{"id":3597,"date":"2011-03-07T07:34:07","date_gmt":"2011-03-07T06:34:07","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=3597"},"modified":"2011-03-07T07:35:05","modified_gmt":"2011-03-07T06:35:05","slug":"las-leyes-sdel-universo-y-los-objetos-que-lo-pueblan","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2011\/03\/07\/las-leyes-sdel-universo-y-los-objetos-que-lo-pueblan\/","title":{"rendered":"Las leyes sdel Universo y los objetos que lo pueblan"},"content":{"rendered":"

Las leyes del Universo<\/strong><\/p>\n

Leyes de Kepler<\/strong><\/p>\n

Se trata de tres leyes acerca de los movimientos de los planetas formuladas por el astr\u00f3nomo alem\u00e1n Johannes Kepler a principios del siglo XVII. Kepler bas\u00f3 sus leyes en los datos planetarios reunidos por el astr\u00f3nomo dan\u00e9s Tycho Brahe, de quien fue ayudante. Sus propuestas rompieron con una vieja creencia de siglos de que los planetas se mov\u00edan en \u00f3rbitas circulares.<\/p>\n

Primera ley:<\/strong> Los planetas giran alrededor del Sol en \u00f3rbitas el\u00edpticas en las que el Sol ocupa uno de los focos de la elipse.<\/p>\n

Segunda ley:<\/strong> Las \u00e1reas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta (radio vector) son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas. Como consecuencia, cuanto m\u00e1s cerca est\u00e1 el planeta del Sol con m\u00e1s rapidez se mueve.<\/p>\n

Tercera ley:<\/strong> Los cuadrados de los periodos siderales de revoluci\u00f3n de los planetas alrededor del Sol son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de sus \u00f3rbitas el\u00edpticas. Esto permite deducir que los planetas m\u00e1s lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el per\u00edodo de revoluci\u00f3n depende de la distancia al Sol.<\/p>\n

Estas leyes desempe\u00f1aron un papel importante en el trabajo del astr\u00f3nomo, matem\u00e1tico y f\u00edsico ingl\u00e9s del siglo XVII Isaac Newton<\/a>, y son fundamentales para comprender las trayectorias orbitales de la Luna y de los sat\u00e9lites artificiales.<\/p>\n

<\/p>\n

Gravitaci\u00f3n universal<\/strong><\/p>\n

La gravitaci\u00f3n es la propiedad de atracci\u00f3n mutua que poseen todos los objetos compuestos de materia. A veces se usa como el t\u00e9rmino “gravedad”, aunque este se refiere \u00fanicamente a la fuerza gravitacional<\/a> que ejerce la Tierra<\/p>\n

La gravitaci\u00f3n es una de las cuatro fuerzas b\u00e1sicas que controlan las interacciones de la materia. Hasta ahora no han tenido los intentos de detectar las ondas gravitacionales que, seg\u00fan sugiere la teor\u00eda de la relatividad<\/a>, podr\u00edan observarse cuando se perturba el campo gravitacional de un objeto de gran masa.<\/p>\n

La ley de la gravitaci\u00f3n, formulada por Isaac Newton<\/a> en 1684, afirma que la atracci\u00f3n gravitatoria entre dos cuerpos es directamente proporcional al producto sus masas enversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos.<\/p>\n

El efecto Doppler<\/strong><\/p>\n

La variaci\u00f3n de la longitud de onda de la luz, radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica y sonido de los cuerpos informa sobre su movimiento.<\/p>\n

Cuando un veh\u00edculo se acerca o\u00edmos su motor m\u00e1s agudo que cuando se aleja. Igualmente, cuando una estrella o una galaxia se acercan, su espectro se desplaza hacia el azul y, si se alejan, hacia el rojo.<\/p>\n

De momento, todas las galaxias observadas se desplazan hacia el rojo, es decir, se alejan de aqu\u00ed.<\/p>\n

Medidas del Universo<\/strong><\/p>\n

Conceptos b\u00e1sicos<\/strong><\/p>\n

Masa:<\/strong> es la cantidad de materia de un objeto.<\/p>\n

Volumen:<\/strong> es el espacio ocupado por un objeto.<\/p>\n

Densidad:<\/strong> se calcula dividiendo la masa de un objeto por su volumen.<\/p>\n

Temperatura:<\/strong> la cantidad de calor de un objeto. La temperatura m\u00e1s baja posible en el Universo es de 273 \u00baC bajo cero (0\u00ba Kelvin), que es no tener ning\u00fan tipo de energ\u00eda.<\/p>\n

Unidades para medir distancias<\/strong><\/p>\n

Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se pueden medir directamente.<\/p>\n

Para medir la distancia hasta las estrellas pr\u00f3ximas se utiliza la t\u00e9cnica del paralaje<\/a>. Se trata de medir el \u00e1ngulo que forman los objetos lejanos, la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos de su \u00f3rbita alrededor del Sol.<\/p>\n

