otro tipo de información respecto de las características físicas de estos astros.
Veamos algunos ejemplos. En el caso de las estrellas dobles, la velocidad radial del sistema presenta variaciones periódicas que ponen en evidencia sus movimientos orbitales. De la misma manera, en ciertas estrellas variables llamadas pulsantes la variación de la velocidad radial se origina a causa de la expansión y contracción de su superficie.Velocidad espacial
El movimiento de las estrellas se realiza en tres dimensiones. El llamado movimiento propio es perpendicular a la visual, con el cual puede determinarse la velocidad tangencial de la estrella, si se conoce la distancia a la que se encuentra la estrella, y además, se acercan o se alejan del observador, desplazamientos que se miden a través de la denominada velocidad radial.
El desplazamiento total de una estrella se calcula sobre la base de sus velocidades radial (Vr) y tangencial (Vt), componiendo ambas mediante la regla del paralelogramo. La composición de dichas velocidades se conoce como velocidad espacial de la estrella (Ve) y se expresa como:Ve2 = Vr2 +Vt2
La Ve que resulta es la velocidad espacial relativa de la estrella con respecto al observador; para obtener la velocidad absoluta se debe restar la velocidad del observador.
La dirección del movimiento de la estrella se deduce geométricamente de la razón entre sus velocidades radial y tangencial; puede estimarse además por el ángulo que forma la velocidad espacial con la dirección de la visual.
Sirio, la estrella más brillante del cielo tiene una velocidad radial de -8 km/seg.
El astrónomo J.H. Oort descubrió en 1927 que las velocidades radiales de las estrellas evidencian un efecto producto de la rotación de la galaxia. Como las estrellas situadas entre el Sol y el centro galáctico se mueven más rápidamente, para un observador situado en el Sol (o en la Tierra), aquella que todavía no alcanzó al Sol tiene Vr negativa (es decir, se acerca). Sucede lo contrario con las estrellas que se desplazan externamente al Sol; como se mueven más lentamente, aquella que todavía no ha sido alcanzada por el Sol tiene Vr negativa (es decir, se acerca), y finalmente la estrella que quedó atrás tiene Vr positiva (se aleja). Las estrellas que están a la misma distancia que el Sol del centro galáctico parecerían estar en reposo; todo esto con referencia exclusiva al movimiento de rotación de nuestra galaxia.
Ahora bien, por otra parte, en la mayoría de las galaxias se observa un corrimiento al rojo intrínseco (es decir, una velocidad radial positiva), el cual aumenta uniformemente con la distancia, un tema que trae aparejado complejas cuestiones cosmológicas. Rotación de las estrellas
A través del análisis del ancho de las líneas espectrales se puede determinar la velocidad de rotación de las estrellas. Líneas delgadas indican baja velocidad de rotación y líneas anchas alta velocidad. También influye en el ancho de las líneas la posición del eje de rotación con respecto a la visual. Si el eje de rotación es perpendicular a la visual se obtiene el valor real de la rotación, y en el caso de que el eje de rotación coincida con la visual no es posible determinar su velocidad de rotación. Entre ambas posiciones el valor determinado será menor que el verdadero.
Definición de estrella
El universo es el habitat de las estrellas y su estudio constituye una de las partes más atrayentes de la Astronomía.
Para los astrónomos una definición de estrella es la siguiente: una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.
Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)
Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas "gastan" sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.
Durante siglos, de una a otra generación, los hombres vieron a millares de estrellas brillando noche tras noche; ningún cambio apreciable se producía en las mismas, salvo en poquísimas excepciones (por ejemplo en los eventos de supernovas).

La Magnitud de las estrellas
Hace dos mil años atrás el astrónomo Hiparco (161-126 AC) ideó una escala de medida del brillo de las estrellas y para ello calificó a las estrellas visibles en seis clases de magnitud. Las más brillantes eran de primera magnitud, las que le seguían inmediatamente (un poco menos brillantes) fueron de segunda magnitud y así sucesivamente, hasta englobar a las estrellas más débiles, apenas distinguibles a simple vista (sexta magnitud). Debe prestarse atención a que las estrellas más tenues en brillo son las de valores de magnitud más grandes.
En este sistema de magnitudes, la diferencia de brillo entre dos magnitudes consecutivas es de 2,5 veces, lo que implica que la relación de luminosidad entre las estrellas más brillantes y las más débiles es de alrededor de 100, es decir, sigue una relación de tipo logarítmica.
El sistema de Hiparco de clasificación del brillo estelar se mantuvo hasta hoy, actualizado y extendido a las estrellas que sólo pueden verse con telescopios. Los astrónomos han medido el brillo de algunas estrellas (llamadas stándar), a las que les han asignado un valor de magnitud constante; con ellos, se calcula la magnitud de las restantes estrellas por comparación.
Estas magnitudes se denominan aparentes (se trata de las que se perciben, sin corrección alguna). El Sol tiene una magnitud aparente de -26,8m; el planeta Venus varía entre -3m y -4,5m; y las estrellas más débiles posibles de observar con un telescopio terrestre alcanzan +24m.
Ahora bien, la magnitud aparente no solo depende de la energía irradiada por las estrellas, sino también de la distancia a la que que se encuentran. El Sol, por ejemplo, no resultaría muy luminosos si se hallara a la distancia que se encuentra la estrella más cercana ( Centauro)..
Para eliminar el efecto de la distancia, los astrónomos idearon el concepto de magnitud absoluta. Esta magnitud es una medida de la luminosidad que tendría para nosotros si la estrella se encontrara a una distancia de 10 pc (esta distancia equivale a 32,6 años luz).
Para conocer la magnitud absoluta, se debe conocer la magnitud aparente (por ejemplo, con un fotómetro, que es un instrumento que permite medir el brillo aparente de los astros y la distancia. Recíprocamente, con ambas magnitudes (la aparente y la absoluta) se puede estimar la distancia de un astro; en este caso, la magnitud aparente se obtiene (como antes) directamente de las observaciones fotométricas y la magnitud absoluta, por su parte, se consigue determinar a partir de consideraciones físicas o mediante comparaciones con objetos cuyo brillo intrínseco se conoce.
