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Trabajo voluntario, biología primero de bachillerato.

Por Imanol Molina Valles

Cuerpos celestes. 1. Cuerpos intergalácticos.

1.1 Cúmulos de galaxias. 1.2 Galaxias. 1.3 Nebulosas intergalácticas. 1.4 Cúmulos estelares. 2. Galácticos.

2.1 Estrellas. 2.2 Restos estelares. 2.3 Estrellas de neutrones. 2.4 Agujeros negros. 2.5 Planetas extrasolares. 2.6 Planetas terrestres. 2.7 Planetas enanos. 3. Sistema solar. 3.1 asteroides. 3.2 Satélites. 3.3 Cometas. 3.4 Fuentes.

1. CUERPOS INTERGALÁCTICOS.

1.1 Cúmulos de galaxias. Los cúmulos de galaxias son gigantescas estructuras del Universo. Las galaxias emiten muchísima gravedad. Esto hace que las galaxias cercanas se atraigan entre sí y se agrupen formando cúmulos. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, forma parte de un pequeño cúmulo llamado Grupo Local. Se denomina Grupo Local al grupo de galaxias en el que se encuentra la nuestra, que tiene unos 31 miembros y se extiende a lo largo de 3 millones de años-luz. La Pequeña y Gran Nube de Magallanes y M33 son algunas de sus galaxias. Está dominado por tres galaxias espirales gigantes, Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo. El resto de galaxias, unas 30, son más pequeñas; muchas de ellas son galaxias satélite de una de las mayores. Las galaxias libres giran en torno al centro de masas del grupo, situado entre Andrómeda y la Vía Láctea. Además, nuestro Grupo Local está contenido dentro del supercúmulo de Virgo, cuyo centro gravitatorio es el denominado Gran Atractor, hacia el cual se dirige el Grupo Local.

En esta foto podemos identificar las tres galaxias ya citadas, marcadas en color verde y con forma de espiral.

Dentro de un cúmulo, las galaxias giran unas en torno a otras, e incluso es frecuente que choquen. El tamaño y la masa de un cúmulo varía según las galaxias que lo formen, pero la distancia entre un extremo y otro es siempre de varios millones de años luz. Los cúmulos no se componen sólo de galaxias, sino también de grandes nubes de gas caliente. En general, son restos de galaxias que mueren al chocar entre sí. Pero la mayor parte de la masa del cúmulo es materia oscura. Se cree que cada cúmulo puede tener hasta cinco veces más materia oscura que materia visible. Los cúmulos tienen forma esférica o espiral, y giran en torno a un núcleo central. El núcleo acoge la mayor parte del gas caliente, y emite gran cantidad de rayos X. Las galaxias más densas están cerca del centro, donde la gravedad es mayor. Alrededor, se dispersan miles de galaxias entre nubes de gas. Supercúmulos de galaxias. Los supercúmulos de galaxias son la segunda estructura más grande del Universo. Sólo las enormes murallas de supercúmulos los superan. Son agrupaciones de cúmulos de galaxias y se encuentran por todo el Universo conocido. Los cúmulos de galaxias se unen por sus extremos, y forman enormes cadenas. La gravedad en los supercúmulos es tan grande, que incluso frena la expansión del Universo. Toda la materia se atrae, y por eso se crean enormes espacios vacíos entre unos supercúmulos y otros. Nuestro Grupo Local forma parte del Supercúmulo de Virgo. Otros tipos de cúmulos de galaxias: a) Abell 1689. el Telescopio Espacial Hubble muestra el cúmulo de galaxias situado a 2.300.000.000 años luz de La Tierra. Debe su nombre al catálogo de cúmulos de galaxias recopilado por el astrónomo estadounidense George Ogden Abell (1927-1983) en 1958. La fuerza de la gravedad en los cúmulos de galaxias es tan intensa que puede llegar a desviar los rayos de luz de objetos lejanos, como si fuera una lente de tamaño descomunal. A este efecto se le llama lente gravitatoria y confirma una de las predicciones de la teoría de la Relatividad de Einstein según la cual la presencia de materia en una zona del espacio puede cambiar las propiedades de éste y desviar la trayectoria de los rayos de luz.

En la imagen de Abell 1689 se pueden observar diversos arcos de luz roja y azulada alrededor del cúmulo, proveniente de galaxias a miles de millones de años-luz. b) “El núcleo del «Phoenix cluster», que está a 5.700 millones de años luz de distancia, crea estrellas a un ritmo récord” (Título de un artículo, periódico ABC). - Un grupo internacional de científicos ha descubierto uno de los cúmulos de galaxias más grandes y activos del universo. Lo han apodado"Fénix", porque se encuentra en dicha constelación. Según Michael McDonald, líder de la investigación, muestra "la mayor tasa de formación de estrellas jamás vista en el centro de un cúmulo de galaxias". El descubrimiento ha sido posible por el trabajo del observatorio de rayos X de la NASA Chandra, el Telescopio de la Fundación Nacional de Ciencias del Polo Sur y otros ocho otros observatorios internacionales. El cúmulo de galaxias, que se encuentra a 5.700 millones de años luz de la Tierra, puede llevar a los astrónomos a replantearse la evolución de estas estructuras colosales y las galaxias que las conforman. McDonald señaló que esta superestructura es, además, el mayor productor de rayos x de cualquier cúmulo conocido y uno de los más masivos. Asimismo, según los datos recabados, la velocidad de enfriamiento de gas caliente en las regiones centrales de la agrupación es la más grande jamás observada, lo que puede aportar información sobre cómo se forman las galaxias.

"A pesar de que la galaxia central de la mayoría de los grupos puede haber estado inactiva durante miles de millones de años, la galaxia central en este grupo parece haber vuelto a la vida con un nuevo estallido de formación estelar", explica McDonald, autor principal de un artículo que se publicará en el numero de esta semana de la revista británica Nature. Como otros cúmulos de galaxias, "Fénix" contiene una enorme reserva de gas caliente, que a su vez tiene más materia que todas las galaxias del cúmulo combinadas, según han podido detectar con el observatorio de rayos x Chandra. Este gas caliente emite copiosas cantidades de rayos x, enfriándose rápidamente sobre todo cerca del centro del cúmulo, lo que provoca unflujo de gas hacia el interior y la formación de un gran número de estrellas, algo que no es muy habitual. Los astrónomos creen que el agujero negro supermasivo que suele encontrarse en la galaxia central de estos cúmulos bombea energía al sistema, lo que evita que un enfriamiento del gas ocasione una explosión de formación de estrellas. Sin embargo, en el caso de Fénix, los chorros de energía que desprende el agujero negro gigante de la galaxia central no son lo suficientemente potentes como para prevenir el enfriamiento, de ahí su gran actividad. Los datos de Chandra y también las observaciones en otras longitudes de onda, apuntan a que el agujero negro supermasivo está creciendo muy rápidamente, alrededor de 60 veces la masa del Sol cada año. Una tasa que los científicos creen "insostenible", según Bradford Benson de la Universidad de Chicago y coautor del estudio, debido a que el agujero negro ya es muy grande, con una masa de alrededor de 20.000 millones de veces la del Sol. "Este ritmo de crecimiento no puede durar más de un centenar de millones de años. De lo contrario, la galaxia y el agujero negro se volverían mucho más grandes que sus pares en el universo cercano", apunta Bradford.Fin del artículo.

1.2

Galaxias.

De forma resumida, podemos decir que las galaxias son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales. De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la única que hemos visto desde dentro: La Vía Láctea. Aparece como una franja blanquecina que cruza el cielo y de ahí que tome el nombre camino de leche. Dentro de la Vía Láctea podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo interestelar. Las más destacables son las nebulosas y los cúmulos estelares. Es de suponer que también existen en otras galaxias. Tipos: a) La galaxia más grande, la cual revela como era el universo primitivo.

