viernes, 24 de septiembre de 2010

LAS ESTRELLAS - www.astromia.com


Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.

Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.

Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.

La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.

Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.


La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro

La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.

Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.

Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.

Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.

La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar.

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Foto 2 Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, etc.

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.


La vida de una estrella

La vida de una estrella El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.

Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.

Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.

Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.

De estrella a Agujero Negro

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.

Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.

Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.


La clasificación espectral completa incluye el tipo de estrella o tipo de luminosidad, las más utilizada es la Morgan-Keenan (M-K), donde la dispersión utilizada es de 125 Å por milímetro (escala del espectro). La clasificación M-K es la siguiente:
  • Ia+ : Hipergigantes
  • I : Supergigantes
  • II : Gigantes brillantes
  • III : Gigantes
  • IV : Subgigantes
  • V : Enanas
  • VI : Subenanas
En el caso del Sol, su clasificación espectral completa es G2 V. Existe un gráfico de clasificación muy utilizado, donde se toma como referencia el tipo espectral (o temperatura) y la magnitud absoluta (el brillo que tendría una estrella si se la observara desde 10 parsecs de distancia, donde un parsec corresponde a 3,26 años luz)

Se trata del diagrama Hertzprung-Russel (H-R). Al disponer las estrellas en este gráfico (con el tipo espectral de mayor a menor temperatura en el eje horizontal), es notoria una banda que lo atraviesa en diagonal. Se trata de la secuencia principal, donde se localizan las estrellas durante la parte de su vida en donde fusionan Hidrogeno.

Es preciso saber que una estrella se mueve por el diagrama H-R durante su vida, dado que a medida que consume su combustible varia su temperatura superficial (por cambios de tamaño), por tanto también su magnitud absoluta y su tipo espectral.

sábado, 11 de septiembre de 2010

La NASA planea "tocar" al Sol con una misión espacial inédita

La NASA planea "tocar" al Sol con una misión espacial inédita

DÉBORAH FRIEDMANN
http://www.elpais.com.uy/especiales/digital/salud/espsalu_514555.asp