El di\u00e1metro de la \u00f3rbita terrestre es de 300 millones de kms. Utilizando la trigonometr\u00eda se puede calcular la distancia hasta la estrella. Esta t\u00e9cnica, sin embargo, no sirve para los objetos lejanos, perque el \u00e1ngulo es demasiado peque\u00f1o y el margen de error, muy grande.<\/p>\n\n\n\n\n\n\n
Unidad<\/strong><\/td>\nConcepto<\/strong><\/td>\nequivalencia<\/strong><\/td>\n<\/tr>\n
Unidad
\nastron\u00f3mica (ua)<\/td>\n		Distancia media entre la Tierra
\ny el Sol. No se utiliza fuera del
\nSistema Solar.<\/td>\n		149.600.000 km<\/td>\n<\/tr>\n
A\u00f1o luz<\/td>\nDistancia que recorre la luz en
\nun a\u00f1o. Si una estrella est\u00e1 a 10
\na\u00f1os luz, la vemos tal como era
\nhace 10 a\u00f1os. Es la m\u00e1s pr\u00e1ctica.<\/td>\n		9.46 billones de km
\n63.235,3 UA<\/td>\n<\/tr>\n
P\u00e1rsec
\n(paralaje<\/a>-segundo)<\/td>\n		Distancia de un cuerpo que tiene
\nuna paralaje<\/a> de 2 segmentos
\nde arco. La m\u00e1s “cient\u00edfica”.<\/td>\n		30,86 billones de km
\n3,26 a\u00f1os luz
\n206.265 UA<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

\n

El brillo de los astros<\/strong><\/p>\n

El brillo (magnitud estelar) es un sistema de medida en que cada magnitud es 2,512 veces m\u00e1s brillante que la siguiente. Una estrella de magnitud 1 es 100 veces m\u00e1s brillante que una de magnitud 6. Las m\u00e1s brillantes tienen magnitudes negativas.<\/p>\n

\u00danicamente hay 20 estrellas de magnitud igual o inferior a 1. La estrella m\u00e1s d\u00e9bil que se ha podido observar tiene una magnitud de 23.<\/p>\n

Declinaci\u00f3n:<\/strong><\/p>\n

La declinaci\u00f3n es la medida, en grados, del \u00e1ngulo de un objeto del cielo por encima o por debajo del ecuador celeste.<\/p>\n

Cada objeto describe un “c\u00edrculo de declinaci\u00f3n” aparente. La distancia, en horas, desde \u00e9ste hasta el c\u00edrculo de referencia (que pasa por los polos y la posici\u00f3n de la Tierra al inicio de la primavera) es la ascensi\u00f3n del objeto.<\/p>\n

Combinando la ascensi\u00f3n, la declinaci\u00f3n y la distancia se determina la posici\u00f3n relativa a la Tierra de un objecto.<\/p>\n

Longitud de onda<\/strong><\/p>\n

La longitud de onda es la distancia entre dos crestas de ondas luminosas, electromagn\u00e9ticas o similares. A menor longitud, mayor frecuencia. Su estudio aporta muchos datos sobre el espacio.<\/p>\n

Las constelaciones<\/strong><\/p>\n

Las estrellas que se pueden observar en una noche clara forman determinadas figuras que llamamos “constelaciones”, y que sirven para localizar m\u00e1s f\u00e1cilmente la posici\u00f3n de los astros. En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitol\u00f3gicas, animales u objetos. Este t\u00e9rmino tambi\u00e9n se refiere a \u00e1reas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.<\/p>\n

Los dibujos de constelaciones m\u00e1s antiguos que se conocen se\u00f1alan que las constelaciones ya hab\u00edan sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron el nombre a la constelaci\u00f3n Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya hab\u00edan dividido el zod\u00edaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.C. Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que conoc\u00edan los caldeos y los antiguos egipcios. Homero y Hes\u00edodo mencionaron las constelaciones y el poeta griego Arato de Soli, dio una descripci\u00f3n en verso de 44 constelaciones en su Phaenomena. Tolomeo, astr\u00f3nomo y matem\u00e1tico griego, en el Almagesto, describi\u00f3 48 constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre.<\/p>\n

Muchos otras culturas agruparon las estrellas en constelaciones, aunque no siempres se corresponden con las de Occidente. Sin embargo, algunas constelaciones chinas se parecen a las occidentales, lo que induce a pensar en la posibilidad de un origen com\u00fan.<\/p>\n

A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur trazaron mapas del hemisferio austral. El navegante holand\u00e9s Pieter Dirckz Keyser, que particip\u00f3 en la exploraci\u00f3n de las Indias orientales en 1595 a\u00f1adi\u00f3 nuevas constelaciones. M\u00e1s tarde fueron a\u00f1adidas otras constelaciones del hemisferio sur por el astr\u00f3nomo alem\u00e1n Johann Bayer,que public\u00f3 el primer atlas celeste extenso.<\/p>\n

Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astr\u00f3nomos acordaron finalmente una lista de 88. No obstante, los l\u00edmites de las constelaciones siguieron siendo tema de discusi\u00f3n hasta 1930, cuando la Uni\u00f3n Astron\u00f3mica Internacional fij\u00f3 dichos l\u00edmites.<\/p>\n

Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas brillantes, se utiliza el genitivo del nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este sistema fue introducido por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelaci\u00f3n Perseo, se le llama Beta Persei.<\/p>\n

Entre las constelaciones m\u00e1s conocidas se hallan las que se encuentran en el plano de la \u00f3rbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas. Son las constelaciones del Zod\u00edaco. Ademas de estas, algunas muy conocidas son Cruz del Sur, visible desde el hemisferiosur, y Osa Mayor, visible desde el hemisferio Norte. Estas y otras constelaciones permiten ubicar la posici\u00f3n de importantes puntos de referencia como, por ejemplo, los polos celestes.<\/p>\n

