{"id":1195,"date":"2008-10-28T08:51:36","date_gmt":"2008-10-28T06:51:36","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=1195"},"modified":"2008-10-28T15:10:34","modified_gmt":"2008-10-28T13:10:34","slug":"aia-iya2009-ano-internacional-de-la-astronomia-4","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2008\/10\/28\/aia-iya2009-ano-internacional-de-la-astronomia-4\/","title":{"rendered":"AIA-IYA2009. A\u00f1o Internacional de la Astronom\u00eda"},"content":{"rendered":"

Los p\u00falsares<\/a> con estrellas de neutrones<\/a> magnetizadas en rotaci\u00f3n.\u00a0 Las binarias de rayos X<\/a> masivas tambi\u00e9n se piensa que contienen estrellas de neutrones<\/a>.<\/p>\n

Un pulsar es una fuente de radio desde la que recibimos se\u00f1ales altamente regulares.\u00a0 Han sido catalogados m\u00e1s de\u00a01000 p\u00falsares<\/a> desde que se descubri\u00f3 el primero en 1.967.\u00a0 Como antes dije, son estrellas de neutrones<\/a> que est\u00e1n en r\u00e1pida rotaci\u00f3n y cuyo di\u00e1metro ronda 20-30 Km.\u00a0 Estan altamente magnetizadas (alrededor de 108<\/sup> tesla), con el eje magn\u00e9tico inclinado con respecto al eje de rotaci\u00f3n.\u00a0 La emisi\u00f3n de radio se cree que surge por la aceleraci\u00f3n de part\u00edculas cargadas por encima de los polos magn\u00e9ticos.\u00a0 A medida que rota la estrella, un haz de ondas de radio barre la Tierra, siendo entonces observado el pulso, de forma similar a la luz de un faro.\u00a0 Los per\u00edodos de los pulsos son t\u00edpicamente de 1 s, pero var\u00edan desde los 1’56 ms (p\u00falsares<\/a> de milisegundo) hasta los 4’35.\u00a0 Los periodos de los pulsos se alargan gradualmente a medida que las estrellas de neutrones<\/a> pierden energ\u00eda rotacional, aunque unos pocos p\u00falsares<\/a> j\u00f3venes son propensos a s\u00fabitas perturbaciones conocidas como r\u00e1fagas.<\/p>\n

Las medidas precisas de tiempos en los p\u00falsares<\/a> han revelado la existencia de p\u00falsares<\/a> binarios, y un pulsar, PSR1257+12, se ha demostrado que est\u00e1 acompa\u00f1ado por objetos de masa planetaria.<\/p>\n

Han sido detectados destellos \u00f3pticos procedentes de unos pocos p\u00falsares<\/a>, notablemente los p\u00falsares<\/a> del Cangrejo y Vela.<\/p>\n

La mayor\u00eda de los p\u00falsares<\/a> se piensa que se crean en explosiones de supernova por el colapso del n\u00facleo de una estrella supergigantes ( Como en el caso de los agujeros negros<\/a> pero en estrellas menos masivas ), aunque en la actualidad hay considerables evidencias de que al menos algunos de ellos se originan a partir de enanas blancas que han colapsado en estrella de neutrones<\/a> despu\u00e9s de una acreci\u00f3n de masa de una estrella compa\u00f1era, formando lo que se conoce como pulsar reciclada.<\/p>\n

<\/p>\n

La gran mayor\u00eda de p\u00falsares<\/a> conocidos se encuentran en la V\u00eda L\u00e1ctea y est\u00e1n concentrados en el plano gal\u00e1ctico.\u00a0 Se estima que hay unos 100.000 p\u00falsares<\/a> en la Galaxia. Las observaciones de la dispersi\u00f3n interestelar y del efecto Faraday en los p\u00falsares<\/a> suministran informaci\u00f3n sobre la distribuci\u00f3n de electrones<\/a> libres y de los campos magn\u00e9ticos de la V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n