Por otra parte, el diferente brillo o luminosidad intrínseca de las estrellas depende de la reserva del componente básico de cada una: el hidrógeno (H). La transformación gradual del H en helio (He) da lugar a la energía que luego observamos como el brillo de la estrella.
La masa de una estrella es nso cuenta u sobre la cantidad de materia que posee; es un número no muy sencillo de obtener, ya que a través de la luz que recibimos de los astros no suministra ninguna información acerca de su valor.
No obstante, se consigue medir la masa de una estrella siempre que se pueda determinar el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre el movimiento de otro cuerpo, ubicado éste a distancia conocida. Este método para calcular masas estelares no puede aplicarse a estrellas solitarias, a causa de que su aislamiento hace que la influencia gravitatoria sobre sus cuerpos vecinos no sea significativa. En cambio, es aplicable para determinar la masa de aquellas estrellas que forman sistemas binarios o dobles (e trata de dos estrellas muy próximas moviéndose una alrededor de la otra. En esos sistemas, las estrellas se encuentran muy próximas, afectadas mutuamente por acción de sus respectivas fuerzas de gravedad.

Estructura estelar
Los estudios geológicos más recientes señalan que la edad de las rocas más antiguas de la Tierra, tienen unos 4.500 millones de años. Como nuestro planeta debería haberse formado después que el Sol, es evidente que la edad del Sol debe ser algo mayor.
Por otra parte, la Biología ha demostrado que la vida sobre la Tierra existe desde unos 3.000 millones de años, algo que sugiere que el Sol, durante ese intervalo, ha brillado de la misma manera y no debe haber soportado cambios considerables; si los hubiese tenido, la vida en la Tierra probablemente habría desaparecido. Esta idea implica que el Sol es estable: no cambia su brillo ni sus dimensiones.
Algo similar parece ocurrir con la mayoría de las estrellas. En este punto los astrónomos se han hecho la siguiente pregunta: cómo es posible que una estrella (el Sol, por ejemplo) pueda mantenerse estable y brillar por tan largo tiempo?
Ya definimos una estrella como una enorme masa de gas que genera luz; por lo tanto, para comprender su estructura interna es necesario conocer las propiedades de los gases.
De acuerdo a las leyes físicas los gases se comportan de manera similar en la Tierra que en el espacio extraterrestre: sus propiedades son semejantes en cualquier lugar del universo. Y una de sus características es la capacidad de expandirse, es decir, de aumentar su volumen. Si un gas se encuentra herméticamente encerrado en un recipiente sucederá que, durante su expansión natural, ejercerá cierta fuerza sobre las paredes que lo contienen, la cual define la presión del gas. Esa presión depende de la temperatura a que se encuentra el gas: a mayor temperatura, mayor presión en el gas.
A su vez la temperatura se vincula directamente con la velocidad con que se mueven los átomos (y/o moléculas) que componen el gas; así, cuanto mayor sea la temperatura, mayor será la velocidad de los átomos y mayor la presión del gas.
Pero una estrella no está contenida en ningún recipiente, por lo que cabe esperar que el gas que la compone se expanda libremente haciendo que se dilate y aumente el volumen de la estrella. A su vez la presión del gas en el interior estelar será siempre de adentro hacia afuera y en todas las direcciones.
De no existir otra fuerza que equilibre a la presión del gas, la estrella se dilatará indefinidamente; por consiguiente desaparecería como tal al dispersarse totalmente el gas.
Pero existe un fenómeno que se opone a la presión del gas: es la fuerza de atracción gravitatoria. Esta fuerza trata de comprimir la estrella hacia su centro; su sentido es obviamente, de afuera hacia adentro, verificándose que actúa también en todas las direcciones.
Cuando los astrónomos dicen que una estrella es estable, entonces están refiriéndose al equilibrio entre esas dos acciones: la presión del gas y la fuerza gravitaria. De esta manera, un estado de equilibrio indica que no hay un predominio de una acción sobre la otra.
Así, en cualquier punto de la estrella, la temperatura debe ser tal que permita una igualdad entre la presión del gas y el peso de las capas de gas que conforman. Como ese peso aumenta hacia el centrola temperatura también debe aumentar en el mismo sentido para que la presión del gas pueda contrapesarlo y así mantener estable al astro.
Ese equilibrio parece subsistir siempre. En caso que la presión del gas no resulte suficiente para equilibrar el peso de las capas externas, la estrella se contraerá hasta un punto tal que la presión del gas pueda balancearla y hacer estable a la estrella. Sin embargo, existe otra: la presión de la luz. Esta acción, que también depende de la temperatura, tiene el mismo sentido que la presión del gas y colabora en contrarrestar los efectos gravitatorios. Para estrellas pequeñas (como el Sol), su efecto es ínfimo ya que la cantidad de radiación que emiten es débil. En cambio, estrellas de mucha masa y de grandes dimensiones (como las denominadas supergigantes), tienen una temperatura interior muy elevada, y por consiguiente su temperatura superficial también lo es; en estos casos la presión de la luz toma valores importantes y no puede dejar de tenerse en cuenta.
Estrellas con altas temperatura significa hablar de valores entre 40.000 ºC y 50.000 ºC; estrellas frías, en cambio, significa temperaturas del orden de los 2.500 ºC. Sin embargo hay estrellas con temperaturas todavía menores que esta última, y que sólo pueden ser observadas con detectores especiales, ya que su radiación es invisible para nuestros ojos (se trata de radiación infrarroja).
Todas las temperaturas mencionadas corresponden a las superficies de las estrellas; en sus interiores la temperatura alcanza valores mucho más altos, llegando al máximo en sus centros, en donde sobrepasaría los 10 millones de grados. La temperatura superficial de una estrella se obtiene del análisis de su luz, recogida en la Tierra a través de telescopios.
Las altas temperaturas de las profundidades estelares producen determinados procesos físicos que afectan especialmente a los núcleos de los átomos del gas. Esos procesos dan lugar a la producción de energía en una región que rodea el centro de la estrella; allí, el Hidrógeno se transforma espontáneamente en Helio, mediante el fenómeno conocido como fusión nuclear.