La mayor constelaci\u00f3n de la esfera celeste es la de Hydra, que contiene 68 estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por su parte, es la constelaci\u00f3n m\u00e1s peque\u00f1a.
\nLas constelaciones<\/p>\n

Las estrellas que se pueden observar en una noche clara forman determinadas figuras que llamamos “constelaciones”, y que sirven para localizar m\u00e1s f\u00e1cilmente la posici\u00f3n de los astros. En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitol\u00f3gicas, animales u objetos. Este t\u00e9rmino tambi\u00e9n se refiere a \u00e1reas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.<\/p>\n

Los dibujos de constelaciones m\u00e1s antiguos que se conocen se\u00f1alan que las constelaciones ya hab\u00edan sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron el nombre a la constelaci\u00f3n Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya hab\u00edan dividido el zod\u00edaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.C.<\/p>\n

Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que conoc\u00edan los caldeos y los antiguos egipcios. Homero y Hes\u00edodo mencionaron las constelaciones y el poeta griego Arato de Soli, dio una descripci\u00f3n en verso de 44 constelaciones en su Phaenomena. Tolomeo, astr\u00f3nomo y matem\u00e1tico griego, en el Almagesto, describi\u00f3 48 constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre.<\/p>\n

Muchos otras culturas agruparon las estrellas en constelaciones, aunque no siempres se corresponden con las de Occidente. Sin embargo, algunas constelaciones chinas se parecen a las occidentales, lo que induce a pensar en la posibilidad de un origen com\u00fan.<\/p>\n

A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur trazaron mapas del hemisferio austral. El navegante holand\u00e9s Pieter Dirckz Keyser, que particip\u00f3 en la exploraci\u00f3n de las Indias orientales en 1595 a\u00f1adi\u00f3 nuevas constelaciones. M\u00e1s tarde fueron a\u00f1adidas otras constelaciones del hemisferio sur por el astr\u00f3nomo alem\u00e1n Johann Bayer,que public\u00f3 el primer atlas celeste extenso.<\/p>\n

Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astr\u00f3nomos acordaron finalmente una lista de 88. No obstante, los l\u00edmites de las constelaciones siguieron siendo tema de discusi\u00f3n hasta 1930, cuando la Uni\u00f3n Astron\u00f3mica Internacional fij\u00f3 dichos l\u00edmites.<\/p>\n

Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas brillantes, se utiliza el genitivo del nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este sistema fue introducido por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelaci\u00f3n Perseo, se le llama Beta Persei.<\/p>\n

Entre las constelaciones m\u00e1s conocidas se hallan las que se encuentran en el plano de la \u00f3rbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas. Son las constelaciones del Zod\u00edaco. Ademas de estas, algunas muy conocidas son Cruz del Sur, visible desde el hemisferiosur, y Osa Mayor, visible desde el hemisferio Norte. Estas y otras constelaciones permiten ubicar la posici\u00f3n de importantes puntos de referencia como, por ejemplo, los polos celestes.<\/p>\n

La mayor constelaci\u00f3n de la esfera celeste es la de Hydra, que contiene 68 estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por su parte, es la constelaci\u00f3n m\u00e1s peque\u00f1a.<\/p>\n

Observaci\u00f3n del Cosmos<\/strong><\/p>\n

Desde sus or\u00edgenes, la especie humana ha observado el cielo. Primero, directamente, despu\u00e9s con instrumentos cada vez m\u00e1s potentes.<\/p>\n

Las antiguas civilizaciones agrupaban las estrellas formando figuras. Nuestras constelaciones se inventaron en el Mediterr\u00e1neo oriental hace unos 2.500 a\u00f1os. Representan animales y mitos del lugar y la \u00e9poca. La gente cre\u00eda que los cuerpos del cielo influ\u00edan la vida de reyes y s\u00fabditos. El estudio de los astros se mezclaba con supersticiones y rituales.<\/p>\n

Las constelaciones que acompa\u00f1an la trayectoria del Sol, la Luna y los planetas, en la franja llamada zod\u00edaco, nos resultan familiares: Aries, Tauro, G\u00e9minis, C\u00e1ncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpi\u00f3n, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis.<\/p>\n

A principios del siglo XVII se invent\u00f3 el telescopio. Primero se utilizaron lentes, despu\u00e9s espejos, tambi\u00e9n combinaciones de ambos. Actualmente hay telescopios de muy alta resoluci\u00f3n, como el VLT, formado por cuatro telescopios sincronizados.<\/p>\n

El telescopio espacial Hubble<\/a> (HST), situado en \u00f3rbita, captura y env\u00eda im\u00e1genes y datos sin la distorsi\u00f3n provocada por la atm\u00f3sfera.<\/p>\n

Los radiotelescopios detectan radiaciones de muy diferentes longitudes de onda. Trabajan en grupos utilizando una t\u00e9cnica llamada interferometr\u00eda.<\/p>\n

La fotograf\u00eda, la inform\u00e1tica, las comunicaciones y, en general, los avances t\u00e9cnicos de los \u00faltimos a\u00f1os han ayudado much\u00edsimo a la astronom\u00eda.<\/p>\n