-Se formó cuando el Universo sólo tenía 700 millones de años, es decir cuando apenas era un niño. Ha sido denominada z8_GND_5296 y se trata de la galaxia más lejana confirmada hasta ahora. Un equipo internacional de investigadores ha logrado precisar su edad gracias al telescopio Keck I de 10 metros situado en Hawaii, en concreto, utilizando su espectrógrafo MOSFIRE. Considerando que el Big Bang se produjo hace 13.800 millones de años, esta galaxia se formó cuando el Universo sólo tenía el 5% de la edad actual. Según explican esta semana en la revista Nature. El hallazgo supone un nuevo paso para lograr averiguar cómo era el Universo durante sus etapas iniciales de formación: "La luz que [las primeras galaxias] emitieron poco después de la Gran Explosión ha estado viajando durante la mayor parte de la vida del Universo hasta alcanzar hoy a nuestros telescopios", explica a ELMUNDO.es Rafael Bachiller, director del Observatorio Astronómico Nacional. El estudio está liderado por investigadores de las Universidades Texas A&M y Texas Austin, aunque también han participado científicos de otros centros de EEUU, Italia e Israel.

Distancias espaciales Para calcular distancias espaciales, además del año luz (la distancia que la luz recorre en un año), los astrónomos utilizan el denominado desplazamiento hacia el rojo (redshift en inglés), que es una medida de la velocidad y de la distancia. La galaxia descrita en Nature tiene un desplazamiento al rojo de 7,51. En el listado que manejan los astrónomos están incluidas más de 100 galaxias que son candidatas a tener desplazamientos hacia el rojo mayor que 7. Aunque en el pasado se han localizado galaxias más lejanas de la Vía Láctea que la que se describe en este estudio, no han sido confirmadas mediante espectrógrafo. "Ahora, la denominada galaxia z8_GND_5296 ha resultado tener el brillo suficiente para permitir tanto la medida precisa de su distancia (desplazamiento hacia el rojo o 'redshift' ) como el análisis de su débil luz por medio de un espectrógrafo. Naturalmente para este tipo de observaciones se necesitan los mayores telescopios del mundo", afirma Bachiller, que señala el telescopio usado (el Keck equipado con un espejo segmentado de 10 metros de diámetro efectivo), es similar en muchos aspectos al Gran Telescopio de Canarias.

La galaxia z8_GND_5296 se formó hace unos 13.000 millones de años, que es el tiempo que ha tardado la luz de la galaxia en llegar a la Tierra. Debido a que el Universo está en continua expansión, los astrónomos calculan que esa galaxia estaría en la actualidad a unos 30.000 millones de años luz de nuestro planeta. "La búsqueda de objetos que se encuentran más alejados de la Tierra de aquellos que ya se conocen es importante para mejorar nuestra comprensión de la historia del Universo y necesario para llegar a encontrar la primera generación de galaxias que se formaron después del Big Bang", explica Dominik A. Riechers, astrónomo de la Universidad de Cornell (EEUU), en un artículo complementario de la revista Nature. Los astrónomos están fascinados con el hallazgo de esta nueva galaxia, en la que se forman estrellas a un ritmo sorprendente, más de cien veces más rápido que en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Este ritmo es muy superior al que han detectado en otras galaxias que se encuentran a distancias más o menos comparables: " z8_GND_5296contiene una masa de estrellas equivalente a unos mil millones de

soles y está siendo observada en pleno brote de formación estelar. En aquellos tiempos remotos, revelados por estas observaciones, esta galaxia formaba unos 330 soles por año, lo que equivale a decir que duplicaba su masa estelar cada cuatro millones de años. Este ritmo frenético de formación estelar contrasta con la actividad presente: por ejemplo, la Vía Láctea forma actualmente unas dos o tres masas solares por año", compara Rafael Bachiller. "Estas observaciones confirman ideas previas de que la mayor parte de las estrellas que observamos hoy se formaron en el primer millar de millones de años tras el Big Bang, quizás incluso antes. La actividad de formación estelar continúa hoy pero, en comparación con la que tuvo lugar entonces, puede ser considerada como una actividad residual. Si la tarea del universo en formar estrellas, podemos asegurar que realizó su labor muy temprano y que, en gran medida, ha cumplido ya con ese cometido. Si extrapolamos hacia el futuro la actividad actual de formación estelar, resulta que el Universo, aunque esperemos indefinidamente, ya solo formará un 5% más de las estrellas que existen en la actualidad", añade Bachiller. Otro interesante dato que aporta esta investigación es que, incluso las galaxias observadas en una etapa tan inicial del Universo (cuando tenía el 5% de la edad actual) ya están enriquecidas con polvo y elementos pesados (más que el hidrógeno y el helio), que debieron ser producidos por una generación anterior de estrellas. Según señala Dominik A. Riechers, el próximo telescopio James Webb (JWST), cuyo lanzamiento está previsto para finales de esta década, será capaz de detectar con relativa facilidad emisiones de elementos pesados como el carbón, el nitrógeno y el oxígeno. De esta forma, se muestra esperanzado de que los astrónomos sean capaces de resolver las dudas sobre las mediciones actuales y averiguar más información sobre las propiedades físicas bajo las cuales se forman.Dice el artículo del periódico “el mundo”.

b) Galaxia Hércules. A unos dos mil millones de años-luz de distancia, la galaxia elíptica y amarillenta denominada Hércules A muestra un aspecto bastante corriente tal como se la ve mediante el Telescopio Espacial Hubble en longitudes de onda de luz visible. La galaxia es aproximadamente 1.000 veces más masiva que la Vía Láctea y alberga un agujero negro central con una masa de 2.500 millones de veces la del Sol,o 1000 veces la del agujero de la vía láctea. Sin embargo, Hércules A, también conocida como 3C 348, ha sido conocida durante mucho tiempo como el objeto más brillante en ondas de radio de la constelación de Hércules. En longitudes de onda de radio, la galaxia emite unas mil millones de veces más energía que nuestro Sol, y es una de las fuentes extragalácticas de radio más brillantes en todo el cielo. Y en esa vertiente no resulta para nada un objeto corriente. El uso combinado del telescopio espacial Hubble y el recientemente actualizado radiotelescopio Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) en Nuevo México, ha permitido contemplar a Hércules A en varias facetas, resultando ello en una imagen reveladora y espectacular de invisibles, que con un millón y medio de años-luz de ancho, empequeñecen la galaxia visible desde la que emergen.

Los chorros, que parecen dos grandes llamaradas, constan de partículas subatómicas, campos magnéticos y plasma de muy alta energía, disparados a casi la velocidad de la luz desde las proximidades del agujero negro. Las partes exteriores de ambos chorros muestran inusuales estructuras semejantes a anillos. Esto y otros rasgos hacen pensar en diversos episodios de actividad extrema desde las inmediaciones del agujero negro supermasivo como originadores del fenómeno. Las partes más internas de los chorros no son visibles. Lejos de la galaxia, los chorros se vuelven inestables y se deshacen en anillos y volutas.

La fuente de radio está rodeada completamente por una nube de gas muy caliente que emite rayos X. En la panorámica captada por el Hubble también se aprecia una galaxia elíptica que quizá está en proceso de fusionarse con la galaxia central. Muchas otras galaxias elípticas y espirales que son visibles en las imágenes del Hubble pueden ser miembros del mismo cúmulo de galaxias. Hércules A es, por mucho, la galaxia más brillante y más masiva del cúmulo. Para información adicional, pinchar aquí. 1.3

Nebulosas intergalácticas. Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituídas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y elementos químicos en forma de polvo cósmico. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o en extinción.

Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia en la que muchas nebulosas presentan intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst. Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas indebidamente nebulosas; se trata de una herencia de la astronomía del siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo. Las nebulosas se pueden clasificar en tres grandes categorías según la naturaleza de su emisión (o falta de ella). Tipos de nebulosas: Una nebulosa oscura: (también llamada nebulosa de absorción o de inspiración), es una acumulación de gas o polvo interestelar no relacionado con ninguna estrella o alejado de éstas, de tal forma que no es perturbada por su energía, por lo que su presencia sólo puede ser advertida por contraste con un fondo estelar poblado o una nebulosa de emisión más alejados.