Los p\u00falsares<\/a> se denotan por el prefijo PSR seguido de la posici\u00f3n aproximada en ascensi\u00f3n recta (4 d\u00edgitos) y declinaci\u00f3n (2 o 3 d\u00edgitos), normalmente para la \u00e9poca 1.950,0.\u00a0 Las cifras pueden estar precedidas por B si las coordenadas son para la \u00e9poca 1.950,0 o I para la \u00e9poca 2.000,0.<\/p>\n

Nuestro universo es igual en todas partes.\u00a0 Las leyes que rigen en todo el Universo son las mismas.\u00a0 La materia que puebla el Universo, Gases estelares, polvo c\u00f3smico, Galaxias con cientos de miles de millones de estrellas y sistemas planetarios, tambi\u00e9n es iguales en cualquier conf\u00edn del Universo.\u00a0\u00a0 Todo el Universo, por lo tanto, est\u00e1 plagado de Agujeros Negros y de estrella de neutrones<\/a>.\u00a0 En realidad, con el transcurso del tiempo, el n\u00famero de estos objetos masivos estelares ir\u00e1 en aumento, ya que, cada vez que explota una estrella supermasiva, nace un nuevo agujero negro<\/a> o una estrella de neutrones<\/a>, transform\u00e1ndose as\u00ed en un objeto distinto del que fue en su origen.\u00a0 De gas y polvo pas\u00f3 a ser estrella y despu\u00e9s se transform\u00f3 en un Agujero negro o en una estrella de neutrones<\/a>.<\/p>\n

G A L A X \u00cd A<\/strong><\/span><\/p>\n

La Galaxia espiral que acoge a nuestro Sol y a las estrellas visibles a simple vista durante la noche; es escrita con G may\u00fascula para distinguirla de las dem\u00e1s galaxias.\u00a0 Su disco es visible a simple vista como una d\u00e9bil banda alrededor del cielo, la V\u00eda L\u00e1ctea; de ah\u00ed que a la propia Galaxia se la denomine con frecuencia V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n

Nuestra Galaxia tiene tres componentes principales.\u00a0 Uno es el disco de rotaci\u00f3n de unas 6×1010 <\/sup>MO (masas solares) consistentes en estrellas relativamente j\u00f3venes (Poblaci\u00f3n II), c\u00famulos cubiertos de gas y polvo, estando estrellas j\u00f3venes y material interestelar concentrados en brazos espirales.\u00a0 El disco es muy delgado, de unos 1.000 a.l., comparado con su di\u00e1metro de m\u00e1s de 100.000 a\u00f1os-luz.\u00a0 A\u00fan contin\u00faa una activa formaci\u00f3n de estrellas en el disco, particularmente en las nubes moleculares gigantes.<\/p>\n

El segundo componente principal es un halo d\u00e9bil y aproximadamente esf\u00e9rico con quiz\u00e1s el 15-30% de la masa del disco.\u00a0 El halo est\u00e1 constituido por estrellas viejas (Poblaci\u00f3n II), estando concentradas parte de ellas en c\u00famulas globulares, adem\u00e1s de peque\u00f1as cantidades de Gas caliente, y se une a un notable bulbo central de estrellas,\u00a0 tambi\u00e9n de la poblaci\u00f3n II.<\/p>\n

El tercer componente principal es un halo no detectado de materia oscura<\/a> con una masa total de al menos 4×1011<\/sup> masas solares.\u00a0 En total, hay probablemente alrededor de 2×1011<\/sup> estrellas en la Galaxia (unos 200 mil millones), la mayor\u00eda con masas menores que el Sol.<\/p>\n

La edad de la Galaxia es incierta, si bien el disco tiene al menos 10.000 millones de a\u00f1os, mientras que los c\u00famulos globulares y la mayor\u00eda de las estrellas del halo se cree que tienen entre 12000 y 14000 millones de a\u00f1os.<\/p>\n

El Sol se encuentra a una distancia que est\u00e1 entre 26.000 y 30.000 a\u00f1os-luz del centro gal\u00e1ctico, en el Brazo de Ori\u00f3n.<\/p>\n