Gracias a los espectros (descomposici\u00f3n de la luz) podemos conocer informaci\u00f3n detallada sobre la composici\u00f3n qu\u00edmica de un objeto. Tambi\u00e9n se aplica al conocimiento del Universo.<\/p>\n

Un hallazgo reciente, las lentes gravitacionales, aprovechan el hecho de que los objetos con masa pueden desviar los rayos de luz. Si se localiza un grupo de cuerpos con la configuraci\u00f3n apropiada, act\u00faa como una lente potent\u00edsima y muestra, en el centro, objetos distantes que no podr\u00edamos ver.<\/p>\n

\u00bfQu\u00e9 es el Universo?<\/strong> El Universo es todo, sin excepciones.<\/strong><\/p>\n

Materia, energ\u00eda, espacio y tiempo, todo lo que existe forma parte del Universo. Es muy grande, pero no infinito. Si lo fuera, habr\u00eda infinita materia en infinitas estrellas, y no es as\u00ed. En cuanto a la materia, el universo es, sobre todo, espacio vac\u00edo.<\/p>\n

El Universo contiene galaxias, c\u00famulos de galaxias y estructuras de mayor tama\u00f1o llamadas superc\u00famulos, adem\u00e1s de materia intergal\u00e1ctica. Todav\u00eda no sabemos con exactitud la magnitud del Universo, a pesar de la avanzada tecnolog\u00eda disponible en la actualidad.<\/p>\n

La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas … Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que nopodemos observar. Por cada mill\u00f3n de \u00e1tomos de hidr\u00f3geno los 10 elementos m\u00e1s abundantes son:<\/p>\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n
S\u00edmbolo<\/strong><\/td>\nElemento qu\u00edmico<\/strong><\/td>\n \u00c1tomos<\/strong><\/td>\n<\/tr>\n
H<\/td>\nHidr\u00f3geno<\/td>\n1.000.000<\/td>\n<\/tr>\n
He<\/td>\nHelio<\/td>\n63.000<\/td>\n<\/tr>\n
O<\/td>\nOx\u00edgeno<\/td>\n690<\/td>\n<\/tr>\n
C<\/td>\nCarbono<\/td>\n420<\/td>\n<\/tr>\n
N<\/td>\nNitr\u00f3geno<\/td>\n87<\/td>\n<\/tr>\n
Si<\/td>\nSilicio<\/td>\n45<\/td>\n<\/tr>\n
Mg<\/td>\nMagnesio<\/td>\n40<\/td>\n<\/tr>\n
Ne<\/td>\nNe\u00f3n<\/td>\n37<\/td>\n<\/tr>\n
Fe<\/td>\nHierro<\/td>\n32<\/td>\n<\/tr>\n
S<\/td>\nAzufre<\/td>\n16<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

\n

Nuestro lugar en el Universo<\/strong><\/p>\n

Nuestro mundo, la Tierra, es min\u00fasculo comparado con el Universo. Formamos parte del Sistema Solar, perdido en un brazo de una galaxia que tiene 100.000 millones de estrellas, pero s\u00f3lo es una entre los centenares de miles de millones de galaxias que forman el Universo. El Sol se encuentra en el borde interior del Brazo de Ori\u00f3n, uno de los brazos espirales de la V\u00eda L\u00e1ctea, es decir, hacia el centro gal\u00e1ctico y a unos 30 000 a\u00f1os-luz de distancia del centro.<\/p>\n

La teor\u00eda del Big Bang<\/a> explica c\u00f3mo se form\u00f3.<\/strong><\/p>\n

Nos dice que hace unos 13.700 millones de a\u00f1os la materia ten\u00eda una densidad y una temperatura infinitas. Hubo una explosi\u00f3n violenta y, desde entonces, el universo se expande y\u00a0 va perdiendo densidad y temperatura.<\/p>\n

La teor\u00eda de la relatividad<\/a> general predice la existencia de una singularidad<\/a> en el comienzo. La mayor\u00eda de los cosm\u00f3logos interpretan esta singularidad<\/a> como una indicaci\u00f3n de que la relatividad<\/a> general deja de ser v\u00e1lida en el Universo muy primitivo y que el comienzo mismo debe ser estudiado utilizando una teor\u00eda de cosmolog\u00eda cu\u00e1ntica. As\u00ed, el Big Bang<\/a> es una singularidad<\/a>, una excepci\u00f3n que no pueden explicar las leyes de la f\u00edsica. Podemos saber qu\u00e9 pas\u00f3 desde el primer instante, pero el momento y tama\u00f1o cero todav\u00eda no tienen explicaci\u00f3n cient\u00edfica.<\/p>\n

Estrellas variables<\/strong><\/p>\n

Este concepto engloba cualquier estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Pueden ser estrellas cuya emisi\u00f3n de luz fluct\u00faa realmente – intr\u00ednsexas -, o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de polvo interestelar, llamadas variables extr\u00ednsecas.<\/p>\n

Los cambios en la intensidad luminosa en las variables intr\u00ednsecas se deben a pulsaciones en el tama\u00f1o de la estrella (variables pulsantes) o a interacciones entre las componentes de una estrella doble. Algunas otras variables intr\u00ednsecas no encajan en ninguna de estas dos categor\u00edas.<\/p>\n