Composición
La transformación del gas de hidrógeno (H) en helio (He) en el interior de las estrellas, se realiza básicamente a través de uno de los dos procesos siguientes: la reacción protón-protón [PP], o bien el ciclo del carbono [CC]; con cualquiera se obtiene el mismo resultado. También debe tenerse en cuenta una tercera reacción de gran importancia, denominada proceso triple alfa.
Mediante la reacción "proton-proton", 4 átomos de hidrógeno se convierten directamente en 1 de helio. A través del "Ciclo de carbono" se arriba a un resultado similar, sólo que además de los átomos de hidrogeno es necesaria la presencia del carbono como elemento catalizador. Este ciclo tiene lugar cuando se superan los 15 millones de grados, es decir en estrellas donde su temperatura central es mayor que la correspondiente al Sol.
Finalmente sucede que la suma de la masa de los núcleos de los átomos de hidrogeno que participan en la transformación, es mayor a la masa total del núcleo resultante helio. Esa diferencia de masa es la que se convierte en energía y que luego, en forma de luz y calor, emergerá en todas las direcciones posibles, desde el centro de la estrella hacia su superficie.
Después de la formación de helio, el proceso de las transformaciones nucleares continúa con la creación sucesiva de otros elementos, más pesados que el hidrogeno, como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, hasta finalizar en el hierro; en este fenómeno participa el proceso triple alfa. La producción de los elementos más pesados que el hierro no es resultado de reacciones termonucleares; se producen sólo por captura de neutrones en etapas muy violentas de la evolución de la estrella (por ejemplo, en los eventos de supernova.
Se puede asimilar el núcleo de las estrellas a una caldera donde se originan los elementos químicos desde el hidrogeno al hierro, todo lo que compone el universo.
A través del análisis de los espectros, se ha podido comprobar que todas las estrellas (incluido el Sol), tienen aproximadamente la misma abundancia relativa de los diferentes elementos químicos. Siguen en abundancia al hidrógeno y al helio: silicio, magnesio, hierro y aluminio. Esto indica que la abundancia de los elementos presentes en la superficie de la Tierra, comparados con los observados en las estrellas, es completamente diferente.
Pero no todas las estrellas presentan exactamente la misma composición química. En el caso de las estrellas frías (con temperaturas menor que 2.000 ºC) se verifica que entre las mismas, existen sensibles diferencias en las abundancias del carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Los astrónomos también hallaron que en las estrellas más viejas existe una menor abundancia de elementos de mayor peso atómico a más pesados en comparación con las estrellas más jóvenes. Esta evidencia confirmaría la hipótesis que las estrellas son el lugar donde se originan los elementos que siguen al hidrógeno y al helio en la tabla periódica.
Pero las estrellas, simultáneamente con la formación de los elementos siguientes al helio, experimentan otras mutaciones: aumentan de tamaño al comienzo y luego disminuyen. Esos cambios son el resultado de que la cantidad de energía emitida es variable, y que por consiguiente el astro cambia de brillo; es decir, se convierte en lo que se ha denominado una estrella variable.
En ocasiones, las estrellas sufren cambios violentos y expulsan parte de sus capas exteriores a su espacio circundante; en esas circunstancias, se producen los elementos químicos que siguen al hierro y terminan en el uranio. El gas expulsado por la estrella, junto con las partículas de polvo diseminados en el espacio, conforman nuevos astros con una composición química diferente a las estrellas de la generación anterior. De este modo, mediante un lento proceso de recomposición de elementos, el universo recicla y modifica su composición química, aumentando gradualmente la proporción de elementos más pesados que el hidrógeno en las estrellas que se van formando.

El Sol
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra; ubicada en el centro de un sistema planetario, es su miembro dominante. De acuerdo a las dimensiones observadas en otras estrellas, el Sol resulta entre todas ellas un astro de valores promedio de masa, tamaño y temperatura. Destaquemos que la energía que irradia ha permitido el desarrollo de la vida en nuestro planeta.
La masa del Sol es aproximadamente 300.000 veces superior a la masa de la Tierra y su diámetro es unos 109 veces el terrestre. Por su parte, la temperatura superficial del Sol alcanza los 6.000 º C.
Observando el disco solar con algo de detalle, se distingue una apariencia similar a la de granos de arroz separados por un tenue límite oscuro; esta granulación cubre toda la superficie solar. La dimensión de cada gránulo alcanza unos 500 kilómetros y su duración sobre la superficie es efímera: aparecen y desaparecen en minutos. Cada gránulo parece corresponder a una cierta porción de gas caliente que asciende desde el interior del Sol; las regiones oscuras que rodean a los gránulos son la zona donde desciende el gas una vez enfriado.
Sin embargo, en el disco solar observable desde la Tierra, lo más llamativo son las llamadas manchas solares: un fenómeno conocido desde mucho tiempo atrás (inclusive antes de la invención del telescopio) y confirmado por Galileo en sus observaciones de 1610; en condiciones particulares del cielo diurno es posible observarlas a simple vista.
Las manchas continuamente cambian de forma y de tamaño; sus dimensiones son muy variadas: algunas pueden llegar a ser mayores que la misma Tierra. Se trata de regiones oscuras que se destacan de su entorno brillante; presentan una región ennegrecida, la umbra, rodeada por una región más clara, la penumbra. Aparecen en grupos de hasta decenas de miembros, con tamaños muy diferentes entre sí. En ocasiones se han podido contar hasta 100 manchas en un conjunto; sin embargo el mayor número registrado fue en octubre de 1957, cuando se observaron 263 manchas.
Por muchos años, el aspecto oscuro de las manchas sugirió la presencia de agujeros en el Sol, algo que hoy se sabe que es falso. Lo que sucede es que en el interior de la región que ocupa la mancha la temperatura es menor en unos 1.000 ºC que la temperatura de la región circundante; por esta sencilla razón, la zona de una mancha aparece más oscura que el resto luminoso de la superficie solar.
Los astrónomos analizaron detalladamente este fenómeno y han podido comprobar que las manchas solares están asociadas con una actividad magnética muy fuerte. Como generalmente las manchas aparecen de a pares, se verificó que cada una de ellas tiene distinta polaridad: una es norte magnético y la otra sur magnético asemejándose a la estructura de un imán común.