En este caso la nebulosa no emite ni refleja ninguna luz por estar lejos de las estrellas, pero sí absorbe la luz de objetos que están detrás de ella. Por lo tanto, su existencia se deduce por la presencia de una región oscura que destaca sobre el fondo de cielo estrellado. Un ejemplo típico es la denominada Saco de Carbón en la constelación de la Cruz del Sur, y también es muy famosa la nebulosa Cabeza de Caballo, en la constelación de Orión. Numerosas nebulosas oscuras pueden asimismo observarse por sobre la franja brillante de la Vía Láctea que atraviesa el cielo. Nebulosas de reflexión: Estas nebulosas reflejan la luz de estrellas cercanas que no son lo suficientemente calientes como para emitir la radiación ultravioleta necesaria para excitar el gas de la nebulosa. Generalmente, estas nebulosas están formadas por los residuos del gas que dio origen a la estrella, y su espectro es similar al de las estrellas cuya luz reflejan. El caso más representativo es la nebulosa en torno de la estrella Mérope en el cúmulo abierto de las Pléyades (M45). Nebulosas de emisión: Fantástica imagen de la Nebulosa del Águila (M16), conocida como "Pillars of Creation" (en español, Los Pilares de la Creación). En este caso, el más común, el gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes. En astrofísica estos objetos se denominan regiones H II y son fundamentales a la hora de analizar la composición química y las propiedades físicas de las nebulosas (y de las galaxias en las que se encuentran) gracias al análisis de su espectro, compuesto por multitud de líneas de emisión de los elementos químicos que albergan. La línea de emisión más brillante e importante es H-alfa (de la serie de Balmer del hidrógeno), localizada en la zona roja del espectro (a 6562,82 Å), siendo éste el motivo por el que dicho color domine en las imágenes tradicionales de nebulosas de emisión. Pero también se detectan líneas de emisión de helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupos totalmente distintos. 1) Las nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar, es decir, en presencia de estrellas muy jóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación (plópidos y objetos Herbig-Haro) y a nubes moleculares. El caso más famoso es la Nebulosa de Orión (M42), la más cercana a la Tierra, pero otros ejemplos destacables son la Nebulosa del Águila (M16, en la constelación de laSerpiente), la Nebulosa Trífida (M20, en Sagitario) o la Nebulosa de la Laguna (M8, también en Sagitario).

2) Las nebulosas de emisión asociadas a estrellas moribundas o ya extintas se denominan nebulosas planetarias y restos de supernova. Las primeras no tienen nada que ver con los planetas: son las envolturas de estrellas de masa baja o intermedia expulsadas al espacio al final de sus ciclos evolutivos. En ellas, el gas es excitado por un objeto muy pequeño y caliente, una enana blanca, que es el núcleo expuesto de la estrella muerta. Ejemplos conocidos de este tipo de nebulosa son la Nebulosa del Anillo (M57, en la Lira) y la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293, en Acuario). El resto (o «remanente») de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellas masivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova, como por la emisión de una posible estrella de neutrones (un púlsar) en su seno. Tal vez ejemplo más famoso de resto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro).

Nebulosa trífida Otra información a ver, Nebulosa Prostosolar. 1.4 Cúmulos estelares.

Son condensaciones locales de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales que aparecen en el cielo como concentraciones de puntos luminosos o, incluso, como tenues nebulosidades. Según su estructura se subdividen en cúmulos abiertos y cúmulos globulares. Los cúmulos abiertos se encuentran en el disco galáctico, y están caracterizados por una densidad estelar un centenar de veces más elevada

que la que se encuentra en las regiones que rodean al Sol; y sin embargo, las estrellas que las componen están relativamente dispersas. El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de aproximadamente 10 años-luz y el número de estrellas que contienen varía desde algunas decenas a algunos miles. Los cúmulos globulares están caracterizados por una elevada densidad estelar y por una alta concentración de estrellas en la parte central del cúmulo, hasta el punto que en muchos casos resulta imposible, incluso con un potente telescopio, distinguir cada estrella de las que aparecen como una única fuente luminosa. Estos son menos numerosos que los cúmulos abiertos, pero más grandes y más ricos en estrellas. Los cúmulos abiertos, contienen estrellas de joven y media edad pertenecientes a la llamada Población I, similares a las estrellas que caracterizan las zonas circundantes de nuestro Sol. Los cúmulos globulares, en cambio, son de antigua formación: unos diez mil millones de años.

(ejemplo de cúmulo estelar).

Trabajos y definiciones de otros autores:

·Por Ana Ulla Miguel y Luisa Blanco Fernández Dirección 1. · Por Dra. Andrea Verónica Ahumada (Área de Astrofísica Estelar) Dirección 2. 2.

CUERPOS INTERGALÁCTICOS. 2.1 Estrellas. Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está vacío, es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vacío carezca de interés. Simplemente, las estrellas llaman la atención. A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energia y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa. Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenómenos y comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cuásares, púlsares, agujeros negros, ... En este capítulo vamos a dar una visión general sobre las estrellas, sus tipos, sus comportamientos y su evolución.

Datos National Geographic , interesante para comparar informaciones.

La estrella IRAS 17163-3907: Un equipo de astrónomos han dirigido el telescopio VLT del Observatorio Austral Europeo (ESO) hacia una de las formaciones más curiosas del Universo, la llamada 'Nebulosa del huevo frito" por su parecido con este manjar gastronómico. Los investigadores han descubierto que la estrella central de esta formación es una hipergigante amarilla, y que está rodeada por una doble capa de polvo estelar, según su artículo publicado en Astronomy & Astrophysics. "Este objeto era conocido por brillar mucho en los infrarrojos, pero, sorprendentemente, nadie la había identificado como una hipergigante amarilla antes", explica Eric Lagadec, del ESO, y director de la investigación. Esta estrella, denominada IRAS 17163-3907, tiene un diámetro más de 1.000 veces superior al de nuestro Sol, es decir, si se pusiese en el centro del sistema solar, la superficie de la estrella alcanzaría hasta la órbita de Júpiter. Además, de acuerdo con los científicos, el brillo de este astro, situado a 13.000 años luz de nuestra posición, es 500.000 veces superior al de nuestra estrella.

(Foto tomada en el programa celestia). Por diversas circunstancias, no se ha podido adquirir una imagen definida de la estrella pero conseguimos estas imágenes aquí. Capella: Constelación

Auriga

Ascensión recta α

05h 16min 41,36s

Declinación δ

+45° 59’ 52,9’’

Paralaje

0,0773 arcsec

Distancia

42,2 ± 0,5 años luz

Magnitud visual

+0,71 / +0,96

Magnitud absoluta

-0,5 (+0,14 / +0,29)

Luminosidad

78,5 / 77,6 soles

Temperatura

4940 / 5700 K

Masa

2,7 / 2,6 soles

Radio

12,2 / 9 soles

Tipo espectral

G8IIIe / G1III

Velocidad radial

+30,2 km/s

Capella (Alfa Aurigae / α Aur / 13 Aurigae) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Auriga, («El Cochero»), y la sexta más brillante del cielo. Es la estrella de primera magnitud más cercana al Polo Norte Celeste. Se encuentra a 42,2 años luz de distancia del Sol. Aunque Capella es una estrella cuádruple, primero se reconoció su condición de estrella doble a través de estudios espectroscópicos y luego (en 1919) con interferometría. La separación visual de estas componentes, A y B, no supera los 0,05 segundos de arco, correspondiendo a una separación real de 0,73 unidades astronómicas (ua). Se mueven a lo largo de una órbitaprácticamente circular con un periodo orbital de 104 días. A 12 minutos de arco de A+B hay dos compañeras más tenues, denominadas C y D, que se encuentran a 11.000 ua (0,17 años luz) del par principal, describiendo una órbita tan enorme que todavía no se ha podido completar por medio de las observaciones; un cálculo de primera aproximación para esta órbita arroja un periodo de unos 400 años. La separación media entre C y D es de unas 48,1 ua. El modelo que ofrece Capella puede asimilarse a dos esferas de 35 y 20 cm de diámetro separadas 3 m entre sí; a 40 km de la pareja principal se situarían dos esferitas de 2 cm, separadas entre sí 120 m. El sistema forma parte de la corriente de las Híades. Los dos astros principales del sistema, Capella A y Capella B, son estrellas gigantes amarillas con temperaturas superficiales similares a la del Sol; sus tamaños, sin embargo, son mucho mayores que el de éste. La luz combinada de este par es la que origina, cuando se la observa a simple vista en la noche, el intenso color amarillo de Capella.