El \u00fanico tipo frecuente de variable extr\u00ednseca es la llamada “binaria eclipsante”. Se trata de una estrella doble formada por dos estrellas pr\u00f3ximas que pasan peri\u00f3dicamente una por delante de la otra. Algol es el ejemplo m\u00e1s conocido. Las binarias eclipsantes constituyen casi el 20% de las estrellas variables conocidas.<\/p>\n

Variables cefeidas<\/strong><\/p>\n

Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, peri\u00f3dicamente, se eclipsan una a otra. Probablemente, los ejemplos m\u00e1s conocidos sean las variables cefeidas, cuyas pulsaciones peri\u00f3dicas indicacan su brillo, por lo que constituyen una importante referencia para la medici\u00f3n de distancias en el espacio.<\/p>\n

Sus periodos de pulsaci\u00f3n var\u00edan entre un d\u00eda y unos cuatro meses, y sus variaciones de luminosidad pueden ser de entre un 50 y un 600% entre el m\u00e1ximo y el m\u00ednimo. Su nombre proviene de su prototipo o estrella representativa, Delta Cefei.<\/p>\n

La relaci\u00f3n entre su luminosidad media y el periodo de pulsaci\u00f3n fue descubierta en 1912 por Henrietta S. Leavitt, y se conoce como relaci\u00f3n periodo-luminosidad. Leavitt encontr\u00f3 que la luminosidad de una cefeida aumenta de manera proporcional a su periodo de pulsaci\u00f3n.<\/p>\n

As\u00ed, los astr\u00f3nomos pueden determinar la luminosidad intr\u00ednseca de una cefeida simplemente midiendo el periodo de pulsaci\u00f3n. La luminosidad aparente de una estrella en el cielo depende de su distancia a la Tierra; comparando esta luminosidad con su luminosidad intr\u00ednseca se puede determinar la distancia a la que se encuentra. De este modo, las cefeidas pueden utilizarse como indicadores de distancias tanto dentro como fuera de la V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n

Existen dos tipos de cefeidas. Las m\u00e1s comunes se llaman cefeidas cl\u00e1sicas y las otras, m\u00e1s viejas y d\u00e9biles, se conocen como estrellas W Virginis. Los dos tipos poseen distintas relaciones periodo-luminosidad.<\/p>\n

Estrellas dobles<\/strong><\/p>\n

Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitaci\u00f3n y giran en torno a su centro com\u00fan.<\/p>\n

Los periodos orbitales, que van desde minutos en el caso de parejas muy cercanas hasta miles de a\u00f1os en el caso de parejas distantes, dependen de la separaci\u00f3n entre las estrellas y de sus respectivas masas.<\/p>\n

Tambi\u00e9n hay estrellas m\u00faltiples, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas. Lira parece una estrella doble, pero a trav\u00e9s de un telescopio se ve como cada uno de los dos componentes es un sistema binario.<\/p>\n

La observaci\u00f3n de las \u00f3rbitas de estrellas dobles es el \u00fanico m\u00e9todo directo que tienen los astr\u00f3nomos para pesar las estrellas.<\/p>\n

En el caso de parejas muy pr\u00f3ximas, su atracci\u00f3n gravitatoria puede distorsionar la forma de las estrellas, y es posible que fluya gas de una estrella a otra en un proceso llamado “transferencia de masas”.<\/p>\n

A trav\u00e9s del telescopio se detectean muchas estrellas dobles que parec\u00edan simples. Sin embargo, cuando est\u00e1n muy pr\u00f3ximas, s\u00f3lo se detectan si se estudia su luz mediante espectroscopia. Entonces se ven los espectros de dos estrellas, y su movimiento se puede deducir por el efecto Doppler en ambos espectros. Estas parejas se denominan binarias espectrosc\u00f3picas.<\/p>\n

La mayor\u00eda de las estrellas que vemos en el cielo son dobles o incluso m\u00faltiples. Ocasionalmente, una de las estrellas de un sistema doble puede ocultar a la otra al ser observadas desde la Tierra, lo que da lugar a una binaria eclipsante.<\/p>\n

En la mayor\u00eda de los casos, se cree que las componentes de un sistema doble se han originado simult\u00e1neamente, aunque otras veces, una estrella puede ser capturada por el campo gravitatorio de otra en zonas de gran densidad estelar, como los c\u00famulos de estrellas, dando lugar al sistema doble.<\/p>\n

Evoluci\u00f3n de las Estrellas<\/strong><\/p>\n

Las estrellas evolucionan durante millones de a\u00f1os. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacci\u00f3n nuclear, que consume la materia, convirti\u00e9ndola en energ\u00eda. Las estrellas peque\u00f1as la gastan lentamente y duran m\u00e1s que las grandes.<\/p>\n

Las teor\u00edas sobre la evoluci\u00f3n 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 m\u00e1s brillantes son las m\u00e1s calientes y las m\u00e1s peque\u00f1as, las m\u00e1s fr\u00edas.<\/p>\n

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

La vida de una estrella<\/strong><\/p>\n

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fr\u00eda. La contracci\u00f3n del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 \u00b0C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los n\u00facleos de los \u00e1tomos de hidr\u00f3geno se combinan con los de deuterio<\/a>para formar n\u00facleos de helio. Esta reacci\u00f3n libera grandes cantidades de energ\u00eda, y se detiene la contracci\u00f3n de la estrella.<\/p>\n