"Será la primera vez que podamos `tocar, probar y oler` al Sol". Así definió la científica de la NASA Lika Guhathakurta la misión que intentará acercarse a la estrella a una distancia sin precedentes y resolver los misterios más grandes de la física solar.
Esta semana, la NASA anunció que comenzó el desarrollo de esta misión, que implicará "visitar y estudiar al Sol más cerca que nunca". Lo harán a más tardar en 2018.
Para concretarlo, la agencia prevé que la nave espacial Solar Probe+, que tendrá el tamaño similar a un automóvil estándar, caiga directamente en la atmósfera del Sol.
Solar Probe+ contará con un escudo compuesto de carbono, que le permitirá soportar temperaturas superiores a 1.400 grados centígrados y explosiones de radiación intensa. "Los científicos podrán entender, caracterizar y predecir el entorno de la radiación para los exploradores espaciales del futuro", señaló la NASA en un comunicado.
El plan implica llevar a cabo cinco experimentos, seleccionados tras un llamado efectuado el año pasado, donde convocaron a científicos de todo el mundo para que presentaran propuestas a efectuar con la sonda.
Hubo 13 planteos. Ahora se seleccionaron las cinco investigaciones que se concretarán y la NASA dio luz verde para que comiencen a construir los sensores que harán las mediciones en la misión. El presupuesto para la etapa de análisis preliminar, desarrollo y pruebas del conjunto de las investigaciones es de US$ 180 millones.
"Los experimentos seleccionados para la nave Solar Probe Plus + están diseñados específicamente para resolver dos cuestiones fundamentales de la física solar: ¿Por qué la atmósfera exterior solar es mucho más caliente que la superficie visible del Sol y qué impulsa el viento solar que afecta a la Tierra y a nuestro sistema solar?", dijo Dick Fisher, director de la División Heliofísica de la NASA. "Hemos estado luchando con estas preguntas durante décadas y esperamos que esta misión pueda proporcionar las respuestas", añadió.
PROCESOS. Para el doctor en Astronomía y director del Observatorio Los Molinos, Gonzalo Tancredi, esta nueva misión de la NASA tiene relevancia fundamentalmente por dos factores. "Todavía no está muy entendido cómo se relaciona la actividad solar con los procesos de cambio climático. Muchas veces no se toma en cuenta que la energía del Sol no es constante, sino que tiene variaciones y que eso puede influir. El otro aspecto es la interacción de la actividad del Sol y la actividad electrónica humana. Hoy en día somos tremendamente dependientes y el Sol tiene influencia a nivel de superficie y en los satélites", señaló el especialista a El País.
La temperatura de la superficie solar es de unos 5.500 grados centígrados. Pero en la zona exterior la temperatura -medida en la velocidad y movimiento de las partículas- aumenta notoriamente, explicó Tancredi. "Esta misión podría ayudar a entender más por qué se da este incremento", agregó.
Respecto al viento solar, explicó que está compuesto por partículas energéticas, cargadas eléctricamente, y que eso puede interactuar con el campo magnético terrestre, que actúa con un cierto escudo, por lo cual gran parte de las partículas no llegan a la superficie.
Por otra parte, estudios como los que se plantean efectuar en el marco de la misión permitirán conocer más sobre zonas de la atmósfera del Sol, como la cromósfera y la corona. "De allí surgen protuberancias y eyecciones de masa, que son burbujas de partículas muy calientes y energéticas. En este momento estamos teniendo una frecuencia mayor porque estamos en un período máximo de actividad solar, que ocurre una vez cada 11 años", acotó el especialista.
PRUEBAS. Los proyectos que se presentaron ante la NASA fueron revisados por un panel de científicos de la agencia espacial y también ajenos al organismo.
Uno de ellos tiene la particularidad de que no es una propuesta relacionada con un instrumento, sino con una persona. El investigador principal, Marco Velli, se convertirá en el "científico observador" de la misión. Por lo tanto, en los próximos años se familiarizará con la nave espacial y su construcción y luego será quien guiará las observaciones.
Otro de los planteos elegidos se denomina "Investigación sobre electrones, alas y protones del viento solar". Dirigido por Justin Kasper del Observatorio Smithsonian, se dedicará a contar específicamente las partículas abundantes en el viento solar. Además, prevén capturar algunas de esas partículas y luego efectuar un análisis directo.
La NASA también priorizó a WISPR un telescopio que produciría imágenes tridimensionales de la superficie del Sol, similares a las que se obtienen por medio de técnicas como la tomografía de uso médico. El aparato podría incluso fotografiar nubes de plasma y ondas de choque cuando se acerquen y pasen junto a la nave espacial.
El telescopio es considerado un importante complemento de los instrumentos con los que contará la nave espacial, que tienen como función tomar muestras de plasmas que este aparato pueda detectar.
FIELDS, otra de las investigaciones que se concretarán, es un instrumento que tomará mediciones directas de los campos eléctricos y magnéticos, de las emisiones de radios y de las sondas de choque que se propagan a través de la atmósfera solar. Por último eligieron a ISIS, dos instrumentos que monitorearán electrones, protones e iones en la atmósfera solar.
Las cifras
2018 Es la fecha máxima en que comenzará la misión, según estima la NASA.
7: Es la distancia en kilómetros del Sol a la que pretenderá llegar la nave espacial.
Aspectos claves
"Visitarlo como nunca antes"
La NASA comenzó formalmente el desarrollo de la misión, que implicará, antes de 2018 acercarse y estudiar al Sol a la menor distancia lograda hasta ahora.
Del tamaño de un automóvil
La agencia espacial prevé que la nave, llamada Solar Probe+, caiga directamente sobre la atmósfera del Sol. La nave tendrá un tamaño similar al de un automóvil.
Harán cinco investigaciones
La NASA efectuó un llamado para elegir cinco investigaciones que se concretarán en la misión. Esta semana divulgó la lista de las seleccionadas y les dio luz verde para que comiencen la etapa de desarrollo y pruebas. Para ello hay previsto un presupuesto de US$ 180 millones.