El mismo centro Gal\u00e1ctico se halla en la constelaci\u00f3n Sagitarius.<\/p>\n

La V\u00eda L\u00e1ctea es una espiral, aunque las observaciones desu estructura y los intentos de medir las dimensiones de los brazos espirales se ven impedidos por el polvo oscurecedor del disco y por las dificultades en estimar distancias.\u00a0 Es posible que la Galaxia sea una espiral barrada dado que existen algunas evidencias de una estructura en forma de barra en las regiones centrales y el bulbo.<\/p>\n

Todas las galaxias son sistemas de estrellas, a menudo con gas y polvo interestelar, unidas por la gravedad.\u00a0 Las galaxias son las principales estructuras visibles del Universo.\u00a0 Var\u00edan desde las enanas con menos de un mill\u00f3n de estrellas a las supergigantes con m\u00e1s de un bill\u00f3n de estrellas, y un di\u00e1metro desde unos pocos cientos a mas de 600.000 a\u00f1os-luz.\u00a0 Las galaxias pueden encontrarse aislados, o en peque\u00f1os grupos, como el nuestro, conocido Grupo Local, o en grandes c\u00famulos, como el C\u00famulo de Virgo.<\/p>\n

Las galaxias se clasifican habitualmente de acuerdo a su apariencia (clasificaci\u00f3n de Hubble<\/a>).\u00a0 A parecen en dos formas principales: espirales (con brazos) y el\u00edpticas (sin brazos).\u00a0 Las el\u00edpticas tienen una distribuci\u00f3n de estrellas suave y concentrada en el centro, con muy poco gas o polvo interestelar.\u00a0 De las espirales hay varios tipos, espirales ordinarias y borradas.\u00a0 Ambos tipos tienen material interestelar adem\u00e1s de estrellas.\u00a0 Las galaxias lenticulares presentan un disco claro,\u00a0 aunque sin brazos espirales visibles.<\/p>\n

Las galaxias irregulares tienen una estructura bastante amorfa e irregular, en ocasiones con evidencias de brazos espirales o barras.\u00a0 Unas pocas galaxias no se parecen a ninguno de estos tipos principales, y pueden ser clasificadas como peculiares.\u00a0 Muchas de \u00e9stas son probablemente los resultados de choques entre galaxias que han quedado fusionadas quedando configuradas despu\u00e9s de manera irregular.<\/p>\n

El tipo de galaxia m\u00e1s numeroso pueden ser las galaxias esferoidales, peque\u00f1as, y relativamente d\u00e9biles, que tienen forma aproximadamente el\u00edptica.<\/p>\n

Se cree que las Galaxias se han formado por la acumulaci\u00f3n gravitacional de gas, alg\u00fan tiempo despu\u00e9s de la \u00e9poca de la recombinaci\u00f3n.\u00a0 Las nubes de gas podr\u00edan haber comenzado a formar estrellas,\u00a0 quiz\u00e1s como resultado de las colisiones mutuas.\u00a0 El tipo de galaxia generado podr\u00eda depender del ritmo al que el gas era transformado en estrellas, form\u00e1ndose las el\u00edpticas cuando el gas se convert\u00eda r\u00e1pidamente en estrellas, y las espirales si la transformaci\u00f3n de estrellas era lo suficientemente lento como para permitir crecer de forma significativa un disco de gas.<\/p>\n

Las galaxias evolucionan al convertir progresivamente su gas remanente en estrellas, si bien no existe probablemente una evoluci\u00f3n entre las diferentes tipos de la clasificaci\u00f3n del conocido sistema de Hubble<\/a>.\u00a0 No obstante, algunas galaxias el\u00edpticas pudieron haberse creado por la colisi\u00f3n y posterior fusi\u00f3n de dos galaxias espirales.<\/p>\n