. Capella A, de tipo espectral G8IIIe, tiene un radio 12,2 veces mayor que el radio solar y una masa de 2,7 masas solares. Con unaluminosidad 78,5 veces mayor

que la del Sol, su edad se estima en unos 525 millones de años. La baja abundancia de litio en su superficie indica que en su núcleo ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono. Asimismo, es una estrella variable de tipo RS Canum Venaticorum. Capella B, de tipo espectral G1III, tiene un radio de 9 radios solares, una masa de 2,6 masas solares y una luminosidad 77,6 veces mayor que la del Sol. Su velocidad de rotación es mucho mayor que la de Capella A, por lo que su actividad cromosférica es mayor. Se piensa que está menos evolucionada que su compañera y que en su núcleo no ha comenzado aún la transformación de helio en carbono. De todos modos, ambas estrellas están ahora en el proceso de expandirse y enfriarse en su camino de transformación a gigantes rojas, lo que les tomará algunos millones de años. Capella C y Capella D son dos enanas rojas de magnitudes 10 y 12 respectivamente. Capella C tiene tipo espectral M1V y, con un radio del 58% del radio solar, su luminosidad es tan sólo el 1,3% de la del Sol. Capella D, de tipo M45V, es aún más pequeña y tenue, con una luminosidad que apenas alcanza el 0,05% de la del Sol.

2.2

Restos estelares. La mayor parte de las estrellas son esferoides de gas muy caliente, con temperaturas en su interior del orden de 10 millones de grados, cuya presión frena la contracción gravitacional. Las altas temperaturas del núcleo estelar se consiguen por reacciones nucleares de fusion en las que durante la etapa mas estable de la vida de una estrella se transforman inmensas cantidades de hidrogeno en helio y en energía.

Al final de la evolución estelar, el combustible nuclear de la estrella se agota y las reacciones de fusión nuclear son incapaces de frenar a la fuerza de la gravedad. En este momento el interior de la estrella se contrae y dependiendo de la masa del objeto se forman enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Estos objetos tienen densidades muy elevadas y por ello se les suele denominar objetos compactos. Por otro lado, las capas mas externas de la estrella son eyectadas a gran velocidad generando nebulosas que se denominan planetarias y supernovas. El gas eyectado enriquece el medio interestelar de las galaxias y proporciona el material de base para formar nuevas nubes densas dentro de las cuales se forma la siguiente generación estelar cerrando asi el ciclo de la vida estelar.

En 1957, Geoffrey y Margaret Burbidge, Fowler y Hoyle demostraron que los elementos pesados que se observan hoy en día en el Universo, el hierro, el titanio, el niquel y otros fundamentales para la existencia de la vida tales como el carbono o el oxigeno se generan en los hornos nucleares de las estrellas y, especialmente, en explosiones estelares como las supernovas (Este hecho llevo a ignorar los modelos cosmológicos para la sintesis de núcleos atómicos o "nucleosíntesis primordial". Sin embargo la "nucleosintesis estelar" no puede explicar la enorme abundancia de helio en el Universo (casi del 25% de la materia). En la actualidad se cree que la nucleosíntesis ocurrió cosmológicamente y sigue ocurriendo en las reacciones nucleares estelares. En consecuencia, la vida como la conocemos, sólo pudo aparecer después de las primeras generaciones estelares. Ejemplo, supernova: Estos delicados filamentos son residuos de una explosión estelar ocurrida en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia visible en el cielo austral, situada a 160.000 años-luz de distancia, que acompaña a la Vía Láctea. Proceden de la muerte de una estrella masiva en una explosión de supernova, cuya fenomenal luz alcanzaría la Tierra hace varios miles de años. Este material filamentario será finalmente reciclado para la construcción de nuevas generaciones estelares en la Gran Nube de Magallanes. Nuestro propio Sol y planetas están constituídos de residuos similares de supernovas que explotaron en nuestra galaxia hace miles de millones de años. Esta estructura alberga una estrella de neutrones muy potente que puede ser el resto central de la explosión. Resulta muy común para el núcleo de una estrella que explota como supernova, disfrutar de una nueva vida en forma de estrella de neutrones giratoria, o púlsar, tras despojarse de sus capas externas. En el caso de N49, no sólo nos hallamos ante una simple estrella de neutrones que gira cada 8 segundos: tambien posee un robusto campo magnético mil billones de veces más potente que el campo magnético terrestre. Esta notable característica coloca a esta estrella en la clase exclusiva de objetos denominados "magnetars". El 5 de Marzo de 1.979 esta estrella de neutrones desencadenó un episodio histórico de explosión de rayos gamma que fue detectado por numerosos satélites. Los rayos gamma portan millones de veces más energía que los fotones visibles, pero la atmósfera terrestre nos protege bloqueando los procedentes del espacio exterior. Desde la estrella de neutrones de N 49 ha

surgido emisión de rayos gamma en varias ocasiones posteriores.

2.3 Estrellas de neutrones.

Las estrellas de neutrones son remanentes estelares que han alcanzado el fin de su viaje evolutivo a través del espacio y el tiempo. Estos objetos tan interesantes nacen de estrellas anteriormente gigantes que crecen de cuatro a ocho veces el tamaño del Sol antes de explotar en supernovas catastróficas. Después de la explosión, las capas exteriores de una estrella salen despedidas al espacio, permaneciendo el núcleo pero sin volver a producir fusión nuclear. Sin presión exterior de la fusión para contrarrestar el empuje interior de la gravedad, la estrella se condensa y se colapsa. A pesar de su pequeño diámetro (alrededor de 12,5 millas, o 20 kilómetros) las estrellas de neutrones pueden presumir de contener 1,5 veces la masa del Sol, por lo que son increíblemente densas. Un solo trozo de materia de estrella de neutrones con el tamaño de un terrón de azúcar pesaría cien millones de toneladas en la Tierra. La casi incomprensible densidad de una estrella de neutrones hace que protones y electrones se combinen en neutrones: el proceso del cual toman su nombre.La composición de sus núcleos es desconocida, pero es probable que consistan en un superfluído de neutrones o algún estado de la materia desconocido. Las estrellas de neutrones contienen un empuje gravitatorio extremadamente fuerte, mucho mayor que el de la tierra. Esta fuerza gravitatoria es particularmente impresionante dado el pequeño tamaño de la estrella. Durante su formación, las estrellas de neutrones rotan en el espacio.A medida que se comprimen y encogen, el giro en espiral se acelera debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho. Luces pulsantes Estas estrellas se ralentizan gradualmente sobre los eones, pero los cuerpos que todavía giran a gran velocidad pueden emitir radiación que desde la Tierra parece

destellar a medida que gira, como el haz de luz de un faro. Esta apariencia de "pulso" da a algunas estrellas de neutrones el nombre depúlsares. Después de girar durante varios millones de años, los púlsares se quedan sin energía y se convierten en estrellas de neutrones normales. Pocas de las estrellas de neutrones que se conocen son púlsares. Tan sólo se conoce la existencia de unos 1.000 púlsares, mientras que podría haber cientos de millones de estrellas de neutrones en la galaxia. Las presiones asombrosas del núcleo de las estrellas de neutrones podrían ser como las que existieron en el momento del big bang, pero estos estados no pueden simularse en la Tierra.

2.4 Agujeros negros. Los llamados agujeros negros son cuerpos con un campo gravitatorio muy grande, enorme. No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre pero no salga.

Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias. Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro. El científico británico Stephen W. Hawking ha dedicado buena parte de su trabajo al estudio de los agujeros negros. En su libro Historia del Tiempo explica cómo, en una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella. Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro. Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana. Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas. Alguien que observase la formación de un agujero negro desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que, finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta.

Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes físicas y la capacidad de predicción fallan. En consecuencia, ningún observador externo puede ver qué pasa dentro. Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidades se situarán siempre en el pasado del observador (como el Big Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hipótesis se conoce con el nombre de "censura cósmica". Trabajo especializado en agujeros negros: ·agujeros negros 1. ·agujeros negros 2.

