ASTRONOMIA

ASTRONOMIA

InTrOdUcCiÓn

La astronomía (del griego que etimológicamente significa la "Ley de las estrellas") es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes, sus movimientos, los fenómenos ligados a ellos, su registro y la investigación de su origen a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio.

La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tolomeo, Copérnico, Brahe, Kepler, Galileo, Newton, Kirchhoff y Einstein han sido algunos de sus cultivadores. La astronomía es una de las pocas ciencias en las que los astrónomos aficionados aún pueden jugar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc. No debe confundirse la astronomía con la astrología. Aunque ambos campos comparten un origen común, son muy diferentes; los astrónomos siguen el método científico, mientras que los astrólogos se ocupan de la supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres. La astrología es una pseudociencia que no tiene en cuenta la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco.

Todo empieza con la teoria del big bang o del origen del universo,a continuacion se dara una introduccion a la teoria:

DeScRiPcCiOn DeL bIg BaNg

El Universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.

Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.

Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran 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 de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del 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 descendió. A cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, 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 que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan 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 representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.

El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo 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 la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física 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.

Base teórica

En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:

1. La universalidad de las leyes de la físicas, en particular de la teoría de la relatividad general

2. El principio cosmológico

3. El principio de Copérnico

Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1 por ciento.

La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el tiempo codesplazante. Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.

Bueno despues de haver dado una pequeña introduccion al tema, veremos algunos de los telescopios que se usan para realizar las observaciones estelelares:

TiPoS dE TeLeScOpIoS

a)Refractores

Este tipo de telescopios fueron inventados por el famoso astrónomo italiano Galileo Galilei, allá por el año 1609. Se caracterizan por ser un tubo que en un extremo tienen un lente (llamado también objetivo) que refracta la luz y la concentra en el otro extremo, donde se ubican los oculares y nosotros observamos. Con un telescopio así, Galileo descubrió las montañas en la Luna, las 4 lunas + grandes de Júpiter, Io, Europa, Calisto y Ganímedes.

b)Reflectores

Estos telescopios los inventó el famoso astrónomo y físico Isaac Newton en el siglo 17 (de ahí que se les conozca como newtonianos). Consisten en un tubo que en un extremo tiene un espejo primario cóncavo y el otro extremo permanece completamente abierto para recolectar la luz. La luz se refleja en el espejo primario del fondo del tubo y es recolectado por un pequeño espejo secundario inclinado a 45 grados para dirigir la luz hacia nuestro ojo observador. La apertura es que tan grande es el diámetro del espejo primario, entre mayor sea, más luz va a captar, por lo tanto podremos distinguir objetos a mayor distancia. Generalmente, los reflectores son más baratos que los refractores en su relación apertura-precio. Por ejemplo, un refractor de 150mm de apertura va a ser mucho más caro que un reflector de también 150mm. Esto es por que el costo del lente es más elevado que el de un espejo. Muchos aficionados han fabricado sus propios reflectores! Algo curioso que me pasó cuando compré mi reflector, es que ya llevaba algún tiempo con un refractor y por lo tanto acostumbrado a observar por el extremo que queda apuntando hacia la Tierra. Y en los reflectores comunes, el ocular por el que observas quedá en el extremo que apunta hacia el cielo!!! A uno le da la sensación de que lo tiene al revés, y de hecho, en las tiendas donde tienen este tipo de telescopios en mi país, ponen el tubo al revés, dejando el ocular en el extremo de abajo! Bastante gracioso

El espejo secundario esta dentro del tubo, soportado por unos alambres rígidos que forman lo que se llama la "araña". A mi me extrañó mucho la primera vez que vi la araña! Me preguntaba si ese círculo y esos alambres no se iban a atravesar en las imágenes, pero no se ven cuando uno observa. Así se ve la araña si observamos a traves del hueco del tubo.

