2ª aval. o universo

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+¡¡¡¡¡¡¡¡¡¡¡¡

singularidade → Β Β→ superforza 10-35

forza nuclear forteforza nuclear débil forza electromagnética forza gravitatoria

tpo 0 tpo.10-43sg

13.700mll. anos

10-32

era d Plank : Tª e Densdd ▲ “fronteira da física”

era electrodebil E=m . c2

era da grand unión

era electrodebil

era da grand unión

era da inflación (NASA 2001)forza repulsiva: enerxía escura

era hadrónica

era leptónica

era de nucleosíntese

núcleos de H e He

era de nucleosíntese

núcleos de H e He

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o universo expándese

era de nucleosíntese

núcleos de H e He

era dos átomos

e da radiación

PLASMA

átomos :H–He-Li

O Universo faise

transparente

os fotóns pasan a traves

dos átomos sen

obstáculos

era das galaxias

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En las noches oscuras a simple vista la gran cantidad de puntitos

parpadeantes que ves en el cielo son las estrellas, situadas a años luz de la TierraLas verás rojas, azules, blancas, amarillas, naranjas... en fin, toda una gama de colores que no tiene desperdicio, es debido a la temperatura de cada una: las azules son las más cálidas, y las rojas las más frías. ¿Por qué parpadean? Esto es un efecto que crean las capas atmosféricas

Es posible que veamos "estrellas" que no parpadean. es que no son estrellas, sino

planetas Al atardecer o amanecer y pegados al Sol, es posible que veamos a los dos planetas más cercanos al Sol físicamente: Mercurio y Venus. Éste primero es difícil de ver, y nunca debes intentar verlo directamente por instrumentos pues está demasiado pegado al Sol y te podría causar ceguera instantánea (el que avisa no es traidor ¿eh?). Y por si acaso, ten mucho cuidadito con Venus, aunque éste está más alejado del Sol. Venus es el planeta más brillante que podemos ver desde la Tierra. Si no te das prisa, estos planetas desaparecerán pronto del cielo, por lo que tienes poco tiempo para verlos. Después, puedes ver Marte (destaca por su color rojizo), Júpiter y Saturno (éste último posee un color amarillento). Si te preguntas dónde están los otros que faltan, tal vez de desilusione al decirte que estos no los podrás ver a simple vista, pues aunque Urano está al límite de la visibilidad, seguro que lo confundirás con alguna estrella. Neptuno y Plutón son los dos últimos planetas de la lista, pero no son visibles.

la luna cuerpo es el segundo más brillante del cielo, seguido, por supuesto, del Sol. ¿no te parece que en todas las fotos la Luna muestra siempre la misma cara? Esto es porque su periodo de rotación coincide con el de traslación, provocando que siempre muestre la misma cara a la Tierra. A la cara siempre visible se le llama, por supuesto, cara visible, y a la otra, "cara oculta".

¿Qué es la Astronomía? Etimológicamente, La palabra astronomía viene del griego (astros =

estrellas) y (nomos = leyes o conocimientos),

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La Vía Láctea y las galaxias Como sabrás, la Vía Láctea (Camino de Leche) está formada por numerosas estrellas que llegan a mezclarse entre sí y crean ese hermoso panorama. La Vía Láctea es nuestra galaxia, y lo que vemos desde aquí son sus brazos espiralesTe preguntarás si es la única galaxia visible a simple vista, pues bien, podemos ver otras 3 galaxias: la Galaxia de Andrómeda, y las Nubes de Magallanes (la Pequeña y la Grande). La de Andrómeda está en el cielo del hemisferio norte, y la puedes ver como un pequeño objeto difuso y algo alargado. Las otras dos galaxias son más grandes desde la Tierra, y se localizan en el cielo del hemisferio surÉstas galaxias tienen algo en común: se encuentran en el Grupo Local de Galaxias, una región donde hay más de 20 galaxias, de las cuales Andrómeda y la Vía Láctea son las más grandes. Las Nubes de Magallanes son dos pequeñas galaxias irregulares muy vecinas a la nuestra.