El n\u00famero relativo de Galaxias de los diferentes tipos est\u00e1 intimamente relacionado con su brillo intr\u00ednseco y con el tipo de grupo o c\u00famulo al que pertenecen.\u00a0\u00a0 En los c\u00famulos densos, con cientos o miles de galaxias, una alta proporci\u00f3n de las galaxias brillantes son el\u00edpticas y lenticulares, con una pocas espirales (5-10%).<\/p>\n

No obstante, la proporci\u00f3n de espirales pudo haber sido mayor en el pasado, habiendo perdido las espirales su gas de manera que ahora se asemejan a los lenticulares, o habiendo sufrido fusiones con otras galaxias espirales e irregulares para convertirse en el\u00edpticas.\u00a0 Ya sab\u00e9is que nada desaparece, solo se transforma.<\/p>\n

Fuera de los c\u00famulos la mayor\u00eda de las galaxias pertenecen a grupos que contienen entre unos pocos y varias docenas de miembros, siendo raras las galaxias aisladas.\u00a0 Las espirales constituyen el 80% de las Galaxias brillantes en estos entornos de baja densidad, con una correspondiente baja proporci\u00f3n de el\u00edpticas y lenticulares.<\/p>\n

Algunas galaxias presentan una actividad inusual en su centro, como las galaxias Seyfert o las galaxias N.\u00a0 Una radiogalaxia es un emisor inusualmente intenso de energ\u00eda en forma de ondas de radio.<\/p>\n

Hablando de Galaxias podr\u00edamos movernos en un amplio abanico de posibilidades de las que relaciono algunas a continuaci\u00f3n:<\/p>\n

Galaxia head-tail<\/span><\/strong> Una el\u00edptica en la que una intensa emisi\u00f3n de radio en el n\u00facleo est\u00e1 acompa\u00f1ada por una cola irregular de radioemisi\u00f3n difusa que se extiende cientos de miles de a\u00f1os-luz.\u00a0 Es una radiaci\u00f3n sincrotr\u00f3n de electrones<\/a> energ\u00e9ticos.<\/p>\n

Galaxia anular<\/span><\/strong> Inusual galaxia con anillo luminoso bien definido alrededor de un n\u00facleo brillante.\u00a0\u00a0 El anillo puede parecer suave y regular, o anudado y deformado, y puede contener gas y polvo adem\u00e1s de estrellas.\u00a0 Un ejemplo es la Galaxia de la Rueda de Carro.<\/p>\n

Galaxia binaria<\/span><\/strong> Par de galaxias en \u00f3rbita de una en torno a la otra.\u00a0 Las aut\u00e9nticas galaxias binarias son muy dif\u00edciles de distinguir de las superposiciones casuales de dos galaxias en la l\u00ednea de visi\u00f3n.\u00a0 La investigaci\u00f3n estad\u00edstica de los pares binarios que sigue las \u00f3rbitas, es valiosa en el estudio de la estimaci\u00f3n de las masas totales de algunos tipos particulares de galaxias.<\/p>\n

Galaxia compacta<\/span><\/strong> Tipo de galaxia que solo puede ser distinguida de una estrella mediante placas de exploraci\u00f3n del cielo tomadas con c\u00e1maras Schmidt.\u00a0 Tienen di\u00e1metros aparentes de 2-5″ y una regi\u00f3n de alto brillo superficial que puede ser definido y debido a n\u00facleos brillantes de las regiones activas que est\u00e1n formando nuevas estrellas.\u00a0\u00a0 Unos 2.000 objetos de este tipo fueron catalogados por F.Zwichky.<\/p>\n

Galaxia con bajo brillo superficial (LSB)<\/span><\/strong> Tipo de Galaxia cuya densidad de estrellas es tan baja, que es dif\u00edcil detectarla frente al fondo del cielo.\u00a0 Se desconoce la proporci\u00f3n e galaxias con bajo brillo superficial en relaci\u00f3n a las galaxias normales, pudiendo representar una parte significativa del Universo.\u00a0 Muchas de estas d\u00e9biles galaxias son enanas, situadas particularmente en c\u00famulos de galaxias; algunas son tan masivas como las grandes espirales, por ejemplo, Malin-1.<\/p>\n

