Astronoma Nico y Dany Cometa Bennett En 1970

Astronomía Nico y Dany

Cometa Bennett En 1970, el astrónomo amateur surafricano J. Bennett observó este brillante cometa con una larga cola gaseosa. Mediante una técnica informática llamada cartografía isofotográfica se ha realizado esta imagen asignando colores diferentes a los diversos tonos grises de la fotografía original en blanco y negro.

Cometa Halley El cometa Halley reaparece aproximadamente cada 76 años. Esta fotografía, tomada en Nueva Zelanda en 1986, muestra al cometa durante su aproximación al Sol más reciente. El cometa se hace visible porque la radiación solar vaporiza partes del núcleo de hielo, formando la cabellera y la cola del cometa.

Cometas: clasificación por periodo Los cometas se clasifican por su periodo, el tiempo que tardan en completar una órbita en torno al Sol. Un cometa de periodo corto tiene una órbita no mayor que la de Júpiter. Un cometa de periodo largo sigue un recorrido comparable a la órbita de Neptuno; el cometa Halley, con un periodo de unos 76 años, es un ejemplo de cometa de periodo largo. Un cometa de periodo muy largo puede tardar miles de años en girar alrededor del Sol, o puede pasar por el Sol una vez y no volver más.

Observatorio Compton de rayos GAMMA Este satélite de rayos gamma fue lanzado desde la lanzadera estadounidense Atlantis en 1991. Sus telescopios recogieron los rayos gamma del espacio exterior, radiaciones de longitud de onda muy corta.

Astronomía GAMMA Este mapa del cielo muestra la energía emitida por diferentes cuerpos cósmicos en forma de rayos gamma, un tipo de radiación electromagnética de alta energía. El código de color del mapa va desde el blanco para las regiones más brillantes, al rojo, amarillo y azul para las regiones más oscuras. La galaxia de la Tierra, la Vía Láctea, está representada por la banda horizontal blanca del centro. La NASA produjo esta imagen a partir de los datos recogidos por el Observatorio Compton de Rayos Gamma, un satélite puesto en órbita alrededor de la Tierra en 1991.

Galaxia M 100 La galaxia espiral M 100 está entre los 35 y los 80 millones de años luz de la Tierra. El telescopio espacial Hubble captó esta imagen del núcleo y los brazos espirales de M 100 después de la reparación que, en diciembre de 1993, se realizó en el telescopio.

Galaxia Andrómeda La galaxia Andrómeda es una galaxia espiral, similar a la nuestra, aunque algo mayor. Es el objeto más lejano visible a simple vista. Se puede observar al norte de la constelación Andrómeda. La Vía Láctea y Andrómeda son los miembros más importantes del Grupo Local de galaxias.

Distribución de las galaxias Este mapa, que cubre unos 4. 300 grados cuadrados o el 10% del cielo, muestra la distribución de unos dos millones de galaxias en el espacio. Las galaxias tienden a agruparse —en esta imagen, el negro representa el espacio vacío y el azul las galaxias. La imagen sugiere que las galaxias marcan las superficies de burbujas gigantes conectadas entre sí que rodean los inmensos vacíos del espacio.

Nebulosa del Cangrejo Una supernova que explota deja tras de sí una nube de material gaseoso que se expande rápidamente llamada nebulosa. La nebulosa del Cangrejo surgió cuando explotó una estrella en nuestra galaxia. La luz de la explosión fue observada por astrónomos chinos en el año 1054. En el centro de la nebulosa se halla un púlsar, una estrella densa que gira a gran velocidad.

Galaxia espiral Las galaxias espirales como la Vía Láctea contienen millones de estrellas que interactúan unas con otras a través de la atracción gravitatoria. El telescopio espacial Hubble, un poderoso instrumento que gira alrededor de la Tierra, captó esta imagen de las regiones centrales de una galaxia espiral muy semejante a la Vía Láctea.

Vía Láctea El Sistema Solar se encuentra en uno de los brazos espirales de la galaxia con forma de disco llamada Vía Láctea. Esta fotografía muestra el centro de la Vía Láctea, a 30. 000 años luz. En la imagen se ven cúmulos de estrellas brillantes con áreas oscuras de polvo y gas.