los cúmulos de estrellas estos pueden resultar muy parecidos a las galaxias, pues si se ven pequeños se nos presentan borrosos, pueden ser de dos tipos abiertos o globulares, según tengan sus estrellas desperdigadas o concentradas en el centro. En el 1º tipo está la cola de la Osa Mayor (bajo la denominación Cr 285), también podemos ver el cúmulo de las Pléyades, en la constelación de Tauro (éste cúmulo se utiliza para ver lo aguda que puede llegar a ser la vista de una persona, por término medio podemos ver 6 ó 7 estrellas). No muy lejos de las Pléyades nos encontramos a las Hyades, en la misma constelación y con más estrellas visibles a simple vista. En cuanto a cúmulos globulares, cabe mencionar el cúmulo M13 en la constelación de Hércules, un pequeño objeto borroso en el centro de dicha constelación. Y por supuesto no olvidar al cúmulo Omega Centauri , en la constelación de Centauro. Éste es uno de los mayores que se conocen.

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Una constelación, en astronomía, es una agrupación convencional de estrellas cuya posición en el cielo nocturno es aparentemente tan cercana que los astrónomos de las civilizaciones antiguas decidieron vincularlas mediante líneas imaginarias, ideando así figuras sobre la bóveda celeste. En la inmensidad del espacio, en cambio, las estrellas de una constelación no están, necesariamente, localmente asociadas; incluso pueden encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Además, dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han ideado constelaciones diferentes, incluso vinculando las mismas estrellas. Aun así, algunos conjuntos tienden a reaparecer, ya sea por su configuración tan peculiar, su magnitud aparente (el brillo) de sus estrellas o debido al paso recurrente de algunos cuerpos celestes —los planetas y la Luna— por sus inmediaciones.

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El espectro electromagnético es el conjunto de la radiación electromagnética de todas las longitudes de onda. La luz, por ejemplo, no es más que radiación electromagnética en un rango de frecuencias a las que el ojo humano (y el de la mayoría de las especies dotadas de visión) es sensible. El hecho de que estemos dotados para la visión en el rango visible, nos permite aprovechar el máximo de emisión del Sol que se produce en este rango. Pero el espectro electromagnético no tiene una frecuencia máxima o mínima, sino que se extiende indefinidamente, más allá de los estrechos límites de sensibilidad del ojo humano. En orden creciente de frecuencias (y por tanto, de energía) el espectro está compuesto por las ondas de radio, el infrarrojo, la luz visible, el ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma. Estos nombres distinguen distintas frecuencias de un mismo fenómeno: la radiación electromagnética.

Los diagramas que se incluyen en esta sección muestran el rango del espectro electromagnético en el que se produce la mayor parte de la emisión de fuentes astronómicas. Los límites entre distintas regiones del espectro son difusos y, en muchas ocasiones, dependen de las técnicas empleadas para detectar o producir la radiación.

A lo largo de este curso nos centraremos más en la información que se puede de obtener de la luz con frecuencias de entre 5 khz y 300 GHz (las "radiofrecuencias"). Dentro de las radiofrecuencias se han definido unas bandas determinadas estándar que comprenden un pequeño rango de longitudes de onda, de manera que se pueden ajustar los radiotelescopios para detectar selectivamente radiación en estas bandas. Fig.1.3. El espectro electromagnético

Constelación de Lyra Discreta constelación veraniega, en la vecindad del Cisne al este, Dragón al norte y Hércules al oeste. Sin embargo, es fácilmente reconocible porque su estrella principal, Alfa Lyrae "Vega", es la quinta estrella más brillante del cielo y forma el gran asterismo llamado "Triángulo de Verano" junto con la estrella Alfa Cygni, Deneb y la Alfa Aquilae, Altair. La ascensión recta (AR) y la

declinación son las medidas utilizadas por los astrónomos para especificar lugares en el cielo. Son muy similares a la latitud y la longitud en la Tierra. La declinación de un punto en el cielo, como la latitud en la Tierra, es un número entre -90 y +90 grados. La AR (o ascensión recta) de un punto del cielo es muy similar a la longitud, salvo que en vez de estar expresada en grados, se expresa en horas, minutos y segundos, y puede ir desde 0h 0m 0s hasta 24h 0m 0s. Dando una AR y una declinación, cualquier punto del cielo puede ser especificado con precisión. Por ejemplo, Sirio, la estrella más brillante del cielo, tiene una AR 6h45m08.9s, y una dec. de -16.716 grados