c)Catadióptricos

Este tipo de telescopio es una especie de combinación de los 2 anteriores, tienen un espejo primario en el fondo del tubo como los reflectores, y una placa correctora de vidrio en el otro extremo, similar al lente objetivo de los refractores. La luz entra por el extremo que tiene la placa de vidrio, la refracta y la envía hasta el espejo primario en el fondo del tubo. Luego la luz viaja hasta un espejo secundario ubicado por el centro de la placa de vidrio, y se refleja nuevamente hacia el fondo del tubo, donde llega concentrada y pasa por un orificio que tiene el espejo primario, donde se ubica el ocular. Vemos como la luz hace un doble recorrido lo que permite que estos telescopios sean más cortos pero conservan la potencia de uno más largo, y de una forma mucho más compacta! En este tipo de telescopios se dan los 2 fenómenos de la luz mencionados antes, la reflexión y la refracción, son por lo general más caros y más delicados en su mantenimiento.

Ahora se les hablara de las contituciones estelares mas simples: las estrellas.

LaS eStReLlAs Y SuS cLaSiFiCaCiOnEs

En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es cada uno de los cuerpos celestes que brillan en la noche, excepto la Luna y los planetas. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un contínuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.

TiPoS


Clasificación gravitacional de estrellas

Clasificación por tipos espectrales


CLASIFICACION DE ESTRELLAS


CUMULOABIERTO

CUMULOCERRADO

Las pueden clasificar de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006.

Clasificación por centro gravitacional estelar

El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente. Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes. Clasificación de estrellas por sistema planetario Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.


CLASIFICACION DE ESTRELLAS


CLASIFICACION

Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfecciono Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las siguientes:

TABLA


Clase O B A F G K M
TEMPERATURA 28 000 - 50 000 °C 9 600 - 28 000 °C 7 100 - 9 600 °C 5 700 - 7 100 °C 4 600 - 5 700 °C 3 200 - 4 600 °C 1 700 - 3 200 °C
COLOR Azul Blanco azulado Blanco Blanco amarillento Amarillo (como el Sol) Amarillo anaranjado Rojo
MASA 60 18 3,1 1,7 1,1 0,8 0,9
RADIO 15 7 2,1 1,3 1,1 0,9 0,4
LUMINOSIDAD 1.400.000 20.000 80 6 1,2 0,4 0,04
LINEAS DE ABSORCION Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno Helio, hidrógeno Hidrógeno Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio Calcio, helio, hidrógeno y metales Metales y óxido de titanio Metales y óxido de titanio

•Las magnitudes Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol (Sol=1).

Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo números arábicos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más calientes de la clase A, mientras que A9 se refiere a las más frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. Esta clasificación se completa con los tipos R, N y S.

El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación espectral con la magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial de las estrellas. Existe una regla nemotécnica para recordar la secuencia, consistente en una frase en inglés cuyas palabras empiezan por esas letras: Oh Be A Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me Right Now Sweetly. También existe una regla mnemotécnica en castellano: Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier. Y otra más, introducida hace tiempo por los jesuitas: "Oh, Bienaventurados Aquellos Feligreses, Gimió Krispín Mientras Regaba Nuestros Sauces"

Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas

Catálogo Henry Draper

Esta clasificación espectral surgió de los trabajos iniciados a comienzos del siglo XX por Henry Draper en el Harvard College Observatory. Draper pretendía establecer una clasificación estelar en tipos utilizando la intensidad de las líneas de Balmer del hidrógeno. Tras su muerte, su viuda consiguió reunir una importante cantidad de dinero que donó al observatorio para continuar los trabajos de clasificación. Éstos fueron realizados por Williamnia Fleming (1857-1910) quién clasificó más de 10.000 estrellas y supervisó los trabajos del personal femenino del Observatorio, dedicado a tal tarea. El catálogo fue publicado finalmente en 1918 y recibió el nombre de Catálogo Henry Draper. Un catálogo expandido y revisado fue publicado en 1924 realizado por Annie Jump Cannon quién clasificó los espectros de más de 250.000 estrellas y que incluía estrellas de hasta la 9ª magnitud.