Cuando finaliza la liberaci\u00f3n de energ\u00eda, la contracci\u00f3n comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacci\u00f3n entre el hidr\u00f3geno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energ\u00eda y la contracci\u00f3n se detiene.<\/p>\n

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracci\u00f3n se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidr\u00f3geno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acci\u00f3n catal\u00edtica del carbono y el nitr\u00f3geno. Esta reacci\u00f3n termonuclear es caracter\u00edstica de la secuencia principal de estrellas y contin\u00faa hasta que se consume todo el hidr\u00f3geno que hay.<\/p>\n

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tama\u00f1o cuando todo su hidr\u00f3geno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del n\u00facleo debe subir lo suficiente como para producir la fusi\u00f3n de los n\u00facleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho m\u00e1s peque\u00f1a y m\u00e1s densa.<\/p>\n

Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energ\u00eda nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca<\/a>. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como “novas”. Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova<\/a> o supernova, devuelve al medio interestelar elementos m\u00e1s pesados que el hidr\u00f3geno que ha sintetizado en su interior.<\/p>\n

Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzar\u00e1n su vida con un surtido m\u00e1s 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 m\u00faltiple de longitudes de onda.<\/p>\n

De estrella a Agujero Negro<\/strong><\/p>\n

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evoluci\u00f3n m\u00e1s r\u00e1pida, de unos pocos millones de a\u00f1os desde su nacimiento hasta la explosi\u00f3n de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones<\/a>.<\/p>\n

Sin embargo, existe un l\u00edmite para el tama\u00f1o de las estrellas de neutrones<\/a>, m\u00e1s all\u00e1 del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro<\/a>, del que no puede escapar ninguna radiaci\u00f3n.<\/p>\n

Estrellas t\u00edpicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de a\u00f1os. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo m\u00e1s probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.<\/p>\n

Novas y supernovas<\/strong><\/p>\n

Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.<\/p>\n

Una nova<\/a> es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma s\u00fabita y despu\u00e9s palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova tambi\u00e9n, pero la explosi\u00f3n destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho m\u00e1s raras que las novas<\/a>, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.<\/p>\n

Las novas<\/a> y las supernovas aportan materiales al Universo que servir\u00e1n para formar nuevas estrellas.<\/p>\n

Novas, \u00bfestrellas nuevas?<\/strong><\/p>\n

Antiguamente, a una estrella que aparec\u00eda de golpe donde no hab\u00eda nada, se le llamaba nova<\/a>, o \u2018estrella nueva\u2019. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas exist\u00edan mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.<\/p>\n

Quiz\u00e1 aparezcan 10 o 12 novas<\/a> por a\u00f1o en la V\u00eda L\u00e1ctea, pero algunas est\u00e1n demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar.<\/p>\n

A las novas<\/a> se las observa con m\u00e1s facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova<\/a> incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuesti\u00f3n de d\u00edas o de horas. Despu\u00e9s entra en un periodo de transici\u00f3n, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ah\u00ed palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.<\/p>\n

Las novas<\/a> son estrellas en un periodo tard\u00edo de evoluci\u00f3n. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una peque\u00f1a fracci\u00f3n de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, despu\u00e9s se normaliza.<\/p>\n

La estrella que queda es una enana blanca<\/a>, el miembro m\u00e1s peque\u00f1o de un sistema binario, sujeto a una continua disminuci\u00f3n de materia en favor de la estrella m\u00e1s grande. Este fen\u00f3meno sucede con las novas<\/a> enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares.<\/p>\n

Supernovas<\/strong><\/p>\n

La explosi\u00f3n de una supernova es m\u00e1s destructiva y espectacular que la de una nova<\/a>, y mucho m\u00e1s rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.<\/p>\n

Hasta 1987 s\u00f3lo se hab\u00edan identificado tres a lo largo de la historia. La m\u00e1s conocida es la que surgi\u00f3 en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.<\/p>\n

Las supernovas, al igual que las novas<\/a>, se ven con m\u00e1s frecuencia en otras galaxias. As\u00ed pues, la supernova m\u00e1s reciente, que apareci\u00f3 en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgi\u00f3 en una galaxia sat\u00e9lite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos ins\u00f3litos, es objeto de un intenso estudio astron\u00f3mico.<\/p>\n

Las estrellas muy grandes explotan en las \u00faltimas etapas de su r\u00e1pida evoluci\u00f3n, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presi\u00f3n creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II.<\/p>\n

Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova<\/a>. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compa\u00f1ero.<\/p>\n

De la explosi\u00f3n de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un p\u00falsar<\/a>, o estrella de neutrones<\/a> que gira a gran velocidad.<\/p>\n

Cu\u00e1sares<\/strong><\/p>\n

Los Cu\u00e1sares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energ\u00eda, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los cu\u00e1sares son centenares de miles de millones de veces m\u00e1s brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros<\/a> que emiten intensa radiaci\u00f3n cuando capturan estrellas o gas interestelar.<\/p>\n

La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagn\u00e9tico y no todos los cuerpos c\u00f3smicos emiten la mayor parte de su radiaci\u00f3n en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radioastr\u00f3nomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspond\u00edan a objeto visibles.<\/p>\n