Vida de una estrella Una estrella comienza la vida como una masa de gas, relativamente fría y grande, parte de una nebulosa como la gran nebulosa de Orión (izquierda). Como la gravedad hace que se contraiga el gas, su temperatura aumenta, haciéndose tan elevada que provoca una reacción nuclear en sus átomos. El brillo de una estrella de secuencia principal (centro) se debe a la energía producida en la fusión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio. Se cree que la fase de secuencia principal de una estrella de tamaño medio dura 10. 000 millones de años (se considera que nuestro sol tiene 5. 000 millones de años). Finalmente el suministro de energía se acaba. Las estrellas del tamaño del Sol acaban su vida como enanas blancas, que son extremadamente pequeñas, densas y cálidas. Las estrellas mayores acaban en explosiones espectaculares llamadas supernovas, causadas por el choque violento de las estrellas. (A la derecha, una supernova en la Gran Nube de Magallanes). La estrella que muere emite en pocos segundos más energía que el Sol en millones de años.

Evolución de las estrellas Etapas en la vida de dos estrellas de masa diferente. Ambas se forman a partir de una nebulosa que se compone de partículas de polvo e hidrógeno gas. La gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por reacciones nucleares. Después de decenas de millones de años, la estrella central, con más masa, empieza a agotar su combustible nuclear y explota como una supernova, dejando tras ella un púlsar. Después de unos diez millones de años, la otra, con menos masa, comienza también a llegar al final de su vida. Este núcleo se desploma, formando una nebulosa planetaria.

Diagrama Hertzsprung-Russell La posición en el diagrama H-R del punto que representa una estrella corresponde a su brillo y a su temperatura. Las estrellas de la izquierda del diagrama son azules porque son cálidas, y las de la derecha son rojas porque son frías. La banda diagonal que va desde el extremo superior izquierdo al inferior derecho se denomina secuencia principal. Las estrellas del extremo superior derecho son gigantes rojas, aunque son frías y rojas, son muy brillantes porque son muy grandes. Las estrellas cercanas al extremo inferior (conocidas como enanas blancas) son muy cálidas, pero no muy brillantes porque son pequeñas. Este diagrama fue desarrollado independientemente por un danés, Ejnar Hertzsprung, y un estadounidense, Henry Norris Russell.

Interior del Sol Entre las regiones del Sol están el núcleo, la zona de radiación, la zona de convección y la fotosfera. Los gases del núcleo son unas 150 veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados centígrados. La energía del Sol se produce en el núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio. En la zona de radiación, la radiación electromagnética fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua. Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2, 5 millones de grados centígrados. En la zona de convección, movimientos de gases sacan fuera la energía del Sol. La zona de convección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados centígrados) y 10 veces menos densa que el agua. La fotosfera es más fría en unos 5. 500 °C y mucho menos densa (una millonésima de la densidad del agua). La turbulencia de esta región es visible desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos.

Manchas solares Aquí vemos la superficie del Sol en falso color. Las manchas solares son amarillas, aunque normalmente serían manchas oscuras. Estas manchas suelen medir más de 30. 000 km y aparecen en ciclos de 11 años. La actividad solar, incluido el desarrollo de las manchas solares, se asocia con el cambio de los campos magnéticos del Sol.

Mapa de densidad de la corona solar Un mapa de la atmósfera solar exterior, la corona, muestra densidades diferentes en las capas de gas caliente que rodean el Sol. Las regiones azules indican la densidad mayor, las amarillas son las áreas de densidad menor. El campo magnético del Sol interactúa con las capas de gas produciendo las extrañas curvas, rizos y protuberancias que se observan aquí. La corona se compone fundamentalmente de electrones y átomos ionizados con temperaturas de unos 2, 2 millones de grados centígrados

Corona solar La corona es la parte exterior de la atmósfera del Sol. Esta imagen de la corona se tomó durante un eclipse total de Sol el 11 de julio de 1991 en La Paz, Baja California, México. La corona se hace visible durante un eclipse solar porque la Luna pasa entre el Sol y la Tierra y bloquea la luz de la superficie del Sol (la fotosfera). Este efecto sólo ocurre porque los diámetros aparentes del Sol y de la Luna son aproximadamente iguales vistos desde la Tierra.

Evolución del Sol El diagrama de la izquierda representa un estado primitivo de la formación del Sol, cuando se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. El gas que colapsaba calentó el núcleo del Sol hasta que comenzó la fusión nuclear del hidrógeno en helio. El diagrama de la derecha representa el estado actual de la evolución del Sol. No se contrae más porque el intenso calor del núcleo produce una presión hacia afuera que equilibra la fuerza de gravedad hacia dentro. Los astrónomos consideran que el Sol se formó hace unos 4. 500 millones de años y que se encuentra en la mitad de su ciclo vital. Se cree que al final, el Sol complete la fusión de hidrógeno en su núcleo y se convierta en una estrella alimentada con helio. Se espera que esta etapa de gigante roja sea relativamente breve, unos 500 millones de años, y que después se convierta en una enana blanca del tamaño aproximado de la Tierra.

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