Orden de la secuencia

Pronto resulta evidente el orden curioso en el que se disponen los tipos espectrales. La clasificación de Harvard de tipos espectrales estaba basada en la intensidad de las líneas de absorción de la serie de Balmer que son sensibles a la temperatura de la estrella. Estas líneas son las más prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas visibles. A las estrellas con líneas más intensas se les dio el nombre de clase espectral A, las siguientes en intensidad B y así hasta la P (líneas más débiles). Otras líneas de especies neutrales e ionizadas comenzaron a ser estudiadas (líneas H y K del calcio, líneas del sodio, etc). Se descubrió que parte de las clases utilizadas en la época estaban duplicadas y estas clases fueron retiradas. Después se descubrió que el orden en el que se habían establecido las clases era erróneo y también que finalmente era necesario incluir algunos de los tipos que habían sido retirados.

Por otro lado, la gravedad de la estrella desempeña un papel menor en la formación de estas líneas.

Tipos espectrales clásicos

•Clase O: son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de veces superior a la del Sol. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta.

•Clase B: extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión es el ejemplo más cercano.

•Clase A: son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde la Tierra es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de Balmer de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.

•Clase F: siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en Piscis Australis. Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.

•Clase G: son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.

•Clase K: estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.

•Clase M: es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arcturus y Betelgeuse, así como a las variables Mira. El espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.

Nuevos tipos espectrales

Más recientemente la clasificación ha sido extendida con nuevos tipos espectrales resultando en la secuencia W O B A F G K M L T y R N C S donde W son estrellas de Wolf-Rayet, L y T representan estrellas extremadamente frías y de poca masa del tipo de las enanas marrones y R, N, C y S que son utilizadas para clasificar estrellas ricas en carbono.

•W: más de 70.000 K - Estrellas de Wolf-Rayet. Estas estrellas superluminosas son muy distintas a otros tipos estelares por mostrar grandes cantidades de helio. Se considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas. Por este motivo dejan expuesto su núcleo rico en helio.

•L: 1500 - 2000 K - Estrellas con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares. Son enanas marrones, estrellas de poca masa incapaces de producir reacciones termonucleares de hidrógeno y que conservan intacto el litio que es destruido por reacciones termonucleares en estrellas mayores (L proviene de hecho del litio presente en estas estrellas). Estas estrellas son tan frías que emiten en el infrarrojo cercano.

•T: 1000 K - Se trata de estrellas T Tauri, muy jóvenes y de baja masa, algunas a temperaturas tan frías como 600 K. Se trata muy probablemente de estrellas de baja masa en proceso de formación y suelen estar rodeadas de discos de acreción. •C: estrellas de carbono. Se subdividen en los siguientes tipos: R, N y S. Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas.

•D: enanas blancas, por ejemplo Sirio B. La mayoría de las estrellas terminan sus vidas perteneciendo a este tipo. Tipos espectrales no estelares Finalmente, las dos últimas clases son para identificar objetos no estelares.

Clase Q: Clasificación espectral de las Novas.

Clase P: Clasificación espectral de las Nebulosas Planetarias.


Otro de los temas de la astronomia son los llamdos agujeros negros, que a continuación se mustran

Los llamados agujeros negros no tragan todo. Existe radiación electromagnética a longitudes de onda tan grandes, que no es capaz de entrar a ellos, afirmó Sergio Mendoza Ramos, investigador del Instituto de Astronomía de la UNAM.

Si alguien que mide 1.80 metros de alto intentara pasar por una puerta de un metro, “esencialmente rebota. Así, una longitud de onda menor que el tamaño del agujero puede ser absorbida, de lo contrario, es rechazada y no hay manera de hacerla entrar”, explicó.

Además, expuso, los hoyos no son tan negros como se dice, pues emiten radiación electromagnética; son los objetos macroscópicos más sencillos del universo y están descritos por su masa, carga y nivel de rotación.