Los agujeros negros no se han podido ver ya que absorben toda materia y luz.

2.5 Planetas extrasolares. Saber si estamos o no solos en el universo ha sido uno de los objetivos de muchos filósofos y científicos a lo largo de la historia. Ya el filósofo Epicuro aventuró la hipótesis de que existían infinitos mundos como la Tierra, cada uno de ellos con una civilización como la nuestra. Dos mil años después de sus afirmaciones se han descubierto los primeros planetas que giran en torno a otras estrellas. La vida, tal y como la conocemos, no puede desarrollarse en las estrellas, pues las condiciones de presión y, sobre todo, de temperatura, la limitan. Parece que los planetas (o en todo caso sus satélites) son los únicos cuerpos celestes (junto con

los cometas) apropiados para albergar vida. Parece, pues, necesario que existan planetas para que la vida pueda desarrollarse. El descubrimiento de planetas extrasolares es un acontecimiento bastante reciente. Aunque la búsqueda sistemática comenzó en 1988 por parte de Geoffrey W.Marcy (San Francisco StateUniversity) y R. Paul Butler (CarnegieInstitution of Washington), el equipo que más planetas extrasolares ha descubierto hasta el momento, el primer planeta extrasolar o exoplaneta (51 Pegasi) fue detectado en 1995, por Michel Mayor y Didier Queloz en el Observatoriode Haute-Provence. Desde entonces se han ido sucediendo los descubrimientos sin parar, hasta llegar a los más de 500 planetas extrasolares que se conocen hasta el momento. Pero observar planetas directamente no es una tarea fácil. La existencia de planetas extrasolares se ha deducido en primera instancia a partir de pruebas indirectas. No obstante, existen varios proyectos futuros que permitirán observar estos planetas en el visible o en el infrarrojo. A partir de ahí se podrían obtener algunos datos que permitan deducir si dichos planetas alojan vida o no. En marzo de 2005 el Telescopio Espacial Spitzer observó dos de estos planetas extrasolares en el infrarrojo. Los planetas en cuestión son HD 209458b y TrES-1.Para observar la radiación infrarroja primero se observó la luz procedente dela estrella y el planeta, y, luego, la luz de la estrella cuando el planeta estaba tapado por el astro. Restando ambas observaciones es posible comprobar cuál es la radiación debida a la emisión del planeta. El telescopio espacial Spitzer de la NASA anunció en febrero de 2006 el descubrimiento de un planeta extrasolar que gira alrededor de una estrella situada a 63 años luz de la Tierra. Se trata del planeta conocido como HD 189733b. Es el planeta extrasolar más cercano al Sistema Solar detectado hasta esa fecha. La temperatura en la superficie del planeta es de unos 844 ºC. Según especialistas de la NASA, HD 189733b presenta la mayor emisión de calor vista hasta ahora en un exoplaneta. El planeta fue detectado por primera vez en 2005 por un equipo del Laboratorio de Astrofísica de Marsella encabezado por Francois Bouchy. Es 1,26 veces más grande que Júpiter y tiene una densidad de 0,75 gramos por centímetro cúbico. Es decir, es un gigante gaseoso, como Júpiter. En marzo de 2006 astrónomos del proyecto OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) anunciaron el descubrimiento de un planeta terrestre gigante:OGLE2005-BLG-169lb. Se trata de un astro situado a 9.000 años que gira alrededor de una estrella enana roja a una distancia parecida a la que separa el cinturón de asteroides del Sol. Se cree que este planeta helado tiene un núcleo rocoso y que su masa equivale a unas 13 masas terrestres. Su temperatura superficial es de unos -200 ºC. Para detectarlo se ha empleado el método de la microlente gravitacional. En octubre de 2006 se confirmó la existencia de un planeta que gira alrededor de la estrella Epsilon Eridane (eps Eri b), situada a tan solo diez años luz de distancia. Es el planeta extrasolar más cercano descubierto hasta la fecha. Tiene una masa una vez y media mayor que Júpiter y orbita la estrella una vez cada 6,5 años. El descubrimiento ha sido posible gracias las medidas astrométricas llevadas a cabo por el telescopio espacial Hubble. Otro posible planeta alrededor de esta estrella (eps Eri c) aún no ha sido confirmado.

En febrero de 2007 el telescopio espacial Spitzer detectó por primera vez líneas espectrales en el espectro de dos planetas extrasolares: HD209458b (Osiris) yHD 189733b. El método consistió en restar a la luz de la estrella más la del planeta obtenida cuando ambos astros son visibles, la luz de la estrella sola, obtenida cuando el planeta pasa por detrás de ella (eclipse). En HD209458b (Osiris) se han encontrado silicatos. Obviamente, este método solamente puede emplearse en el caso de planetas eclipsantes. En abril de 2007 los astrónomos encontraron un planeta extrasolar (Gliese c) sólo un poco mayor que la Tierra. Este planeta gira alrededor de la estrella Gliese 581, una estrella enana roja más pequeña que el Sol. El planeta gira a una distancia que hace posible creer que existe agua líquida en su superficie, pues la temperatura superficial podría encontrarse entre los 0 ºC y los 40 ºC. Los astrónomos han utilizado el telescopio de 3,6 metros del Observatorio Europeo Austral en La Silla (Chile). El instrumento empleado es tan sensible que permite buscar los planetas que más nos interesan: pequeños, rocosos y no demasiado cercanos a su estrella. Es decir, planetas parecidos a nuestra Tierra, lo que hace más posible que alberguen vida. Este planeta tiene un radio estimado de 1,5 veces el radio de la Tierra. Como han dicho los autores del descubrimiento, coordinados por el Observatorio de Ginebra (Suiza), este planeta será probablemente un objetivo importante de las futuras misiones dedicadas a la búsqueda de vida extraterrestre. El planeta de Gliese 581 es el planeta extrasolar más pequeño detectado hasta ahora, aunque su masa es cinco veces mayor que la de la Tierra. Su período orbital es de 13 días, y se encuentra a 20,5 años luz de distancia de la Tierra. El planeta se mueve mucho más cerca de su estrella que la Tierra del Sol, pero, como la estrella es más fría y menos luminosa, se cree que la temperatura de la superficie es parecida a la terrestre. Por eso podría albergar agua líquida. En septiembre de 2009 se hizo público el descubrimiento, por fin, de un planeta extrasolar rocoso, con una masa de unas cinco masas terrestres y un diámetro de sólo 1,7 veces el diámetro terrestre. Aunque está demasiado caliente para albergar vida, Corot-7b, que así se llama, orbita tan cerca de su estrella (llamada Corot-7) que la temperatura del lado diurno se estima en casi 2000 ºC. Se encuentra a unos 500 años luz de distancia y da una vuelta alrededor de la estrella cada ¡20 horas! Es decir, su año dura 20 horas. El planeta ha sido descubierto por la sonda Corot, lanzada al espacio en diciembre de 2006. En febrero de 2011 el equipo de la sonda Kepler anunció el descubrimiento de más de mil candidatos a planetas extrasolares, muchos de ellos con un tamaño parecido a la Tierra y situados en la zona habitable de su sistema estelar. Según los expertos de la NASA, muchos de ellos se confirmarán como planetas en los próximos meses o en los próximos años. Lo más destacado es la presencia de un sistema planetario con seis planetas girando alrededor de la estrella, algunos de ellos con un tamaño parecido al de la Tierra.