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Año luzEl Año luz o año-luz es una unidad de longitud empleada en astronomía para medir grandes distancias. Es igual a la distancia recorrida por la luz en un año solar medio, o más específicamente, la distancia que recorrería un fotón en el vacío a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o campo magnético, en un año Juliano (365.25 días de 86400 segundos).

El año luz no es una unidad de tiempo, sino de distancia. La luz tarda 8 minutos en viajar desde el Sol hasta la Tierra. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene 100 000 años luz de diámetro.

Tomando para la velocidad de la luz un valor de 300.000 km/s, un año luz equivale en números redondos a 9.461.000.000.000 km, o bien a 63.240 Unidades Astronómicas (UA), o también a 0,3066 parsecs.

Tracemos ahora líneas en dirección norte-sur, de polo a polo. Igual que la longitud de la Tierra, estas líneas de ascensión recta miden la posición de las estrellas hacia el este o el oeste. El equivalente astronómico del meridiano terrestre de Greenwich, de longitud 0 grados, es el punto del ecuador celeste donde se halla el Sol cada año en el instante del equinoccio de marzo. La línea de ascensión recta que corta el ecuador celeste en ese punto tiene, por definición, 0 horas de ascensión recta.El cielo está dividido en 24 horas (h) de ascensión recta, y cada una de ellas consta de 60 minutos de tiempo (m). Las horas crecen desde el oeste hacia el este.

Dibujemos en la esfera celeste líneas concéntricas paralelas al ecuador, centradas en los polos como los círculos de una diana. Al igual que las líneas de latitud en la Tierra, estos paralelos de declinación miden cuánto dista del ecuador, hace el norte o hacia el sur, cada lugar del cielo. Una estrella en el ecuador celeste tiene una declinación de 0 grados. Una estrella en el polo norte celeste tiene +90 grados de declinación, mientras que a una estrella a medio camino entre el ecuador y el polo le corresponden +45 grados. Un grado de declinación (º) contiene 60 minutos de arco (') y cada minuto de arco, a su vez, contiene 60 segundos de arco ('').

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Ningún objeto material puede viajar más rápido que la luz.

La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios se denomina radioastronomía

Radiotelescopio

Un radiotelescopio capta ondas de radio (También conocidas como ondas hertzianas, las ondas de radio son ondas electromagnéticas de menor frecuencia (y por ello mayor longitud de onda y menor energía que las del espectro visible.) emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un TELESCOPIO ORDINARIO, (QUE PRODUCE IMÁGENES EN LUZ VISIBLE DO INFINITAMNTE GRANDE). E OS ACELERADORES DE PARTICULAS (TELESCOPIOS DO INFINITAMNTE PEQUEÑO)

Los científicos de los primeros años de la década de los 60 del siglo pasado estaban ansiosos por poder emplear un radiotelescopio, transformarlo en un potente radar y estudiar el periodo de rotación de varios planetas que aún no se conocían con total seguridad. Sin embargo, sólo con la puesta en marcha de un nuevo y espectacular radiotelescopio en Puerto Rico, en noviembre de 1963, en medio de una espesa selva tropical y aprovechando una concavidad natural, los astrónomos planetarios pudieron empezar a estudiar el Universo cercano escuchando, en lugar de observando.