En la conferencia ¿Agujeros negros que no tragan luz?, organizada en al auditorio Paris Pishmish de la propia entidad, el físico de la UNAM, con estudios de posgrado en el Churchill College de la Universidad de Cambridge, expuso que existen diferentes tipos de hoyos.

El comportamiento de las estrellas

Una estrella es un objeto gaseoso, cuya temperatura es tan elevada, que genera reacciones termonucleares en su interior; el tamaño va de una centésima de masa solar, hasta 100 veces más grande. En tanto, sus radios pueden ser de un milésimo, hasta cientos de veces mayores. Unas son muy frías, de 10-3 grados Kelvin, o muy calientes, de hasta 105 Kelvin.

En la vida de estos cuerpos celestes, existen reacciones nucleares importantes, como la fusión del hidrógeno para convertirse en helio, o la conversión del carbono en nitrógeno, y después en oxígeno.

La de mayor masa conocida es Melnik 42, ubicada en la Nube Grande de Magallanes, con extensión de 60 a 100 masas solares, y una luminosidad de un millón de veces del Sol, precisó el experto.

En tanto, las estrellas pequeñas no tienen fusión nuclear de hidrógeno en su interior, y son similares a Júpiter; reciben el nombre de enanas, marrón, o café.

Otras son como el astro rey y crecen hasta convertirse en gigantes rojas y, al final de su vida, las capas superficiales de gas son expulsadas hacia el medio interestelar, y brillan como nebulosas planetarias. Generalmente, en el núcleo dejan como remanente una estrella compacta que se denomina enana blanca.

Luego están las mayores, que por su masa tienen más fuerza gravitacional. La temperatura en su interior es más elevada, lo que explicará sus reacciones termonucleares se lleven a cabo a un paso más veloz que las pequeñas.

La vida de estos soles termina con una explosión; “llega un momento en que las reacciones termonucleares que se generan al interior requieren energía, en vez de darla; a eso se le llama reacción endotérmica”, explicó el especialista.<(/P>

Entonces, se colapsan hasta que la densidad es tan alta, que los núcleos atómicos se tocan y rebotan en un estallido supernova, registrado en nuestra galaxia sólo una o dos veces por siglo, acotó.

Después de ese suceso, persiste una estrella de neutrones compacta, de unos 10 kilómetros de radio, pero que supera por tres o cuatro veces el peso del Sol; ese es el material más denso conocido en el universo, del orden de 1010 kilogramos por metro cúbico, equivalente al Monte Everest comprimido en un cubo de azúcar.

Pero si la cantidad de materia de la estrella supera las 20 ó 30 masas solares, el núcleo no puede mantenerse y se comprime en un punto al que se denomina agujero negro, una “singularidad” en el espacio-tiempo.

Los agujeros negros

La luz es atraída por la fuerza gravitacional; es fenómeno no observable en la Tierra, pues aquí no es lo suficientemente fuerte para jalarla.

Pero si la masa del planeta fuera mucho mayor, o su radio excesivamente compacto, la luz si “caería”. Entonces el mundo sería un objeto oscuro, del que ni siquiera la luz podría escapar.

“Los agujeros negros pueden ser de unas cuantas masas solares, pero también los hay supermasivos, como los que se forman en el centro de galaxias como la nuestra”, indicó Mendoza Ramos.

También existen hoyos de masas intermedias, y otros que se produjeron en los primeros instantes de la creación del universo, pues había ciertas irregularidades de material cósmico, que indujeron a colapsos gravitacionales fuertes de los que pudieron surgir.

No hay manera de ver los agujeros negros porque son oscuros; para detectarlos se usa la acreción o atracción gravitacional de gas hacia ellos, pues cuando éste se calienta demasiado, sufre inestabilidad térmica y emite radiación electromagnética. Así, la gravitación es la mejor manera de convertir la masa en energía, concluyó.