Galaxia con envoltura<\/span><\/strong> Galaxia espiral rodeada por d\u00e9biles arcos o capas de estrellas, situadas a \u00e1ngulos rectos con respecto a su eje mayor.\u00a0 Pueden observarse entre una y veinte capas casi conc\u00e9ntricas, aunque incompletas.\u00a0 Se disponen de manera que capas sucesivas puedan aparecer normalmente en lados opuestos de la Galaxia.\u00a0 Alrededor del 10% de las el\u00edpticas brillantes presentan envolturas, la mayor\u00eda de ellas en regiones de baja intensidad o densidad de Galaxias.\u00a0 No se conoce ninguna espiral con una estructura de capas de ese tipo.\u00a0 Podr\u00edan ser el resultado de una el\u00edptica gigante que se come una compa\u00f1era.<\/p>\n

Galaxia de anillo polar<\/span><\/strong> Raro tipo de galaxia, casi siempre una galaxia lenticular, que tiene un anillo luminoso de estrellas, gas y polvo orbitando sobre los polos de su disco.\u00a0 Por tanto, los ejes de rotaci\u00f3n del anillo y del disco forman casi un \u00e1ngulo recto.\u00a0 Dicho sistema puede ser el resultado de una colisi\u00f3n, una captura de por maneras, o la uni\u00f3n de una galaxia rica en gas con la galaxia lenticular.<\/p>\n

Galaxia de disco<\/span><\/strong> Tipo de galaxia cuya estructura principal es un delgado disco de estrellas con \u00f3rbitas aproximadamente circulares alrededor de su centro, y cuya emisi\u00f3n de luz t\u00edpicamente disminuye exponencialmente con el radio.\u00a0 El t\u00e9rmino se aplica a todos los tipos de galaxias que no sean el\u00edpticas, esferoidales enanas o algunas galaxias peculiares.\u00a0 El disco de las galaxias lenticulares contiene muy poco material interestelar, mientras que los discos de las galaxias espirales e irregulares contienen cantidades considerables de gas y polvo adem\u00e1s de estrellas.<\/p>\n

Galaxia de tipo tard\u00edo<\/span><\/strong> Galaxia espiral o irregular.\u00a0 El nombre proviene de la posici\u00f3n convencional de estas galaxias en el diagrama diapas\u00f3n de los tipos de galaxias.\u00a0 Por razones similares, una galaxia espiral Sc o Sd pueden ser denominadas espiral del tipo tard\u00edo, en contraposici\u00f3n a una espiral Sa o Sb de tipo temprano.<\/p>\n

Galaxia de tipo temprano<\/span><\/strong> Galaxia el\u00edptica o lenticular: una sin brazos espirales.\u00a0 El hombre proviene de la posici\u00f3n de las galaxias en el diagrama diapas\u00f3n de las formas de las galaxias.\u00a0 Por razones similares, una galaxia Sa podr\u00eda ser referida como una espiral de tipo temprano, en contraposici\u00f3n, en contraposici\u00f3n a una espiral Sc o Sd de tipo tardio.<\/p>\n

Se podr\u00eda continuar explicando lo que es una Galaxia el\u00edptica, enana, compacta azul, esferoidal enana, espiral (como la V\u00eda L\u00e1ctea), espiral en\u00e9sima, espiral barrada, interaccionante, irregular, lenticular, peculiar, starburst, primordiales… etc.\u00a0 Sin embargo, creo que ya se ha dejado constancia aqu\u00ed de los datos necesarios para el que lector tenga una idea de lo que es una galaxia.<\/p>\n

