Archivo de febrero 9th, 2010

CONSTELACIÓN

Cada una de las 88 regiones arbitrarias en las que se divide el firmamento con el fin de clasificar y designar los cuerpos celestes. En tiempos antiguos, se en- tendía por constelación más bien una alineación o figura hecha con estrellas, pero el concepto actual corresponde a parcelas completas de la bóveda celeste con todo su contenido. Las fronteras entre constelaciones son totalmente arbitrarias, carecen de relación alguna con la realidad física y fueron fijadas en la década de 1930 por la Unión Astronómica Internacional. Dentro de una misma constelación se encuentran estrellas y otros objetos astronómicos de muchos tipos que carecen de relación entre ellos y no se encuentran a la misma distancia de nosotros.

Constelación
Representación de las constelaciones en la obra de Pedro Apiano Astronomicum caesareum (1540). Créditos: Real Instituto y Observatorio de la Armada.

Desde las civilizaciones más antiguas que se conocen: babilonios, chinos, incas, egipcios o aborígenes australianos, ha sido costumbre darle nombre a grupos de estrellas bien visibles, como por ejemplo Orion, o Escorpión. Las constelaciones que utilizamos actualmente provienen de alguna de estas culturas antiguas y aunque sus nombres estén en latín, casi la mitad proviene de los griegos; las del zodiaco provienen de Babilonia, algunas de los árabes y las del hemisferio sur son de tiempos más recientes, cuando comenzaron los viajes de los exploradores europeos por los mares del sur.



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LUNA

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Se encuentra a 384 400 km de distancia de la Tierra y tiene un diámetro de 3476 km. Tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra unos 27,32 días. Debido a efectos de marea, el periodo de rotación de su eje coincide con el de traslación en torno a la Tierra, por lo que la Luna siempre presenta la misma cara al observador terrestre. A lo largo de su órbita, el cambio de posición de la Luna respecto al Sol hace que la parte iluminada vaya cambiando, lo que da lugar a las fases de la Luna (Luna nueva, cuarto creciente, Luna llena y cuarto menguante).

La Luna

Luna llena fotografiada con el refractor de 200 mm de abertura del Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia. Créditos: Vicente Aupí (Observatorio de Torremocha del Jiloca).



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ENANA MARRÓN

Una estrella se caracteriza por su masa, que determina de manera esencial las propiedades observacionales y el tiempo que brillará a partir de la producción de energía debido a reacciones nucleares en su interior. Sin embargo, en el espacio se pueden encontrar objetos de apariencia estelar pero que no tienen masa suficiente como para quemar el elemento más sencillo, el hidrógeno, que consta de un solo protón. Esto es debido a que la presión y temperatura internas, consecuencia del peso de todas las capas de material que se encuentran atraídas por la gravedad del objeto, no son lo suficientemente altas para iniciar la conversión de hidrógeno en helio. A estos cuerpos se los denomina objetos subestelares. La definición incluye tanto las enanas marrones, que en ciertos periodos evolutivos muy cortos pueden quemar un isótopo del hidrógeno denominado deuterio (un protón más un neutrón), como los objetos de masa planetaria, que carecen incluso de esta reacción nuclear. Los modelos teóricos predicen que el límite subestelar se encuentra en una masa equivalente a 0,072 veces la del Sol, aunque en realidad depende ligeramente del contenido de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, los cuáles representan una fracción mínima.

Las enanas marrones, por tanto, son objetos de masa intermedia entre las estrellas más ligeras y los planetas gaseosos más masivos (aproximadamente, entre 0,072 y 0,013 veces la masa del Sol). El espectro de las enanas marrones más frías descubiertas por ahora se parece más al de Júpiter que al de las estrellas frías. La primera enana marrón, Teide 1, fue descubierta en las Pléyades por un grupo español liderado por el astrofísico R. Rebolo en 1995.

Sigma Orionis

Imagen en falso color del cúmulo estelar abierto sigma Orionis. El cúmulo es muy joven (unos tres millones de años) y rico en enanas marrones, estrellas con discos protoplanetarios y con emisión de rayos X. Este cúmulo es la región del cielo con más y mejor conocidas enanas marrones. Créditos: José A. Caballero (Centro de Astrobiología).



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ENANA BLANCA

Las enanas blancas son estrellas muy pequeñas y calientes, pero de masas comparables a la del Sol. Típicamente su radio es del orden de una centésima parte del radio solar, su temperatura unos 10 000 K (por lo que se ven de color blanco) y su masa la mitad del Sol. No obstante, al ser tan pequeñas, su brillo total es también escaso, y son difíciles de observar. Las enanas blancas representan la fase última de la vida de las estrellas similares al Sol. Algún día, al agotar toda su energía nuclear, el Sol comenzará a colapsarse y brillará sólo por la energía que genere al contraerse (a diferencia de su estado actual, en que brilla por la energía nuclear liberada en su centro). Conforme se contraiga, su brillo irá decreciendo. El destino de una enana blanca, pues, es ir enfriándose y apagándose lentamente, mientras su densidad aumenta. Su densidad llega a ser enorme: un pedazo de materia del centro de una enana blanca del tamaño de un terrón de azúcar pesaría fácilmente cien toneladas en la superficie terrestre. A tales densidades se producen efectos físicos muy complejos que no podemos reproducir en nuestros laboratorios, lo que convierte a las enanas blancas en objetos de estudio muy interesantes. La única forma que tiene una enana blanca de escapar a su destino consiste en incorporar materia nueva por acreción (procedente, por ejemplo, de una estrella compañera). Si ello ocurre, la enana blanca puede llegar a sufrir una explosión de supernova que la destruirá por completo.

Nebulosa planetario (enana blanca)

Nebulosa planetaria M27 o nebulosa Haltera. La pequeña estrella central es una enana blanca cuyo radio se estima en 0,055 radios solares aproximadamente. Esto la convierte en la enana blanca más grande conocida. Créditos: Red de Telescopios Robóticos del Centro de Astrobiología (CSIC, INTA).



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SOL : NUESTRA ESTRELLA

Es una de los 200 000 millones de estrellas de nuestra Galaxia. El Sol dista unos 27 000 años-luz del centro galáctico. Nació hace 4650 millones de años a partir de una nube de materia interestelar en un proceso que dio forma a la vez a todo el Sistema Solar. Se encuentra en la mitad de su vida estable y dentro de un tiempo similar se convertirá en gigante roja y, posteriormente, en nebulosa planetaria, con una enana blanca en su interior. La Tierra orbita a su alrededor a una distancia de unos 150 millones de km. Es la única estrella cuya superficie podemos estudiar en detalle, por estar a esta «pequeña» distancia. Es una estrella ordinaria por su tamaño, masa, temperatura… y su potencia luminosa se ha mantenido prácticamente constante durante los últimos 3500 millones de años, posibilitando la aparición de vida en la Tierra. Genera energía mediante reacciones de fusión nuclear que transforman hidrógeno en helio en su núcleo, a 15 millones de grados.

Sol

Imagen del disco solar completo en luz visible. En ella se pueden apreciar algunas manchas solares. Créditos: José Muñoz Reales (ASTER).

El Sol es una estrella activa (magnética) y el número e intensidad de los fenómenos magnéticos (como las manchas solares, intensas concentraciones magnéticas observadas en su superficie visible o fotosfera) varía cada 11 años aproximadamente, con el llamado ciclo solar. El Sol influye notablemente en la Tierra y es, realmente, la estrella de nuestra vida. En astronomía el Sol se clasifica como estrella de tipo espectral G2 y clase de luminosidad V (es decir, «enana» o, en otras palabras, una estrella de la secuencia principal).




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