Como se ha mencionado, las manchas solares aparecen y desaparecen; en general duran unos diez días, aunque algunas pueden ser observadas en intervalos mayores. Hacia 1843, el astrónomo S.E. Schwabe, descubrió que el número de manchas solares visible variaba de manera periódica en un intervalo de algo más de 11 años. Notó además que el número de manchas aumenta hasta un valor máximo y luego disminuye hasta un valor mínimo en que puede no haber ninguna.
Se encontró que en los máximos el número de manchas no es siempre el mismo; en algunas circunstancias el número es muy grande, pero en otras puede ser bastante pequeño. Poco después del descubrimiento del ciclo de los 11 años, los científicos dedicados al estudio sistemático del Sol comprobaron que las manchas solares alcanzan su máxima actividad al mismo tiempo que se detectan perturbaciones magnéticas sobre la Tierra.
Esas perturbaciones se aprecian, por ejemplo, por la aparición de las auroras boreales. A simple vista, las auroras semejan "cortinas" de luces multicolores y ondulantes que aparecen en zonas del cielo terrestre, particularmente en ciertas regiones geográficas cercanas a los polos magnéticos de la Tierra.
Las manchas solares cambian de posición sobre el disco visible por efecto de la rotación solar. Justamente, la observación de manchas durante varios días sucesivos ha permitido detectar y medir el giro del Sol sobre sí mismo. Se descubrió entonces que el Sol rota sobre sí mismo con diferente velocidad a distintas distancias de su ecuador; es decir no gira en forma uniforme como la Tierra. La velocidad de rotación solar es mayor en su ecuador y va disminuyendo hacia los polos. Así, en el ecuador del Sol el día dura unos 25 días terrestres; a 45 de latitud solar, es de 28 días, y en sus polos cerca de 35 días.
En ocasiones, a cierta altura sobre la superficie solar, las manchas aparecen rodeadas por áreas más brillantes, de aspecto blanquecino: esas zonas se llaman fáculas y generalmente resultan notables hacia los bordes del Sol.

La atmósfera solar
Para facilitar su estudio, la atmósfera del Sol se dividió en capas fotósfera (zona ligada a su superficie), cromósfera )porción intermedia) y corona (la capa más externa).
La cromósfera es una región relativamente transparente que, durante los eclipses totales de Sol, puede observarse a simple vista como un anillo rosado. Alcanza alturas del orden de los 15.000 km sobre la superficie. Su temperatura varía entre 4.500 ºC en la región cercana a la fotósfera hasta alrededor de 500.000 ºC en la parte superior, donde comienza la corona.
La corona es un débil halo brillante, que corresponde a la parte más alta de la atmósfera solar, que se extiende millones de kilómetros en el espacio. Su luz es tenue (mucho más débil que la de la cromósfera, apenas alcanza a la mitad del brillo que tiene la Luna llena) y sin embargo su temperatura es muy alta, del orden de 1.000.000 º C, La extensión de la corona no tiene un límite preciso y se expande a través de todo el Sistema Solar, aunque el efecto que produce sobre el movimiento de los planetas es nulo. Tal como se la observa en los eclipses totales de Sol, la corona presenta diferencias en su estructura relacionadas estrechamente con el número de manchas solares: cuando el número es máximo la corona muestra una forma circular; en cambio, en el mínimo de manchas, tiende a ser un halo de apariencia alargada hacia la región de los polos.
La energía irradiada por el Sol conduce partículas (atómicas y subatómicas)en todas las direcciones, y esas partículas es lo que se conoce como el viento solar: partículas que se mueven con velocidades entre 400 y 700 km/seg. Muchas de las partículas del viento solar son atrapadas por los planetas y, en el caso de la Tierra, se las observa en las auroras boreales.
Otro fenómeno de la atmósfera solar son las fulguraciones (flares o destellos); se trata de repentinos aumentos de brillo, en zonas ubicadas en las cercanías de las manchas solares. Una fulguración se corresponde con nubes gaseosas que se elevan miles de kilómetros sobre la fotósfera, a una temperatura que puede llegar a los 10.000 ºC. La duración de las fulguraciones es desde algunos minutos hasta varias horas; cuanto mayor es el número de manchas, mayor es la actividad de las fulguraciones.
Otros fenómenos espectaculares observados en el Sol son las prominencias, semejantes a grandes llamaradas que se prolongan hasta enormes alturas sobre la fotósfera. En algunos casos tienen un movimiento circular ascendente y descendente, como armando un gran remolino. Las prominencias se detectan muy bien sobre el borde del disco solar; en los eclipses totales de Sol se las logra ver a simple vista, brillando con un color rojizo contra el fondo blanco de la corona.
NOTA: Cabe mencionar aquí que cuando se desee observar el Sol, es muy importante tener en cuenta algunos detalles, como por ejemplo, no observarlo nunca a simple vista sin una protección adecuada. No es conveniente utilizar anteojos oscuros ni los llamados "ahumados"; se debe emplear entonces una película fotográfica velada, absolutamente negra. El no tener en cuenta esta recomendación puede ocasionar lesiones oculares irreversibles o bien, directamente, la ceguera (tanto total como parcial). Si se observa a través de un telescopio no se debe mirar por el ocular. Lo más conveniente es observar el disco solar proyectado sobre un cartón blanco, o mejor todavía a través de filtros especiales; por medio de esos filtros se pueden llegar a observar las fulguraciones y eventualmente las prominencias.


Evolución de las estrellas
Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resultaimposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años. Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas, puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad; en la foto se tendría una visión de las posibles fases o estadios de la vida humana: habrían recién nacidos, niños, adultos, ancianos, etc. Al analizar la imagen obtenida de cada persona y clasificándola de acuerdo a cierto carácter, podría establecerse el ciclo de la vida humana con bastante precisión; se podría estimar el ciclo completo, captado en un único instante de tiempo en la fotografía de conjunto.
Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición. Al respecto se debe tener en cuenta que, efectivamente, se han visto desaparecer estrellas (por ejemplo, la supernova de 1987) como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas (como en el profundo interior de la Nebulosa de Orión, por ejemplo).