En el espacio exterior, el cosmos, lo que conocemos por Universo, las distancias son tan enormes que se tienen que medir con unidades especiales como el a\u00f1o-luz (Distancia que recorre la luz en un a\u00f1o a raz\u00f3n de 299.792.458 metros por segundo.\u00a0 Otra unidad, ya mayor, es el P\u00e1rsec (pc) Unidad b\u00e1sica de distancia estelar, correspondiente a una paralaje<\/a> trigonom\u00e9trica de un segundo de arco (1″).\u00a0 En otras palabras, es la distancia a la que una Unidad Astron\u00f3mica (UA=150.000.000 Km.) subtiende un \u00e1ngulo de un segundo de arco.\u00a0 Un P\u00e1rsec es igual a 3’2616 a\u00f1os-luz, o 206.265 Unidades Astron\u00f3micas, o 30,857×1012<\/sup> Km.\u00a0 Para las distancias a escalas Gal\u00e1cticas o intergal\u00e1cticas, se emplea una Unidad de medida superior al P\u00e1rsec, el Kiloparsec (kpc) y el megaparsec (Mpc).<\/p>\n

Para tener una idea aproximada de estas distancias, pongamos el ejemplo de nuestra Galaxia hermana, Andr\u00f3meda, situada a 725 kiloparsec de nosotros) en el Grupo local a 2’3 millones de a\u00f1os-luz de la V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n

Ah\u00ed\u00a0reside la imposibilidad f\u00edsica de viajar a otros mundos y no digamos a otras Galaxias.\u00a0 Las velocidades que pueden alcanzar en la actualidad nuestros ingenios espaciales no llega ni a 50.000 km\/h \u00bfCu\u00e1nto tardar\u00edan en recorrer los 21.759.840.000.000.000.000 km que nos separa de Andr\u00f3meda ?<\/p>\n

Incluso el desplazarnos hasta la estrella m\u00e1s cercana, Alfa Centauri, resulta una tarea impensable si tenemos encuentra que la distancia que nos separa es de 4’3 a\u00f1os-luz y un a\u00f1o-luz=9.460.800.000.000 km.<\/p>\n

Hasta que no se busque la manera de esquivar la barrera de la velocidad de la luz, los viajes a otros mundos est\u00e1n algo complicados para nosotros.<\/p>\n

La \u00fanica ventaja a nuestro favor: \u00a1EL TIEMPO!\u00a0 Tenemos mucho, mucho tiempo por delante para conseguir descifrar los secretos del Hiperespacio que nos mostrar\u00eda otros caminos para desplazarnos por las estrella que, en definitiva, ser\u00e1 el destino de la Humanidad.<\/p>\n

Todo ello, claro est\u00e1, si antes no es la misma humanidad la que lo fastidia todo.\u00a0 El mirar hacia atr\u00e1s y comprobar comportamientos anteriores, en verdad no resulta muy alentador, el proceso de Humanizaci\u00f3n a\u00fan est\u00e1 muy crudo y con suma facilidad sacamos fuera el animal que llevamos dentro de nosotros.\u00a0 Los actos terroristas, las guerras, los miles de ni\u00f1os muertos de hambre, los pueblos que mal viven en la m\u00e1s absoluta miseria y sin agua, es la prueba irrefutable de la calidad humana de la que podemos presumir.\u00a0 Y, todo ello, agravado por el hecho cierto de que, la otra parte del mundo, mientras los otros padecen de toda clase de privaciones, derrochan, malgastar en in\u00fatiles caprichos y tiran la comida que podr\u00eda paliar el hambre de los otros.<\/p>\n

As\u00ed resulta ser la Humanidad. Sin embargo, aunque nos costar\u00e1 un largo camino, cambiaremos y, con el avance exponencial que se est\u00e1 prodiciendo en todos los \u00e1mbitos del saber, esperemos que sea lo antes posible. El LHC, la Nanotecnolog\u00eda, la rob\u00f3tica, la computaci\u00f3n y otros apartados de la ciencia, finalmente nos llevar\u00e1n a ese otro mundo mejor que, desde luego, ser\u00eda deseable.<\/p>\n

emilio silvera<\/p>\n

\r\n\t\t\r\n\t\t
<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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