Ejemplos…

2.5 Planetas gigantes. Planetas Gigantes se destacan por su enorme masa y esta entre los planetas del Sistema Solar, tambien se caracterizan por tener baja densidad, cerana a 1 gr/cm3, anillos, varias lunas y composición. Se destaca entre los planetas del Sistema Solar por su enorme masa 2 ½ veces mayor que la de todos los demás juntos, 318 veces la masa terrestre y casi una milésima la masa del Sol. Las fotos tomadas desde unos pocos cientos de miles de km de distancia, muestran una complicada estructura nubosa en constante agitación, celdas convectivas brillantes, enormes remolinos, chorros y corrientes turbulentas, conformando un panorama caótico, aunque con cierta tendencia a disponerse en bandas horizontales a causa de la rápida rotación del planeta. Caraterísticas Estas formaciones nubosas pueden estar constituidas por cristales de amoníaco congelado (NH3) y sus compuestos, a una temperatura de -130° C y también por gotas de agua y cristales de hielo en sus niveles bajos donde la temperatura aumenta por acción del efecto invernadero y el calor interno del planeta. Algunos detalles persisten. Algunos detalles persisten durante largo tiempo. El más importante de todos, la llamada «mancha roja», se viene observando sistemáticamente desde 1878 aunque existen referencias anteriores que datan de 1831 e in- cluso desde 1684. Se trata de un enorme óvalo de unos 40 x 10 mil km cuya coloración ha variado en el tiempo desde el rojo fuerte hasta tonalidades más claras. Las fotos muestran que se trata de un gigantesco remolino formado por corrientes de nubes moviéndose en sentido contra horario, que por estar en el hemisferio Sur corresponde a una rotación anticiclónica. La investigación espacial nos ha permitido observar de cerca las características físicas de algunos de sus satélites, sobre todo de los 4 mayores observados por Galileo en 1610 denominados, Europa, Ganímedes y Calixto. Europa el más pequeño de los galileanos, muestra una superficie semejante a Marte, con fallas o grietas de más de 1000 km de largo. Aproximadamente la mitad de su masa parece ser de hielo. Ganímedes presenta una superficie que guarda similitud con la de la Luna, pero su menor densidad indica que los hielos intervienen mucho en su composición. En su superficie se distinguen cráteres con estructuras radiales semejantes a los lunares. Calixto posee una superficie más oscura que los anteriores, está virtualmente saturado de cráteres, aunque ninguno es mucho mayor de 100 km de diámetro. Su composición también parece ser una mezcla de hielo y rocas.

Planeta Gigante Saturno Se parece a Júpiter en muchos de sus características, pero su masa es poco más de 3 veces menor, e igual a 95 veces la masa terrestre. Su densidad esmuy pequeña, sólo 0,7 g/cm3 por lo que una porción de ella flotaría en nuestros océanos. Características Los famosos anillos de Saturno están constituidos por fragmentos de hielo o rocas cubiertas de hielo con tamaños comprendidos entre centímetros y unos pocos metros. En 1849 el astrónomofrancés S. A. Roche demostró que existe una distancia crítica, por debajo de la cual cualquier cuerpo de tamaño considerable que orbite a un planeta, se fragmenta en pedazos a causa de tensiones internas producidas por la fuerza de marea. Para un satélite de densidad similar a la del planeta el «límite de Roche» es igual a 2,44 radios del principal. Los anillos de Saturno se encuentran comprendidos dentro de ese límite, pues el más alejado dista 140, 600 km del planeta, lo que equivale a 2,3 radios de Saturno. Titán, el satélite mayor de Saturno es posiblemente el más interesante del Sistema Solar, aparte de la Luna. Se ha confirmado la presencia en Titán de una capa atmosférica más densa que lo previsto, compuesto aparentemente por nitrógeno, en un 99 % y metano en 1 %. La presión de esta atmósfera en la superficie teórica del satélite es de 1 ½ a 2 veces la terrestre, y la temperatura -215°C, pero este último valor corresponde a una altura de 50 km, donde se halla la más gruesa capa da nubes de nitrógeno condensado. Este satélite es objeto de una investigación directa por la Nave espacial Cassini. Planeta Gigante Urano Lo más notable de Urano es su rotación en sentido retrógrado, alrededor de un eje inclinado 82 grados con respecto al plano de la órbita. Algunos astrónomos han formulado la hipótesis de que esta situación pudo haber sido originada por un choque, que inclinó el eje de rotación del planeta más allá de 90°, invirtiendo de este modo el sentido de la rotación. En marzo 10 de 1977, al observarse una ocultación por Urano de la estrella SAO 158,687 se descubrió que el planeta está rodeado por un sistema de anillos extendidos a una altura desde unos 15,000 a unos 23,000 km sobre su superficie. La nave espacial Voyager II observó 10 anillos, el mayor de los cuales tiene un ancho de sólo 100 km. Planeta Gigante Neptuno Las características físicas de Neptuno se asemejan a la de los otros planetas gigantes. Por medios espectroscópicos se ha determinado que están presentesen su atmósfera el hidrógeno y el metano. También, desde la Voyager II se le descubrió un débil sistema de anillos. Los dos satélites mayores de Neptuno son Tritón yNereida. El primero se caracteriza por su diámetro de 4 000 km, su movimiento retrógrado y la posibilidad de que tenga atmósfera. Nereida posee una órbita muy excéntrica, con un apoastro de casi 10 millones de km, por esta razón muchos consideran que es un asteroide capturado.

Planeta Gigante Plutón Descubierto en 1930 por el astrónomo Clyde Tombaugh y reconocido durante varias décadas como el noveno planeta, este objeto celeste es el centro actualmente de una polémica científica al cuestionarse su condición de planeta (vea la sección Meteoroides y Meteoritos. Algunas de las características de Plutón son semejantes a la de los planetas interiores, por ejemplo su tamaño, su masa, y tener un solo satélite, Caronte, descubierto en 1978. Este satélite da una vuelta a Plutón en un período de 6,39 días, lapso igual al período de rotación del planeta, por lo que estamos ante un caso de movimiento sincrónico como ocurre con la Luna y otros satélites. Parte de la órbita de Plutón es interior a la de Neptuno, pero como entre ambas existe una gran inclinación, no hay posibilidad de choque.

2.6 Planetas enanos. Los planetas enanos son aquellos cuerpos celestes del Sistema Solar que no han limpiado la vecindad de su órbita y tienen la masa suficiente para que su propia gravedad haya superado la fuerza de cuerpo rígido. No son satélites de otros planetas y orbitan alrededor del Sol como cualquier otro planeta. Los cinco planetas enanos de nuestro sistema planetario y por orden de proximidad al Sol son Ceres, Plutón, Haumea, Makemake y Eris. Ceres es el único planeta enano del Cinturón de asteroides. Los otros cuatro planetas enanos se encuentran más allá de la órbita de Neptuno, excepto cuando la órbita de Plutón se cruza con ésta, y son conocidos como objetos transneptunianos (TNO, del inglés: trans-Neptunian Objects).

El planeta enano Ceres.

Los planetas enanos que son objetos transneptunianos. Sin embargo, hay otros cuerpos del Sistema Solar que son posibles candidatos a la definición de planeta enano. Algunos de estos ejemplos son Caronte, Sedna, Orcus y Quaoar, entre otros. La clasificación de Caronte podría ser la de satélite natural, de Plutón, o la de planeta doble. Descripción de los cinco planetas enanos Ceres se encuentra en el cinturón de asteroides, entre las órbitas de Marte y Júpiter, y es el planeta enano más pequeño del Sistema Solar. Tiene un diámetro de 960 x 932 km y recorre su órbita alrededor del Sol cada 4,6 años terrestres. Plutón es el segundo planeta enano y fue renombrado como (134340) Plutón. Su órbita se encuentra más allá de la de Neptuno, aunque atraviesa el plano orbital de los gigantes gaseosos y se introduce en la órbita de Neptuno. Su periodo orbital es de 248 años terrestres, su diámetro es de 2.390 km, y posee cinco satélites naturales: Caronte, Nix, Hidra, P4 y P5. Haumea es el tercer planeta enano y su nombre oficial es (136108) Haumea. Su periodo orbital es de 285,4 años terrestres y su diámetro es de unos 1.400 km. Haumea se encuentra en el Cinturón de Kuiper y posee dos satélites naturales: Haumea I (Hi’iaka) y Haumea II (Namaka). Makemake es uno de los dos objetos más grandes del cinturón de Kuiper. Su nombre oficial es (136472) Makemake y no tiene satélites conocidos. Makemake posee un diámetro de 1.300-1.900 km y da una vuelta alrededor del Sol cada 309,88 años. Eris, de nombre oficial (136199) Eris, es el último planeta enano y es el más masivo de todos ellos. Se encuentra en el disco disperso del Cinturón de Kuiper y su periodo orbital es de unos 557 años terrestres aproximadamente. Eris, con un diámetro de 2.326 km, posee un satélite natural conocido como Disnomia.