Ya mencionamos que en el estudio de las estrellas, se utilizan parámetros físicos como la temperatura o la masa, entre otros. Pero debe señalarse también otra de las técnicas usuales en Astronomía, denominada Espectroscopía.
La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose "espectro" al resultado de esa descomposición cromática (la palabra espectro que significa "aparición", fue introducida por I. Newton, quien fue el primero es descubrir el fenómeno). En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas. Esas líneas o mejor dicho, cada una de las series de líneas, se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la T de la superficie estelar y por otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.
Diferentes elementos químicos absorben o emiten luz según la temperatura a que se encuentren; de esta manera la presencia (o ausencia) de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, indica su temperatura.
Los astrónomos han diseñado un sistema de clasificación de estrellas, de acuerdo a las características que presentan sus respectivos espectros. En ese esquema, las estrella s se ordenan desde las más calientes a las más frías, en tipos espectrales que se identifican según el siguiente patrón de letras:
O B A F G K M
Las estrellas más calientes (O) tienen temperaturas de unos 40.000 ºC; en el otro extremo, las más frías (M), alcanzan sólo 2.500 ºC; en este esquema, el Sol, con una temperatura superficial de 6.000 ºC, resulta una estrella de tipo espectral intermedio entre las más calientes y las más frías: es una estrella tipo G.
Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo. Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja.
En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presiön del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio; como consecuencia, mayor es la temperatura interna. Implica que la estrella debe "quemar" combustible a gran velocidad, lo que produce una ingente cantidad de energía. Esta clase de estrellas sólo puede tener una vida limitada: unos pocos millones de años.
Las estrellas frías (generalmente pequeñas y con una fuerza de gravedad débil) sólo producen una modesta cantidad de energía; en consecuencia aparecen brillando tenuemente. Así, estas estrellas pueden existir como tales sólo algunas decenas de miles de millones de años.
En la siguiente Tabla se indican la temperatura característica (en grados centígrados, ºC) de cada tipo espectral (T.E.).
Tipo Espectral
Temperatura (ºC)
O
40.000
B
25.000
A
11.000
F
7.600
G
6.000
K
5.100
M
2.500
Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleola temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso).
La etapa de protoestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna, las que acaban cuando la temperatura de su núcleo alcanza los 10 millones de grados, iniciándose entonces la transmutación del hidrógeno en helio y, por lo tanto, la generación de energía desde su núcleo: en esa etapa el astro se considera ya una estrella.
Las estrellas contienen suficiente hidrógeno como para que la fusión en su núcleo dure un largo tiempo, aunque no para siempre. La velocidad de combustión del hidrógeno depende de la masa, o sea de la cantidad de materia que compone la estrella.
Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse.
Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: un objeto de gran tamaño (de dimensiones mayores que las originales), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo. La gigante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.
Si la estrella, al formarse, tiene una masa cuarenta veces mayor que la masa del Sol, pasará al estado de gigante roja en sólo unas pocas decenas de millones de años. Luego irá disminuyendo de tamaño y perderá rápidamente una cantidad significativa de su masa expulsando materia hacia el espacio.
Otra modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares; de esta forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosa que circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa; si ese proceso continúa puede dar lugar a un objeto denominado nebulosa planetaria.
Con el nombre de nebulosas planetarias, se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorescente en lenta expansión; algunas fotografiadas con potentes telescopios, muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo, razón por la cual se le ha dado ese nombre, ya que su aspecto observada en el telescopio es similar al disco de un planeta.
Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico de la misma puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar al de nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.
Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.
En el siguiente cuadro se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).
Masa Inicial
Estado evolutivo final
M <>. La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).
Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo y cuyas características son bastante peculiares (por ejemplo, aparecen campos magnéticos sumamente intensos).
El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.
En el siguiente cuadro se muestran algunas estrellas con sus características físicas más importantes.
Estrella
Magnitud aparente (m)
Magnitud Absoluta
Temperatura (en ºC)
Radio (en radios solares)
Características
Centauri
0,6
-5,0
21.000
11
gigante
Aurigae
0,1
-0,1
5.500
12
gigante
Orion
0,4
-5,9
3.100
290
supergigante
Scorpi
0,9
-4,7
3.100
480
supergigante
Sirio B
8,7
11,5
7.500
0,054
enana blanca
De este modo se recicla el material estelar: las estrellas que se formen con el gas expulsado en una explosión de supernoeva, serán menos ricas en hidrógeno y helio, pero más ricas en los elementos químicos más pesados, que las estrellas de su generación anterior.
Pero sucede que luego de la explosión de una supernova, lo que queda del astro, además de sus remanentes, es un cuerpo de apenas algunos kilómetros de diámetro, conformado por él núcleo de la estrella original.
En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca . En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones). La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.


Púlsares
Un pulsar es una clase especial de estrella variable, relacionado íntimamente con las estrellas de neutrones; en general tienen una cantidad de materia similar a la del Sol, pero comprimida en un tamaño no mayor de unos 15 km de diámetro.
El descubrimiento de las estrellas de neutrones o púlsares, completamente inesperado, confirmó estudios teóricos respecto de la posibilidad de la existencia de estrellas muy compactas pero con una masa similar a la masa solar. En esas condiciones, se había calculado que la materia constituyente del astro debía estar constituida sólo por neutrones. Podrían rotar muy rápidamente (en fracciones de segundo) y cualquier emisión de energía desde su superficie sería observada en forma similar a la luz de un faro marítimo: destellos a intervalos iguales (de allí su denominación como púlsares). Así, la energía de estas verdaderas estrellas de neutrones giratorias llega en forma de ondas de radio.
Se conocen actualmente varios cientos de púlsares. El primero de ellos fue descubierto por A. Hewish y Jocelyn Bell, en 1967, al detectar radiación emitida en forma de "pulsos" con intervalos extremadamente cortos de tiempo. Al captar esos destellos con un período tan corto y preciso, se pensó que podría tratarse de señales inteligentes de seres extraterrestres, pero más tarde se verificó lo erróneo de esta hipótesis. Los intervalos entre los pulsos observados en los púlsares son de fracciones de segundo y además la separación entre ellos se mantiene perfectamente constante.