La palabra Cu\u00e1sar<\/strong> es un acr\u00f3nimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).<\/p>\n

Identificaci\u00f3n de cu\u00e1sares<\/strong><\/p>\n

Se identificaron en la d\u00e9cada de 1950. M\u00e1s tarde se vi\u00f3 que mostraban un desplazamiento al rojo m\u00e1s grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan.<\/p>\n

El primer Cu\u00e1sar estudiado, 3C 273 est\u00e1 a 1.500 millones de a\u00f1os luz de la Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cu\u00e1sares. Algunos se alejan de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.<\/p>\n

Se han descubierto cu\u00e1sares a 12.000 millones de a\u00f1os luz de la Tierra. \u00c9sta es, aproximadamente, la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energ\u00eda que llega en algunos casos es muy grande. Como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces m\u00e1s brillante que toda la V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n

Lo m\u00e1s espectacular de los cuasares no es su lejan\u00eda, sino que puedan ser visibles. Un cuasar deber ser tan brillante como 1.000 galaxias juntas para que pueda aparecer como una d\u00e9bil estrella, si se encuentra a varios miles de millones de a\u00f1os luz. Pero a\u00fan m\u00e1s sorprendente es el hecho de que esa enorme energ\u00eda proviene de una regi\u00f3n cuyo tama\u00f1o no excede un a\u00f1o luz (menos de una cienmil\u00e9sima parte del tama\u00f1o de una galaxia normal). El brillo de los cuasares oscila con periodos de unos meses, por tanto, su tama\u00f1o debe ser menor que la distancia que recorre la luz en ese tiempo.<\/p>\n

Al principio, los astr\u00f3nomos no ve\u00edan ninguna relaci\u00f3n entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos c\u00f3smicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos n\u00facleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en d\u00eda, se piensa que los cuasares son los n\u00facleos de galaxias muy j\u00f3venes, y que la actividad en el n\u00facleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.<\/p>\n

P\u00falsares<\/strong><\/p>\n

La palabra P\u00falsar<\/strong> es un acr\u00f3nimo de “pulsating radio source”, fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisi\u00f3n para detectar cambios de ritmo, y s\u00f3lo en algunos casos.<\/p>\n

Los P\u00falsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.<\/p>\n

Los estudios indican que un p\u00falsar<\/a> es una estrella de neutrones<\/a> peque\u00f1a que gira a gran velocidad. El m\u00e1s conocido est\u00e1 en la nebulosa de Cangrejo.<\/p>\n

Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bol\u00edgrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energ\u00eda.<\/p>\n

El campo magn\u00e9tico, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aqu\u00ed recibimos como ondas de radio.<\/p>\n

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronom\u00eda en Cambridge. Se conocen m\u00e1s de 300, pero s\u00f3lo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos tambi\u00e9n emiten pulsos de rayos gamma<\/a>, y una, la del Cangrejo, tambi\u00e9n emite pulsos de rayos-X.<\/p>\n

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelaci\u00f3n de un a\u00f1o, con una precisi\u00f3n mejor que un milisegundo.<\/p>\n

Las pulsares son estrellas de neutrones<\/a> fuertemente magnetizadas. La r\u00e1pida rotaci\u00f3n, por tanto, las hace poderosos generadores el\u00e9ctricos, capaces de acelerar las part\u00edculas cargadas hasta energ\u00edas de mil millones de millones de Voltios.<\/p>\n

Estas part\u00edculas cargadas son responsables del haz de radiaci\u00f3n en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma<\/a>. Su energ\u00eda proviene de la rotaci\u00f3n de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminuci\u00f3n de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del per\u00edodo de los pulsos.<\/p>\n

Los pulsares se han encontrado principalmente en la V\u00eda L\u00e1ctea. Un escrutinio completo es imposible, ya que los pulsares d\u00e9biles solo pueden ser detectados si est\u00e1n cercanos.<\/p>\n

Los sondeos de radio ya han cubierto casi todo el cielo. Sus distancias pueden medirse a partir de un retardo en los tiempos de llegada de los pulsos observados en las radio frecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los electrones<\/a> en el gas interestelar, y de la distancia recorrida.<\/p>\n

Extrapolando a partir de esta peque\u00f1a muestra de pulsares detectables, se estima que hay al menos 200.000 pulsares en toda nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos haces de faro no barren en nuestra direcci\u00f3n, la poblaci\u00f3n total deber\u00eda alcanzar un mill\u00f3n.<\/p>\n

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de a\u00f1os; despu\u00e9s de este tiempo ha perdido tanta energ\u00eda rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la poblaci\u00f3n total (1.000.000), y el tiempo de vida (4.000.000 de a\u00f1os), podemos deducir que un nuevo pulsar debe nacer cada cuatro a\u00f1os, asumiendo que la poblaci\u00f3n permanece estable.<\/p>\n

Recientemente se han encontrado pulsares en c\u00famulos globulares. Se piensa que han sido formados all\u00ed por la acreci\u00f3n de materia en estrellas enanas blancas en sistemas binarios.<\/p>\n

Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas, podr\u00edamos predecir que deber\u00eda haber una supernova en nuestra Galaxia cada cuatro a\u00f1os, pero esto no est\u00e1 todav\u00eda claro.<\/p>\n