3. SISTEMA SOLAR.

Sistema Solar

Planetas del Sistema Solar a escala. Datos generales

Edad

4600 millones de años

Localización

Nube Interestelar Local, burbuja local,Brazo de Orión, Vía láctea

Estrella más cercana

Próxima Centauri(4,22 al), sistema Alfa Centauri (4,37 al).

Sistema

Sistema Alfa

planetarioconocido más

Centauri(4,37 al).

cercano Sistema Planetario

Semieje mayor al

4500 millones de km

planeta exterior

(30,10 UA).

(Neptuno)

Distancia alacantilado

50 UA

de Kuiper

Nº de estrellas

1

conocidas

Nº de planetas

8

conocidos

Nº conocido deplanetas

5 (docenas pendientes

enanos

de aceptación).

Nº conocido desatélites

400 (176 de los

naturales

planetas).

Nº conocido deplanetas

587 479

menores

Nº conocido decometas

3 153

Nº de satélites

19

asteroidales Órbita alrededor del centro galáctico

Inclinación del plano

60°

invariable respecto al plano galáctico

Distancia al centro

27 000±1 000 al

galáctico Velocidad orbital

220 km/s

Periodo orbital

225–250 Ma.

Propiedades de la estrella relacionada Tipo espectral

G2V

Línea de congelamiento 2.7 UA

Distancia a laheliopausa ~120 UA Esfera de Hill

~1–2 al

El Sistema Solar es un sistema planetario en el que se encuentra la Tierra. Consiste en un grupo de objetos astronómicos que giran en unaórbita, por efectos de la gravedad, alrededor de una única estrella, conocida como el Sol, de la cual obtiene su nombre. Se formó hace unos 4600 millones de años a partir del colapso de una nube molecular que lo creó. El material residual originó un disco circumestelar protoplanetarioen el que ocurrieron los procesos físicos que llevaron a la formación de los planetas. El Sistema solar se ubica en la actualidad en la Nube Interestelar Local que se halla en la Burbuja Local del Brazo de Orión, de la galaxia espiral Vía Láctea, a unos 28 000 años luz del centro de esta. La mayor parte de su masa, aproximadamente el 99,85 %, yace en el Sol. De los numerosos objetos que giran alrededor de la estrella, gran parte de la masa restante se concentra en ocho planetas cuyas órbitas son prácticamente circulares y transitan dentro de un disco casi llano llamado plano eclíptico. Los cuatro más cercanos, considerablemente más pequeños Mercurio, Venus, Tierra y Marte, también conocidos como los planetas terrestres, están compuestos principalmente por roca y metal. Mientras que los planetas externos, gigantes gaseosos nombrados también como "planetas jovianos", son sustancialmente más masivos que los terrestres. Los dos más grandes, Júpiter y Saturno, están compuestos principalmente de helio e hidrógeno; los gigantes helados, como también se suele llamar a Urano y Neptuno, están formados mayoritariamente por agua congelada, amoniaco y metano. El Sistema Solar es también el hogar de varias regiones compuestas por objetos pequeños. El Cinturón de asteroides, ubicado entre Marte y Júpiter, es similar a los planetas terrestres ya que está constituido principalmente por roca y metal, en este se encuentra el planeta enano Ceres. Más allá de la órbita de Neptuno está el Cinturón de Kuiper y el Disco disperso, dos zonas vinculadas de objetos

transneptúnicos formados por agua, amoníaco y metano principalmente. En este lugar existen cuatro planetas enanos Haumea, Makemake, Eris y Plutón, el cual hasta hace poco fue considerado el noveno miembro del sistema solar. Este tipo de cuerpos celestes ubicados más allá de la órbita de Neptuno son también llamados plutoides, los cuales junto a Ceres, poseen el suficiente tamaño para que se hayan redondeado por efectos de su gravedad, pero que se diferencian principalmente de los planetas porque no han vaciado su órbita de cuerpos vecinos. Adicionalmente a los miles de objetos pequeños de estas dos zonas, algunas docenas de los cuales son candidatos a planetas enanos, existen otros grupos como cometas, centauros y polvo cósmico que viajan libremente entre regiones. Seis planetas y tres planetas enanos poseensatélites naturales. El viento solar, un flujo de plasma del Sol, crea una burbuja de viento estelar en el medio interestelar conocido como heliosfera, la que se extiende hasta el borde del disco disperso. La Nube de Oort, de la cual se cree es la fuente de los cometas de período largo, es el límite del sistema solar y su borde está ubicado a un año luz desde el Sol. 3.1 Asteroides. Asteroides Son una serie de objetos rocosos o metálicos que orbitan alrededor del Sol, la mayoría en el cinturón principal, entre Martey Júpiter. Algunos asteroides, sin embargo, tienen órbitas que van más allá de Saturno, otros se acercan más al Sol que la Tierra. Algunos han chocado contra nuestro planeta. Cuando entran en la atmosfera, se encienden y se transforman en meteoritos. A los asteroides también se les llama planetas menores. El más grande es Ceres,

con 1.000 Km. de diámetro. Después, Vesta y Pallas, con 525. Se han encontrado 16 que superan los 240 Km., y muchos pequeños. Ida, el de la foto lateral, tiene unos 115 Km. de punta a punta y Gaspra, abajo, no llega a los 35.

Las naves que han navegado a través del cinturón de asteroides han demostrado que está prácticamente vacío y que las distancias que separan los unos de los otros son enormes. Los asteroides del cinturón se formaron, según una teoría, a partir de la destrucción de un planeta, unpequeño planeta. Habría que juntar 2.500 veces los asteroides conocidos para tener la masa de la Tierra. Según otra teoría, un grupo de unos 50 asteroides se formaron con el resto del Sistema Solar. Después, las colisiones los han ido fragmentando. Dentro del cinturón hay lagunas, zonas donde no gira ningún asteroide, a causa de la influencia de Júpiter, el planeta gigante más cercano.

El asteroide Castalia fotografiado por el Telescopio Espacial Hubble en 12

posiciones Asteroides

Radio

Distancia media al Sol Descubrimiento

Ceres

457 km.

413.900.000 km.

1801

Pallas

261 km.

414.500.000 km.

1802

Vesta

262 km.

353.400.000 km.

1807

Hygíea

215 km.

470.300.000 km.

1849

Eunomia

136 km.

395.500.000 km.

1851

Psyche

132 km.

437.100.000 km.

1852

Europa

156 km.

436.300.000 km.

1858

Silvia

136 km.

512.500.000 km.

1866

58 x 23 km.

270.000.000 km.

1884

Davida

168 km.

475.400.000 km.

1903

Interamnia

167 km.

458.100.000 km.

1910

17 x 10 km.

205.000.000 km.

1916

Ida

Gaspra

3.2 Satélites. 

un satélite natural, un cuerpo celeste que orbita alrededor de otro y entre estos a: 

un satélite irregular, que ha sido capturado por la influencia gravitatoria del planeta al que orbita en lugar de formarse a su alrededor;

 



un satélite asteroidal, un asteroide que orbita alrededor de otro;

un satélite artificial, un objeto construido para orbitar alrededor de un planeta; y entre estos a: 

un satélite de comunicaciones;



un satélite espía;



un satélite meteorológico;

un engranaje satélite, una parte de un engranaje planetario.



Se denomina satélite natural a cualquier cuerpo celeste que orbita alrededor de un planeta. Generalmente el satélite es mucho más pequeño y acompaña al planeta en su traslación alrededor de la estrella que orbita. El término satélite natural se contrapone al de satélite artificial, siendo este último, un objeto que gira en torno a laTierra, la Luna o algunos planetas y que ha sido fabricado por el hombre.