viernes, 10 de septiembre de 2010

Observando JUPITER

Jueves 9 de Septiembre de 2010   por Enzo De Bernardini

http://www.surastronomico.com/noticias_ver.php?id=205&id_not=634


El próximo 21 de Septiembre Júpiter estará en oposición con el Sol. El término oposición indica que el planeta y el Sol tendrán longitudes eclipticales que diferirán en 180°, o en otras palabras, se localizarán en puntos opuestos del cielo, siempre hablando desde el punto de vista de un observador en la Tierra. Como los planos de las órbitas de los planetas no tienen la misma inclinación (respecto al plano de la eclíptica, o sea, el plano de la órbita de la Tierra, que en el caso de Júpiter es de 1.31°) el que un planeta se encuentre en oposición no indica que se forme una línea recta exacta Sol-Tierra-planeta, sino únicamente que coinciden sus longitudes eclipticales (las coordenadas eclipticales son otro sistema de posicionamiento, como también lo son las coordenadas ecuatoriales a las que estamos más acostumbrados: ascensión recta y declinación).
A su vez, como las órbitas de los planetas no son perfectamente circulares la oposición de un planeta no necesariamente coincide con su mayor acercamiento a la Tierra. Por ejemplo, mientras que la oposición de Júpiter es el 21/09/2010 a las 11:35 UT, su mayor acercamiento a la Tierra (y por tanto, su máximo tamaño aparente) es el 20/09/2010 a las 21:22 UT. En otros planetas, como en el caso de Marte, la oposición y su mayor acercamiento a la Tierra pueden distanciarse por muchos días.
El mayor acercamiento de Júpiter en 2010 posee la particularidad de ser especialmente favorable. El siguiente listado muestra las fechas para años anteriores y años futuros, junto con la distancia a la Tierra en Unidades Astronómicas y el diámetro ecuatorial en segundos de arco:
2005 Abr 04  4.4566 UA  44.18"
2006 May 05  4.4127 UA  44.62"
2007 Jun 07  4.3044 UA  45.74"
2008 Jul 10  4.1610 UA  47.32"
2009 Ago 15  4.0278 UA  48.88"
2010 Sep 20  3.9539 UA  49.79"
2011 Oct 27  3.9698 UA  49.59"
2012 Dic 01  4.0685 UA  48.39"
2014 Ene 04  4.2104 UA  46.76"
2015 Feb 06  4.3462 UA  45.30"
2016 Mar 08  4.4353 UA  44.39"
Como puede verse, la distancia entre la Tierra y Júpiter en el momento del máximo acercamiento ha ido disminuyendo con los años, llegará su punto cúlmine en 2010 y luego irá aumentando nuevamente. Debe notarse que entre los valores de 2010 y 2011 hay apenas 0.2" de diferencia, algo completamente imperceptible, por tanto ambas fechas son en la práctica igual de buenas desde el punto de vista del tamaño aparente. Numéricamente, claro, 2010 sigue ostentando el tamaño máximo en este margen de tiempo.
Entre el año 1900 y el 2100 la mínima distancia de la Tierra y Júpiter se produjo el 2 de Octubre de 1951, con 3.9487 UA de separación entre los dos mundos, y un tamaño aparente de 49.86" (solo 0.7" más que la del año actual, 2010) En este margen de 200 años la oportunidad del 2010 es la séptima mejor. La siguiente mejor luego de 2010 ocurrirá el 26 de Septiembre de 2022 (3.9526 UA), habiendo solo 3 mejores que la actual en los próximos 100 años.
Estas variaciones en la distancia mínima se debe a las formas de las órbitas de la Tierra y Júpiter, y en que ubicación sobre ella se encuentren los dos planetas el momento de su máximo acercamiento. Cuando más cercana sea esta fecha a la fecha del perihelio de Júpiter y del afelio de la Tierra, más cercanos entre sí estarán los dos cuerpos.

Júpiter y Urano

El 19 de Septiembre Júpiter y Urano estarán en conjunción (un acercamiento aparente, producto de la geometría) Localizados en Pisces, estarán separados por 49' (una distancia equivalente a poco más de una vez y media el diámetro de la Luna llena) Júpiter estará muy brillante, con magnitud -2.9 y Urano con magnitud +5.7, ambos observables con binoculares y telescopios pequeños. El siguiente gráfico ilustra la situación.

jueves, 9 de septiembre de 2010

COMENZAMOS

Estamos comenzando con una forma de vincularnos.
Desde este BLOG intentaremos ir comunicando las actividades del Observatorio: fechas de visitas, actividades, charlas, etc.
Publicaremos imágenes obtenidas con nuestro telescopio y de ustedes observando por el mismo.
También iremos subiendo información sobre diversos temas astronómicos: noticias, fichas teóricas de apoyo a los cursos.

Y por supuesto que estamos abiertos a los aportes que nos hagan llegar.
Estamos en contacto.
Profesores de Astronomía del Observatorio