Agujeros negros<\/strong><\/p>\n

Son cuerpos con un campo gravitatorio extraordinariamente grande.<\/p>\n

No puede escapar ninguna radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica ni luminosa una vez que, cualquier clase de materia, traspase el horizonte de sucesos y sea introducida dentro del agujero negro<\/a> y camino hacia la singularidad<\/a>, por eso son negros. Est\u00e1n rodeados de una “frontera” esf\u00e9rica que permite que la luz entre pero no salga. Es lo que conocemos como horizonte de sucesos. Su campo gravitacional es tan intenso que su velocidad de escape<\/a> supera a la de la luz. Se forman cuando las estrellas masivas se colapsan al final de sus vidas.<\/p>\n

Los Agujeros negros nunca han sido observados, y, su localicaci\u00f3n en las galaxias se ha efectuado a trav\u00e9s de la localizaci\u00f3n de intensas fuentes de rayos X<\/a> que, seg\u00fan se cree, provienen de los agujeros negros<\/a> y esta radiaci\u00f3n se produce en el momento en que la materia es engullida, es decir, antes de entrar en el agujero negro<\/a> propiamente dicho, una vez dentro, como se dice, la radiaci\u00f3n no puede salir de su interior. All\u00ed, es tan intensa la densidad de la materia que, a su alrededor, dejan de existir el espacio y el tiempo que adquieren una curvatura infinita.<\/p>\n

La masa de las estrellas es la que indica en qu\u00e9 se convertir\u00e1n al final de sus vidas como estrellas brillantes del cielo.\u00a0 Si la estrella es peque\u00f1a o mediana como nuestro Sol, su ciclo es el de quemar hidr\u00f3geno durante unos 10 ooo millones de a\u00f1os, cuando consume todo el hidr\u00f3geno y comienza a fusionar helio, la estrella se convierte en una gigante roja que, finalmente, expulsa sus capas exteriores al espacio formando una Nebulosa Planetaria que, es ionizada con fuerte radiaci\u00f3n ultravioleta por el n\u00facleo que se contrae hasta que, la degeneraci\u00f3n de los electrones<\/a>, puede frenar a la fuerza de la Gravedad y, entonces queda un objeto que llamamos enana balnca.<\/p>\n

Si la estrella tiene m\u00e1s de dos masas solares,\u00a0 las etapas son las mismas pero, al final, se produce una explosi\u00f3n que lanza al espacio las capas exteriores de la estrella para formar una nebulosa, y, el resto se contrae m\u00e1s y m\u00e1s, y la degeneraci\u00f3n de los electrones<\/a> no es suficiente para frenar la inmensa fuerza de la Gravedad que contin\u00faa comprimiendo la masa de la estrella hasta que, los que se degeneran son los neutrones<\/a>, entonces s\u00ed, \u00e9sta degeneraci\u00f3n es lo suficientemente fuerte para frenar la Gravedad y la estrella se convierte en lo que conocemos como de Neutrones, de cuya densidad podr\u00edamos decir que, un cent\u00edmetro c\u00fabico de su material pesar\u00eda miles de toneladas.<\/p>\n

Finalmente, si la estrella es muy masiva y muchas masas solares, cuando llega al final de su vida y no puede continuar fusionando materia, la estrella queda a merced de la Gravedad que, esta vez, no puede ser frenada por nada y se contrae sobre si misma, bajo su propio peso, la materia va cayendo hacia el n\u00facleo y es comprimida con tal violencia y densidad que, lo que al final nos queda, es un agujero negro<\/a>.<\/p>\n

Conos luminosos<\/strong><\/p>\n

El cient\u00edfico brit\u00e1nico Stephen W. Hawking ha dedicado buena parte de su trabajo al estudio de los agujeros negros<\/a>.<\/p>\n

En su libro “Historia del Tiempo” explica c\u00f3mo, en una estrella que se est\u00e1 colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella.<\/p>\n

Al hacerse peque\u00f1a, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez m\u00e1s, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro.<\/p>\n

Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro<\/a>, toma material de su compa\u00f1era. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X<\/a>. As\u00ed, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana<\/p>\n

Los agujeros negros<\/a> no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiaci\u00f3n, parece que pueden hacerlo algunas part\u00edculas at\u00f3micas y subat\u00f3micas.<\/p>\n

Alguien que observase la formaci\u00f3n de un agujero negro<\/a> desde el exterior, ver\u00eda una estrella cada vez m\u00e1s peque\u00f1a y roja hasta que, finalmente, desaparecer\u00eda. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguir\u00eda intacta.<\/p>\n

Como en el Big Bang<\/a>, en los agujeros negros<\/a> se da una singularidad<\/a>, es decir, las leyes f\u00edsicas y la capacidad de predicci\u00f3n fallan. En consecuencia, ning\u00fan observador externo puede ver qu\u00e9 pasa dentro.<\/p>\n

Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad<\/a> de los agujeros negros<\/a> han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidad<\/a>es se situar\u00e1n siempre en el pasado del observador (como el Big Bang<\/a>) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hip\u00f3tesis se conoce con el nombre de “censura c\u00f3smica”.<\/p>\n

fuentes diversas
\n<\/em><\/p>\n

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