El radiotelescopio en cuestión, llamado de Arecibo por la proximidad del pueblo del mismo nombre, era el mayor del mundo en ese momento (y sigue siéndolo, cuatro décadas después!) con un plato de 305 metros de diámetro, y está gestionado por la Universidad de Cornell, de los Estados Unidos. Su coste en 1963 fue de casi 10 millones de dólares; construirlo hoy sería, como mínimo, diez veces más caro. Hay 3 torres apoyando la estructura, de 111 y 81 metros de altura. La cúpula central que alberga los reflectores gregorianos tiene una altura de 6 pisos. Es, en definitiva, una instalación científica gigantesca

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Los radiotelescopios también se utilizan en ocasiones en proyectos como SETI y en el seguimiento de vuelos espaciales no tripulados

SETI es el acrónimo del inglés Search for ExtraTerrestrial Intelligence, o Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre. Existen numerosos proyectos SETI, que tratan de encontrar vida extraterrestre inteligente, ya sea por medio del análisis de señales electromagnéticas capturadas en distintos radiotelescopios, o bien enviando mensajes de distintas naturalezas al espacio con la esperanza de que alguno de ellos sea contestado. Hasta la fecha (2009) no se ha detectado ninguna señal de claro origen extraterrestre, sin incluir la todavía sin definir Señal WOW!

Los primeros proyectos SETI surgieron bajo el patrocinio de la NASA durante los años 1970. Uno de los proyectos más famosos, SETI@Home, está siendo apoyado por millones de personas de todo el mundo mediante el uso de sus computadoras personales, que procesan la información capturada por el radiotelescopio de Arecibo, emplazado en Puerto Rico

Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas (como los quasars) emiten radiaciones de radiofrecuencia y son por ello más "visibles", o incluso sólo visibles en la región de radio del espectro electromagnético. Examinando la frecuencia, potencia y tiempos de las emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar nuestra comprensión del Universo.

el radiotelescopio de Arecibo, en Puerto Rico. El plato, de 305 metros de diámetro, equivalente a una superficie de 26 campos de fútbol, es el mayor del mundo, y sobre el cual se levantan las tres torres de 81 y 111 metros de altura (aunque situadas las tres a una misma distancia del suelo), sosteniendo la cúpula central que contiene instrumentos científicos

El radiotelescopio individual más grande del mundo es el RATAN-600 (Rusia)

consistente en 895 reflectores rectangulares dispuestos en un círculo de 576 metros de diámetro

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Galaxia de Andrómeda Cúmulo G. Omega Centauriel más grande de la Vía Lactea

Cúmlo abierto: Las Peyades

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Nebulosas, cunas estelares

Nebulosa Trífida (M20).

Siguiendo con nuestro recorrido por el cielo, podemos ahora hacer una parada en las nebulosas. Éstas se distribuyen por todo el cielo (principalmente por la Vía Láctea). Las hay de distintos tipos:

1. Nebulosa oscura - sólo son visibles si hay algo brillante detrás de estos. La famosa "Nebulosa Cabeza de Caballo" es una nebulosa oscura en la constelación de Orión, pero no es visible a simple vista.

2. Nebulosa de emisión y de reflexión - son dos tipos distintos pero que ya pasaremos en otro artículo a diferenciarlos. Son nubes de gas, y como ejemplos pues tenemos a la Nebulosa de Orión, la Norteamericana, la nebulosa Laguna...

3. Nebulosa planetaria - No hay nebulosas planetarias visibles a simple vista, por lo que ya nos ocuparemos de éstas más adelante.

4. Remanante de supernova - Tampoco son visibles a simple vista, pero pongamos el ejemplo de la Nebulosa del Cangrejo, bien conocida por todos. Los remanentes de supernova son los restos de las explosiones de estrellas muy masivas ocurridas en el pasado. Ésta, en particular, acaeció hace un siglo.

Las nebulosas (nebula singular, nebulae plural, en latín e inglés) son regiones del medio interestelar constituidas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y polvo. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas.

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Nebulosa de la Lira La Nebulosa planetaria de la Lira (M57 o NGC 6720) en la constelación que lleva el mismo nombre, es una de la más bellas existentes de su tipo. Situada entre las

estrellas beta y gamma lirae, la nebulosa brilla con una magnitud de 9, y tiene un

diámetro de 0''5 años-luz. La nebulosa está provocada por una estrella de magnitud 16

en su centro, que se trata de una enana azul con una temperatura de 100.000 K.