En el caso de la supernova que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo, la estrella que quedó como residuo luego de la explosión, es justamente un pulsar con un período de algunas centésimas de segundo; en este caso en sólo un segundo el pulsar brilla y se oscurece unas 30 veces.


Los agujeros negros
Físicamente, toda acumulación de masa genera un campo gravitatorio a su alrededor cuya potencia depende de la cantidad de masa y también del tamaño que tenga esa acumulación. Por esta razón, por ejemplo, una nave espacial que debe escapar de nuestro planeta, necesita poseer suficiente energía para vencer la atracción gravitatoria terrestre. Si a la nave se le imprime una velocidad menor que la necesaria para que escape (11,2 km/seg) caerá a la Tierra, imposibilitada de salir.
Cuanto más masivo sea un astro (sea planeta o estrella) mayor será la velocidad de escape del mismo; debe tenerse presente entonces, que en objetos muy masivos (enanas blancas o estrellas de neutrones) la atracción gravitatoria es enorme.
La teoría indica que los objetos llamados agujeros negros se formarían cuando una cantidad apreciable de materia cósmica se acumula en un volumen extremadamente reducido del espacio; por ejemplo, luego del colapso de una estrella.
En un agujero negro, la fuerza de atracción que ejerce su gravedad es tan intensa que la materia se comprime hasta límites increíbles; al adquirir un estado tan denso, la gravedad resulta tan elevada que ni la luz puede escapar de él. Por esta causa el objeto no será observable: será "negro", a decir por los astrónomos. La denominación de "agujero" surge al designar al cuerpo del que no puede escapar nada a causa de su gravedad y que parece absorber toda la materia circundante.
Se ha calculado que las dimensiones de un agujero negro no superarían 1 km de diámetro, y que le correspondería una cantidad de masa entre una similar a la de la Tierra y masas equivalentes a varios miles de soles.
Los astrónomos han estimado que la materia atraída hacia un agujero negro será fuertemente acelerada por su gravedad y, por lo tanto, las partículas que la componen entrarán en un estado de continua colisión mutua, cayendo a muy grandes velocidades en una curva de forma espiral. Por consiguiente, en los alrededores de un agujero negro se creará un violento torbellino, en el cual la materia trata de penetrar en un muy pequeño volumen del espacio.
El continuo choque de partículas acaba calentándolas muy intensamente y dando lugar a una radiación muy fuerte de energía. Si la temperatura alcanza a ser suficientemente tan elevada como para alcanzar los millones de grados (lo cual es muy probable en esas circunstancias), se puede detectar ese torbellino mediante observaciones de la radiación en Rayos X.
Hasta el momento no existe ninguna prueba concluyente de la existencia de agujeros negros. Por ser invisibles, sólo podrían ser detectados a través de sus efectos gravitacionales sobre otros cuerpos celestes, o bien en el caso singular de que se halle junto a otra estrella formando un sitema doble. Existe un sistema binario en la constelación del Cisne, donde se ha observado una potente fuente de Rayos X; aparentemente es de una de las dos componentes del sistema, justamente aquella que no es visible. Los datos recogidos de un sistema doble sugieren que un enigmático objeto (que sería muy pequeño), tendría masa suficientemente grande como para ser identificado como serio candidato a agujero negro.
Por otra parte se detectaron fuertes radiaciones de Rayos X en determinadas regiones del espacio; muchas de esas fuentes X son de carácter explosivo, lo que implicaría que podrían ser debidas también a agujeros negros. Algunos núcleos de galaxias además, son muy difíciles de identificar con algo conocido, por lo que algunos científicos consideran que podrían vincularse también con fenómenos similares a los agujeros negros.


Las estrellas variables
La temperatura sobre la superficie terrestre no ha variado significativamente desde hace unos 3.000 millones de años, lo que lleva a pensar que el Sol ha permanecido irradiando la misma cantidad de energía desde al menos ese número de años. Sin embargo, a través de cuidadosas mediciones de la cantidad de luz que nos llega de los astros, se ha encontrado que un porcentaje bastante grande de estrellas varían de brillo: ya que no irradian la misma cantidad de luz con el transcurso del tiempo. Muchas estrellas varían de brillo en forma periódica, otras lo hacen irregularmente y algunas pocas lo hacen explosivamente.
El primer caso conocido y registrado fue el de una estrella de la constelación de la Ballena, que llega a ser tan brillante como para ser visible a simple vista y luego disminuye de brillo de forma tal que se hace invisible al ojo humano; se la bautizó con el nombre de Mira o sea "la maravillosa".
Mira es una estrella variable clasificada como pulsante (no debe confundirse una estrella variable pulsante con un pulsar) y aún hoy su variación se repite regularmente con un período de alrededor de un año. Existen estrellas similares a Mira, que aumentan y disminuyen regularmente de tamaño, lo que involucra un cambio en la cantidad de luz que irradian al espacio. Es decir, las variables pulsantes varían de brillo como resultado de una pulsación de su estructura interna .
Algunas variables pulsantes son extremadamente brillantes y además tienen la particularidad de que el período de variación se relaciona directamente con el brillo intrínseco de la estrella (por brillo intrínseco se entiende el brillo que realmente tiene la estrella y no el brillo observado, que es el que se mide desde la Tierra).
Existe por lo tanto una relación entre el período, el brillo intrínseco y la distancia. los astrónomosdeterminaron que si se obtiene el período de una variable pulsante se puede conocer fácilmente su brillo intrínseco y derivar, luego, la distancia a que se encuentra; las variables pulsantes son, por lo tanto, estraordinariamente útiles para determinar indirectamente las distancias de las agrupaciones estelares de las que forman parte.
Sin embargo, las estrellas variables más notables son, sin duda, las denominadas eruptivas: repentinamente emiten una cantidad inusual de radiación (parece que estallaran); se han identificado varias tipos, entre los cuales, los más conocidos son las estrellas novas y las supernovas.
Las novas aumentan de brillo rápidamente: en uno o dos días llegan a su máximo fulgor y luego decaen lentamente. En su brillo máximo a veces logran ser visibles a simple vista. Se ha encontrado que una nova expulsa al espacio una pequeña parte de la materia que la compone, ya que se forma una nebulosa a su alrededor que luego se va disipando a alta velocidad.