En el caso de la Luna, que tiene una masa aproximada a 1/81 de la masa de la Tierra, podría considerarse como un sistema de dos planetas que orbitan juntos (sistema binario de planetas). Tal es el caso de Plutón y su satéliteCaronte. Si dos objetos poseen masas similares, se suele hablar de sistema binario en lugar de un objeto primario y un satélite. El criterio habitual para considerar un objeto como satélite es que el centro de masas del sistema formado por los dos objetos esté dentro del objeto primario. El punto más elevado de la órbita del satélite se conoce como apoápside.



En el Sistema Solar, los nombres de los satélites son personajes de la mitología, excepto los de Urano que son personajes de diferentes obras de William Shakespeare.



Por extensión se llama lunas a los satélites de otros planetas. Se dice «los cuatro satélites de Júpiter», pero también, «las cuatro lunas de Júpiter». También por extensión se llama satélite natural o luna a cualquier cuerpo natural que gira alrededor de un cuerpo celeste, aunque no sea un planeta, como es el caso del satélite asteroidalDactyl girando alrededor del asteroide (243) Ida etc.

Tierra 1: la Luna Marte 2: Deimos y Fobos Júpiter 67: Adrastea, Aitné, Amaltea, Ananké, Aedea, Arce, Autónoe, Caldona, Calé, Cálic e, Calírroe, Calisto, Carmé, Carpo, Cilene, Elara, Erínome, Euante, Eukélade, Eup oria, Eurídome, Europa,Ganímedes, Harpálice, Hegémone, Heliké, Hermipé, Himal ia, Ío, Isonoé, Kallichore, Kore, Leda, Lisitea, Megaclite, Metis, Mnemea, Ortosia, P asífae, Pasítea, Praxídice, Sinope, Spondé,Táigete, Tebe, Temisto, Telxínoe, Tion e, Yocasta + 14 sin nombre. Saturno 62: Egeón, Aegir, Albiorix, Anthe, Atlas, Bebhionn, Bergelmir, Bestla, Calipso, Dafn e, Dione, Encélado, Epimeteo, Erriapo, Farbauti, Febe, Fenrir, Fornjot, Greip, Hati, Helena, Hiperión, Hyrokkin,Ijiraq, Jano, Jápeto, Jarnsaxa, Kari, Kiviuq, Loge, Meton e, Mimas, Mundilfari, Narvi, Paaliaq, Palene, Pan, Pandora, Pollux, Prometeo, Rea, Siarnaq, Skadi, Skoll, Surtur, Suttungr, Tarqeq,Tarvos, Telesto, Tetis, Thrymr, Titá n, Ymir + 9 sin nombre + 3 sin confirmar Urano 27: Ariel, Belinda, Bianca, Calibán, Cordelia, Crésida, Cupido, Desdémona, Francis co, Ferdinando, Julieta, Mab, Margarita, Miranda, Oberón, Ofelia, Perdita, Porcia, P róspero, Puck, Rosalinda,Setebos, Sicorax, Stefano, Titania, Trínculo y Umbriel.

Neptuno[editar · editar código] 14: Despina, Galatea, Halimede, Laomedeia, Larisa, Náyade, Nereida, Neso, Prote o, Psámate, Sao, S/2004 N 1, Talasa y Tritón . Plutón[editar · editar código] 5: Caronte, Hidra, Nix, Cerbero, Estigia

Eris 1: Disnomia

Los planetas Mercurio y Venus no tienen ningún satélite natural, como tampoco tiene los planetas enanos Ceres y Makemake. Sucesivas misiones no tripuladas

han aumentado cada cierto tiempo estas cifras al descubrir nuevos satélites, y aún pueden hacerlo en el futuro. 3.3 Cometas. Los hombres primitivos ya conocían los cometas. Los más brillantes se ven muy bien y no se parecen a ningún otro objeto del cielo. Parecen manchas de luz, a menudo borrosas, que van dejando un rastro o cabellera. Esto los hace atractivos y los rodea de magia y misterio. Los cometas son cuerpos frágiles y pequeños, de forma irregular, formados por una mezcla de substancias duras y gases congelados. Un cometa consta de un núcleo, de hielo y roca, rodeado de una atmósfera nebulosa llamada cabellera o coma. El astrónomo estadounidense Fred Whipple describió en 1949 el núcleo, que contiene casi toda la masa del cometa, como una "bola de nieve sucia" compuesta por una mezcla de hielo y polvo. La mayor parte de los gases que se expulsan para formar la cabellera son moléculas fragmentarias o radicales de los elementos más comunes en el espacio: hidrógeno, carbono, nitrógeno y oxígeno. La cabeza de un cometa, incluida su difusa cabellera, puede ser mayor que el planeta Júpiter. Sin embargo, la parte sólida de la mayoría de los cometas tiene un volumen de algunos kilómetros cúbicos solamente. Por ejemplo, el núcleo oscurecido por el polvo del cometa Halley tiene un tamaño aproximado de 15 por 4 kilómetros. Las órbitas de los cometas se desvían bastante de las previstas por las leyes de Newton. Esto puede ser debido a que el escape de gases produce una propulsión a chorro que desplaza ligeramente el núcleo de un cometa fuera de su trayectoria. Los cometas de periodos cortos, observados a lo largo de muchas órbitas, tienden a desvanecerse con el tiempo como podría esperarse. Por último, la existencia de grupos de cometas demuestra que los núcleos cometarios son unidades sólidas. En general, la órbita de los cometas es mucho más alargada que la de los planetas. En una punta los pueden acercar al Sol y, en la otra, alejarlos más allá de la órbita de Plutón. Cuando los cometas se acercan al Sol y se calientan, los gases se evaporan, desprenden partículas sólidas y forman la cabellera. Cuando se vuelven a alejar, se enfrían, los gases se hielan y la cola desaparece.

En cada pasada pierden materia. Finalmente, sólo queda el núcleo rocoso. Se cree que hay asteroides que son nucleos pelados de cometas.

Hay cometas con periodos orbitales cortos y, otros, largos. Los hay que no superan nunca la órbita de Júpiter y otros que se alejan mucho, hasta que abandonan el Sistema Solar y ya no vuelven. La foto de la derecha es el cometa Kohouotek, que pasó cerca de la Tierra en enero de 1974. Había sido detectado muy lejos, cuando atravesaba la órbita de Júpiter. El cometa Encke, de órbita corta, se acerca cada tres años y tres meses. Únicamente se ve con un buen telescopio. En cambio, el cometa Halley, que nos visita cada 76 años, y el Rigollet, que lo hace cada 156, son aún brillantes. 3.4 Fuentes. http://www.astromia.com/universo/cumulogalaxias.htm http://www.sea-astronomia.es/drupal/node/58 http://www.abc.es/20120816/ciencia/abci-cumulo-galaxia-fenix-grande-201208160943.html http://www.astromia.com/universo/galaxias.htm http://www.elmundo.es/ciencia/2013/10/23/5268011f63fd3d18418b4572.html http://noticiasdelaciencia.com/not/6034/los_chorros_espectaculares_de_la_galaxia_hercules _a/ http://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%BAmulo_de_Galaxias_de_H%C3%A9rcules http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa http://www.educabarrie.org/sites/default/files/recurso_educativo/fich_guia/astronomia5.cu mulos.castellano.pdf http://www.oac.uncor.edu/documentos/conferencias/confe07_ahumada.pdf http://www.astromia.com/glosario/cumulos.htm http://www.nationalgeographic.es/ciencia/espacio/estrellas http://www.rtve.es/noticias/20110927/localizan-hipergigante-amarilla-punto-explotarnebulosa-del-huevo-frito/464535.shtml http://www.astromia.com/fotouniverso/restosupernova.htm

http://www.nationalgeographic.es/ciencia/espacio/estrellas-neutrones http://dcain.etsin.upm.es/~segre/talks/marc1.pdf http://www.astromia.com/universo/agujerosnegros.htm http://www.astromia.com/biografias/hawking.htm http://perso.wanadoo.es/silesma/ http://www.ecured.cu/index.php/Planetas_Gigantes http://astrosigma.com/planetas-enanos/ http://es.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar http://www.xtec.cat/~rmolins1/solar/es/asteroid.htm http://es.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lite_natural http://www.astromia.com/solar/cometas.htm