La Nebulosa Saco de Carbón (Coalsack nebula en inglés) es una nebulosa oscura en la constelación de Cruz del Sur de dimensiones 7° × 5° que se solapa con las constelaciones vecinas de Centaurus y Musca. Es la más importante de este tipo de nebulosas y es bien visible a simple vista como un parche oscuro en la Vía Láctea . también recibió el nombre de Macula Magellani («mancha de Magallanes») o «Nube Oscura de Magallanes» en contraposición a las Nubes de Magallanes.

En 1970, K. Mattila demostró que la Nebulosa Saco de Carbón no es totalmente oscura; tiene un brillo muy tenue (10% del brillo de la Vía Láctea circundante) proveniente de la reflexión de las estrellas a las que oscurece

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nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar,(es decir, en presencia de estrellas muy jóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación) y a nubes molecularesLa nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del Cinturón de Orión.6 Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturnoel gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes

Las Pléyades (que significa "palomas" en griego), también conocidas como Objeto Messier 45, Messier 45, M45, Las Siete Hermanas o Cabrillas, es un objeto visible a simple vista en el cielo nocturno con un prominente lugar en la mitología antigua, situado a un costado de la constelación Tauro. Las Pléyades son un grupo de estrellas muy jóvenes las cuales se sitúan a una distancia aproximada de 450 años luz de la Tierra y están contenidas en un espacio de treinta años luz. Se formaron hace apenas unos 100 millones de años aproximadamente, durante la era Mesozoica en la Tierra, a partir del colapso de una nube de gas interestelar. Las estrellas más grandes y brillantes del cúmulo son de color blanco-azulado y cerca de cinco veces más grandes que el Sol.

Es una nebulosa de reflexión, causada por polvo que refleja la luz azul de las estrellas calientes y jóvenes

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El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. El descubrimiento de la nebulosa produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen pulsares

Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.

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La Nebulosa del Cangrejo (también conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus X-1) es un resto de supernova resultante de la explosión de una supernova en 1054 La nebulosa fue observada por vez primera en 1731 por John Bevis. Es el resto de una supernova que fue observada y documentada, como una estrella visible a la luz del día, por astrónomos chinos y árabes el 4 de julio del año 1054. La explosión se mantuvo visible durante 22 meses. Situado a una distancia de aproximadamente 6.300 años luz de la Tierra, en la constelación de Tauro, la nebulosa tiene un diámetro de 6 años luz y su velocidad de expansión es de 1.500 km/s.

La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella , enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

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En astronomía, un pulsar o púlsar es una estrella de neutrones

)

Estrella de neutrones

que emite radiación pulsante periódica. Los pulsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el período de rotación del objeto.

Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo. Un punto de su superficie puede estar moviéndose alrededor del centro a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran muy rápidamente se achatan en los polos, a pesar de su enorme gravedad, debido a esta velocidad

Pulsar de la zona central de la Nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina imágenes del telescopio HST (rojo),

e imágenes en rayos X obtenidas por el telescopio Chandra (azul

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años

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Agujero negro

.Un agujero negro u hoyo negro es una región del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme

El núcleo de la galaxia elíptica gigante M87, donde hay evidencia de un agujero negro supermasivo. También se observa un potente chorro (jet) de materia eyectada por los poderosos campos magnéticos generados por éste. Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble

Los agujeros negros parecen ser habituales en los centros galácticos, lo que nos lleva a pensar que quizás son un ingrediente esencial en la formación y evolución de las galaxias

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aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.