El fenómeno supernova (ya mencionado), es más espectacular. Se trata de estrellas, en su última etapa de existencia, que estallan produciendo un aumento gigantesco de brillo; también llegan a su máximo fulgor en uno o dos días, y luego disminuyen muy lentamente en el transcurso de uno o dos años. En esta explosión las supernovas expulsan una parte considerable de su estructura la que origina una nebulosa en expansión muy notable (remanentes). Se han observado supernovas en otras galaxias y en algunos casos fueron tan brillantes como toda la galaxia misma; esto da una idea de la extraordinaria cantidad de energía que es emitida por las supernovas en un tiempo relativamente corto.
El caso mejor estudiado es el de la Nebulosa del Cangrejo; un objeto gaseoso que se formó como resultado de la explosión de una supernova observada en el año 1054. De la medida de la expansión de esta nebulosa se ha podido determinar la fecha en que toda ella estaba acumulada en un punto, y ello coincide con la fecha en que en esa región del cielo se observó una estrella tan brillante que de acuerdo a las crónicas de esa época, llegó a ser visible en pleno día.

Sistemas estelares
Se ha medido un alto porcentaje de estrellas formando parte de sistemas dobles, triples y también múltiples; un grupo ya mencionado es Centauro (sistema triple), el más cercano al Sol. Otro ejemplo es Sirio: la estrella más brillante del cielo terrestre también se trata de un sistema estelar, en este caso doble.
Se han catalogado unas 40.000 estrellas dobles y aún se siguen encontrando más a medida que se perfeccionan los instrumentos de observación.
Las estrellas que forman un sistema estelar están vinculadas físicamente a través de los efectos de su gravitación mutua. La componente más pequeña de un sistema doble describe una órbita alrededor de la compon ente de mayor tamaño, tal como la Tierra gira alrededor del Sol; generalmente, la estrella más grande es también la más luminosa de ambas. Se han observado también sistemas dobles donde se verifica un intercambio de materia entre las dos componentes: una de las estrellas pierde materia y la otra, en cambio, la va ganando a expensas de la primera. En algunos de estos sistemas, una de las estrellas es relativamente normal y la otra parece ser de dimensiones tan pequeñas, que su diámetro no excede unos pocos kilómetros: quizás se trataría de un agujero negro.
Es interesante mencionar que si en el sistema solar, el planeta Júpiter hubiera tenido mayor masa durante su formación como planeta, tal vez hubiera sido una estrella y entonces, junto con el Sol, habrían formado un sistema estelar doble.
Los cúmulos
Analizando la distribución de estrellas en el espacio se encuemntra que la misma no es uniforme; inclusive a simple vista se puede observar que en ciertas regiones del cielo hay más estrellas que en otras. En promedio, los astrónomos han estimado la presencia de una estrella por cada cubo de 10.000.000.000.000 km (diez billones de km) de lado. Sin embargo, en ciertas regiones del espacio se producen grandes acumulaciones denominadas cúmulos estelares. De acuerdo a su aspecto los cúmulos estelares se han clasificado en dos grupos principales: los globulares y los abiertos.
Los cúmulos globulares deben su nombre a la forma de globo que presentan telescópicamente. Se trata de aglomeraciones de cientos de miles de estrellas, en un volumen bastante reducido: algunas decenas de años luz. Considerando un cubo como el citado anteriormente, en un cúmulo globular se pueden contar hasta 100 estrellas dentro del mismo.
A ojo desnudo, los cúmulos globulares aparentan ser simples estrellas, pero con el telescopio se perciben como débiles manchas. Con un telescopio de mayor potencia se puede comprobar en ese sitio la presencia de un extraordinario número de estrellas. Se considera a los cúmulos globulares entre los cuerpos celestes más antiguos que se conocen. Sus edades son del orden de los 10 mil millones de años, o quizás más.
Por su parte, los cúmulos abiertos, no cuentan co un número tan elevado de estrellas. Generalmente no hay más de 100 estrellas en un cubo, ahora de unos 100.000.000.000.000 km (cien billones de km). Uno de los más conocido es el cúmulo de Pléyades, visible a simple vista en el verano del hemisferio sur como un grupo de 5 o 7 o más estrellas; también se lo conoce como las "siete cabritas". Con un telescopio se pueden ver algo más de 100 estrellas.
No obstante el cúmulo abierto más cercano a nosotros es Híades, también visible a simple vista, pero no tan llamativo como Pléyades; se encuentra a 60.000.000.000.000 km (sesenta billones de km)de distancia. Los cúmulos abiertos presentan un rango de edades bastante grande: algunos son muy jóvenes (unos pocos millones de años) y otro son relativamente viejos (miles de millones de años).

Gas y polvo interestelares
En el espacio entre las estrellas hay gas y polvo, los cuales representan, al menos, un 20% de la masa de nuestra galaxia. En la Vía Láctea se considera que existe una densidad de gas de aproximadamente 0,2 a 0,5 átomos/cm3 en los alrededores del Sol; con respecto al polvo se estima un promedio de 1 g/cm3.
El gas se trata de átomos y moléculas, fundamentalmente de hidrógeno; en orden de abundancia le siguen el helio, el carbono, el oxígeno, el nitrógeno y el hierro. Por su parte, el polvo son diminutas partículas, en general menores que 10 micrones; el polvo no brilla y por lo tanto sólo se lo distingue cuando se proyecta sobre regiones brillantes (nebulosas o cúmulos).
La materia interestelar se encuentra concentrada principalmente hacia el plano de la galaxia, en la faja que corresponde a la Vía Láctea; allí se pueden observar nebulosidades brillantes de carácter difuso denominadas nebulosas. Estas nebulosas se clasifican según tres tipos: (a) nebulosas brillantes o de emisión, (b) nebulosas de reflexión y (c) nebulosas planetarias.
El hidrógeno aparece tanto ionizado como neutro; las nebulosas brillantes se componen de hidrógeno ionizado y de otros elementos también ionizados. El hidrógeno no ionizado (neutro) se encuentra en los brazos espirales de la Vía Láctea y es posible detectarlo a través de las radio ondas.