Espacio-tiempo

El espacio-tiempo es la entidad geométrica en la cual se desarrollan todos los eventos físicos del Universo, de acuerdo con la teoría de la relatividad y otras teorías físicas. El nombre alude a la necesidad de considerar unificadamente la localización geométrica en el tiempo y el espacio, ya que la diferencia entre componentes espaciales y temporales es relativa según el estado de movimiento del observador. De este modo, se habla de continuo espacio-temporal. Debido a que el universo tiene tres dimensiones espaciales físicas observables, es usual referirse al tiempo como la "cuarta dimensión" y al espacio-tiempo como "espacio de cuatro dimensiones" para enfatizar la inevitabilidad de considerar el tiempo como una dimensión geométrica más. La expresión espacio-tiempo ha devenido de uso corriente a partir de la Teoría de la Relatividad especial formulada por Einstein en 1905.

www.astromia.com/astronomia/negroagujero.htm

Para entender lo que es un agujero negro empecemos por una estrella como el Sol. El Sol tiene un diámetro de 1.390.000 kilómetros y una masa 330.000 veces superior a la de la Tierra. Teniendo en cuenta esa masa y la distancia de la superficie al centro se demuestra que cualquier objeto colocado sobre la superficie del Sol estaría sometido a una atracción gravitatoria 28 veces superior a la gravedad terrestre en la superficie.

Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a contraerla y estrujarla.

Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones,

Analogía bidimensional de la distorsión del espaio-tiempo debido a una gran masa.

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protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta cualquier contracción ulterior.

La estrella es ahora una «enana blanca». Si una estrella como el Sol sufriera este colapso que conduce al estado de enana blanca, toda su masa quedaría reducida a una esfera de unos 16.000 kilómetros de diámetro, y su gravedad superficial (con la misma masa pero a una distancia mucho menor del centro) sería 210.000 veces superior a la de la Tierra.

En determinadas condiciones la atracción gravitatoria se hace demasiado fuerte para ser contrarrestada por la repulsión electrónica. La estrella se contrae de nuevo, obligando a los electrones y protones a combinarse para formar neutrones y forzando también a estos últimos a apelotonarse en estrecho contacto. La estructura neutrónica contrarresta entonces cualquier ulterior contracción y lo que tenemos es una «estrella de neutrones», que podría albergar toda la masa de nuestro sol en una esfera de sólo 16 kilómetros de diámetro. La gravedad superficial sería 210.000.000.000 veces superior a la que tenemos en la Tierra.

En ciertas condiciones, la gravitación puede superar incluso la resistencia de la estructura neutrónica. En ese caso ya no hay nada que pueda oponerse al colapso. La estrella puede contraerse hasta un volumen cero y la gravedad superficial aumentar hacia el infinito.

Según la teoría de la relatividad, la luz emitida por una estrella pierde algo de su energía al avanzar contra el campo gravitatorio de la estrella. Cuanto más intenso es el campo, tanto mayor es la pérdida de energía, lo cual ha sido comprobado experimentalmente en el espacio y en el laboratorio.

La luz emitida por una estrella ordinaria como el Sol pierde muy poca energía. La emitida por una enana blanca, algo más; y la emitida por una estrella de neutrones aún más. A lo largo del proceso de colapso de la estrella de neutrones llega un momento en que la luz que emana de la superficie pierde toda su energía y no puede escapar.

Un objeto sometido a una compresión mayor que la de las estrellas de neutrones tendría un campo gravitatorio tan intenso, que cualquier cosa que se aproximara a él quedaría atrapada y no podría volver a salir. Es como si el objeto atrapado hubiera caído en un agujero infinitamente hondo y no cesase nunca de caer. Y como ni siquiera la luz puede escapar, el objeto comprimido será negro. Literalmente, un «agujero negro».

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Hoy día los astrónomos están buscando pruebas de la existencia de agujeros negros en distintos lugares del universo.

BRG o brotes de rayos gamma. En astrofísica se conoce comouna emisión intensa y breve de rayos gamma Se trata del fenómeno físico más luminoso del universo, que produce una gran cantidad de energía en haces breves de rayos gamma que pueden durar desde unos segundos hasta unas pocas horas. Los BRG ocurren en posiciones aleatorias en el cielo sin poderse predecir su aparición. Las diferentes teorías sobre su origen requieren fenómenos muy violentos como las explosiones de supernova. Debido a que la radiación gamma no atraviesa la atmósfera terrestre, estos fenómenos sólo pueden detectarse desde el espacio, si bien la posluminiscencia puede ser observada con telescopios terrestres.