A las nubes de hidrógeno neutro, se las conoce como Regiones HI; su temperatura se encuentra entre los -150 ºC; y -50 ºC;. Las nebulosas de emisión (como la de Orión) brillan por influencia de estrellas cercanas muy luminosas y por consiguiente de alta temperatura. Las regiones donde ser observan estas nebulosidades son denominadas Regiones HII; la temperatura de estas regiones es del orden de los 10.000 ºC; en ellas, las partículas sólidas se han evaporado y se componen fundamentalmente por átomos e iones, formando una nube de baja densidad.
Finalmente, mencionemos una nebulosa como la asociada al cúmulo abierto de Pléyades, que muestra un espectro (de absorción) similar al de las estrellas más brillantes del grupo; este hecho indica que la nebulosa (de polvo) refleja la luz de las estrellas: es una nebulosa de reflexión.
Por otra parte, una nebulosa planetaria consiste en una nube de gas que rodea una estrella brillante, la cual se halla en un estado evolutivo avanzado. La nebulosa corresponde a la superficie proyectada de una esfera y, ópticamente, presenta un disco circular (de allí su nombre de planetaria, ya que simula el disco de un planeta). Estas nebulosas resultan del proceso de pérdida de masa por parte de una estrella ubicada en su centro.
El polvo interestelar no puede ser observado directamente; su presencia se manifiesta por el efecto que produce sobre las estrellas situadas detrás: absorben la luz de las estrellas más alejadas. El polvo bloquea la luz de las estrellas más alejadas, de modo que en ciertas regiones aparecen manchas en el cielo tales como si fueran zonas oscuras. Por otra parte, se debe recordar también que el polvo cambia el color de la luz; en el decir de los astrónomos: la enrojecen, es decir, transmiten más fácilmente luz roja que luz azul.
También existen nubes de material interestelar absorbente, conocidas como nebulosas oscuras: objetos que ocultan la luz de las estrellas situadas detrás de los mismos; en las cercanías del polo sur celeste se halla una muy conocida, ya que se puede detectar su presencia a simple vista. Es la nebulosa llamada Bolsa de Carbón, en la constelación de la Cruz del Sur.
El polvo interestelar está compuesto de partículas de grafitografito (carbono) combinado con otros elementos que podrían ser oxígeno, silicio, hierro, magnesio, y, en ocasiones, con una variada gama de moléculas adheridas en su superficie.
La lenta acumulación de gas y polvo puede conducir a la formación de nuevas estrellas, las cuales tendrán diferente composición química de acuerdo con el momento que nazcan. En general, el gas frío no es visible para nuestros telescopios convencionales y se hacen necesarios entonces los radiotelescopios; sólo cuando el gas que rodea una estrella de muy alta temperatura, se calienta y resulta entonces perfectamente visible.

La Vía Láctea
Históricamente, se ha llamado Vía Láctea a la banda luminosa, algo tenue, que atraviesa el cielo nocturno, alcanzando su máximo esplendor durante el invierno del hemisferio sur; su nombre es de carácter mitológico y proviene del aspecto lechoso que presenta.
En esa zona del cielo el número de estrellas es apreciablemente mayor que en otras regiones; esto implica que en el espacio la distribución de las estrellas no esesf érica, lo que indica que el número de estrellas que vemos en cualquier dirección del cielo no es la misma.
Las primeras investigaciones sobre la forma de la Vía Láctea sugirieron que podía tratarse de un disco muy achatado con el Sol ubicado en su centro; observando hacia el plano de ese disco, el número de objetos es mayor que una observación en el sentido perpendicular.
Posteriormente se determinó que el Sol no se encuentra en el centro, sino a unos 25 mil años luz (AL) del mismo; este resultado surgió del análisis de la distribución de los cúmulos globulares. La Vía Láctea comenzó a considerarse entonces como una galaxia, es decir un enorme conglomerado de estrellas muchas veces superior a los cúmulos estelares, ya que ella misma contiene a miles de ellos. El Sol y su sistema planetario forma parte de la galaxia Vía Láctea y la banda luminosa que vemos en el cielo es, por lo tanto, sólo una parte de dicha galaxia vista de canto.
Más tarde se determinó que la Vía Láctea es una galaxia de forma espiral compuesta de un núcleo y dos brazos que parten del mismo. Las estrellas más luminosas (y de alta temperatura) se ubican siguiendo esa estructura espiral; esto fue confirmado al comprobar la distribución del hidrógeno interestelar.
En general, todo lo que vemos en el cielo a simple vista forma parte de la Vía Láctea. Una excepción son las llamadas Nubes de Magallanes; (la Nube Mayor y la Nube Menor), difusas que se observan como dos pequeñas manchas, son visibles en el cielo del hemisferio sur.
Los objetos celestes más brillantes, como las estrellas más luminosas, las nebulosas brillantes, las nebulosas oscuras y los cúmulos abiertos, también se ubican en los brazos espirales de la Vía Láctea. Pero, el resto de las estrellas, entre ellas nuestro Sol, aparecen distribuidos entre los brazos.
Las más recientes estimaciones acerca del número de estrellas que componen la Vía Láctea indican que habría unas 200 mil millones de estrellas distribuidas en un diámetro cercano a los 80.000 AL en un espesor de alrededor de 5.000 AL.
Las diferentes regiones de la Vía Láctea no se parecen unas de otras, tanto en sus movimientos como en las características de las estrellas que aparecían en ellas. De este modo se introdujo el concepto de poblaciones estelares, una idea que permitió separara los objetos según sus edades, la abundancia de los elementos químicos presentes, y también por su ubicación y distribución en relación con la Vía Láctea.
De acuerdo a estas condiciones han sido definidas tres clases de poblaciones:
1. Población del Halo. Los objetos se distribuyen en una esfera con una fuerte concentración hacia el centro de la galaxia; son los más viejos de la galaxia.
2. Población del Disco. Componen una estructura bastante aplanada y concentrada hacia el plano galáctico.
3. Población de los Brazos Espirales. Son objetos muy jóvenes; justamente considerando su corta edad, se ha deducido que en los brazos espirales se originarían las estrellas a partir de la condensación del gas y el polvo del material interestelar.

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