El trabajo desarrollado en el primer lustro del actual milenio permitió identificar el origen de los BRG. Los de larga duración se producen por el colapso de una estrella muy masiva y de metalicidad no superior a la del Sol. Los de corta duración se producen por la colisión de dos objetos compactos como dos estrellas de neutrones, o uno de dichos objetos y un agujero negro.

Cuásar Un cuásar ó quásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible.

En 2007, el consenso científico es que estos objetos están extremadamente lejos, explicando su corrimiento al rojo alto, son extremadamente luminosos, explicando por

qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, explicando por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes.

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Representación artística del cuásar GB1508

El rápido desarrollo de la radioastronomía tras la Segunda Guerra Mundial condujo a la identificación de unas misteriosas fuentes de ondas de radio que, en el óptico, parecían estrellas muy débiles. En 1963, el astrónomo holandés-estadounidense Marteen Schmidt estimó la distancia y luminosidad de algunas de estas radiofuentes y concluyó que se trataba de galaxias situadas en los confines del Universo conocido . Tales galaxias poseían luminosidades muy superiores a las de todas las conocidas previamente. Hoy sabemos que tales objetos, denominados quásares, obtienen su energía de agujeros negros supermasivos situados en sus regiones centrales. El agujero negro, rodeado de un disco de acreción, es el origen de chorros bipolares de altísima velocidad.

Sabemos hoy que un quásar es una gran galaxia que contiene un agujero negro supermasivo (de hasta varios miles de millones de masas solares) en su centro. El agujero negro está rodeado por un disco de acreción que lo alimenta y que crea unos chorros de materia que se proyectan de manera bipolar hacia el espacio con velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Debido a estas velocidades extremas, los chorros pueden llegar a alcanzar distancias de hasta varios miles de años-luz desde su lugar de origen.

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Agujero de gusano

En física, un agujero de gusano, también conocido como un puente de Einstein-Rosen y en malas traducciones "agujero de lombriz", es una hipotética característica del espacio-tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad general, la cual es esencialmente un "atajo" a través del espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo menos dos extremos, conectados a una única "garganta", pudiendo la materia 'viajar' de un extremo a otro pasando a través de ésta.

Agujeros de gusano atravesables permitirían viajar de una parte del Universo a otra de ese mismo Universo muy deprisa o permitirían el viaje de un Universo a otro. Los agujeros de gusano conectan dos puntos del espacio-

Analogía de agujero de gusano en un espacio-tiempo curvado de 2D (ver Embedding Diagram).

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tiempo, lo cual quiere decir que permitirían el viaje en el tiempo así como también en espacio. La posibilidad de agujeros de gusano atravesados en la relatividad general fue primero demostrada por Kip S. Thorne y su graduado Mike Morris en un artículo publicado en 1988. El tipo de agujero de gusano atravesado que ellos descubrieron, se mantenía abierto por una especie de concha esférica de materia exótica. Posteriormente se han descubierto otros tipos de agujeros de gusano atravesados como posibles soluciones en la relatividad

la teoría de la relatividad favorece la visión conocida como tetradimensionalismo o cuadridimensionalismo (relacionado con el eternalismo y con la idea del bloque de tiempo), en el cual los eventos pasados, presentes y futuros coexisten todos en un mismo espacio-tiempo.

la versión cinematográfica de Contacto (Contact, 1997). En ella los habitantes de un planeta que orbita la estrella Vega envían a la Tierra la información para construir una "máquina" que permite viajar creando un agujero de gusano en su interior.

En ambos casos se estable una especie de comunicación entre dos puntos alejados en el espacio que permite el viaje instantáneo.

Aunque matemáticamente es posible plantearse la existencia de este tipo de estructuras en el universo, lo cierto es que no sabemos si realmente las podríamos fabricar, o si es posible crear las condiciones para que existan.

La religión y los viajes a través del tiempo

Profecías: información del futuro

En la teología judeo-cristiana, por ejemplo, se supone que el Dios Yahveh existe sin ser limitado por el espacio o el tiempo. Según esta doctrina, Yahvé es omnisciente y omnipresente. Algunas declaraciones en la Biblia, tales como la de Jesús: “Antes de que Abraham naciera, yo soy” (Juan 8.58) y la de Pedro: “Jesús fue elegido antes de la creación del mundo” (1 Pedro 1.20) siempre asumiendo que la creación del mundo comenzó en t = 0) implica que Yahvé no se rige por la misma línea temporal que la nuestra, o bien que establece los principios rectores de la misma. Esto es apoyado por la aserción “Yo, el Señor, no cambio” (Malaquías 3.6), ya que un cambio requeriría desplazamiento de un lugar a otro y ser contenido por una serie temporal continua.

Dos interpretaciones temporales de estas declaraciones son que Yahvé: 1) existiría fuera del continuo espacio-tiempo; o que 2) Yahvé existiría simultáneamente en cualquier punto del espacio-tempo. En cualquier caso, Yahvé podría transferir sin restricciones información de un punto del espacio-tiempo a cualquier otro punto.

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Yoga: ver el futuro

Según el físico Fred Alan Wolf —en su libro (‘el yoga del viaje en el tiempo’)— el proceso interno de meditación del yoga permitiría acceder al conocimiento del pasado y del futuro en el presente. Wolf sugiere que esta forma de viaje en el tiempo se podría lograr si se superaran las anclas terrenales del ego mental con que el ser humano se bloquea desde dentro. El hinduismo cree que un ser puro de esta naturaleza sería un tri-kala-gñá (tri: ‘tres’, kala: ‘tiempos’, y gñani: ‘conocedor’), que sabe acerca de los tres tiempos: el pasado, el presente y el futuro.

ESTRELLA VEGA

Como he dicho, Vega es una importante estrella blanca tres veces mayor que el Sol y 47 veces más brillante que se encuentra a 25.3 años luz del Sistema Solar y hacia donde nos dirigimos a una velocidad de 30 km/s. Vega fue hace 14.000 años, por efecto de la precesión de los equinoccios, la estrella polar boreal y volverá a serlo dentro de otros 12.000 años. Finalmente, en 1983 el IRAS pudo demostrar por métodos infrarrojos que está acompañada de partículas indeterminadas, lo que significó la primera posibilidad de una estrella con evidencia de sistema planetario extrasolar.

En cuanto a estrellas dobles se refiere, esta constelación posee un buen número de estrellas dobles brillantes.

Vega es probablemente más conocida por el público debido a la película Contacto: desde Vega, llegaban a la Tierra las primeras señales de una inteligencia extraterrestre. ¿Qué tiene de particular la estrella Vega para que Carl Sagan la eligiera como protagonista?

Una de las razones probablemente fue su cercanía, a 25 años luz.

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Pero en realidad, Vega no es la candidata ideal para albergar una inteligencia extraterrestre. Con 2,7 veces el diámetro Solar, Vega es más caliente y masiva que nuestro Astro Rey. De hecho, Vega es 58 veces más brillante que el Sol. Y estos son precisamente los ingredientes de lo que podríamos denominar las estrellas obesas: con dietas hipercalóricas, queman su combustible nuclear rápidamente y tienen un periodo de vida menor. Tanto Vega como el Sol se encuentran aproximadamente en la mitad sus vidas, pero mientras a Vega le quedan solo 500 millones de años antes de que le dé un infarto, el Sol disfrutará de otros 5000 millones de años.

Otra razón de peso fue que en la década de los 80, cuando se escribió la novela Contact, a través de un telescopio espacial infrarrojo se descubrió un disco de materia alrededor de Vega

Comprueban que la estrella Vega posee campo magnéticoPublicado el 27 Julio 2009 por cienciaaldia

En esta ocasión, los astrónomos analizaron la polarización de la luz emitida por Vega y detectaron un débil campo magnético en su superficie. Esto en realidad no es una gran sorpresa porque se sabe que las partículas cargadas que se mueven dentro de las estrellas pueden generar campos magnéticos, y es así como se producen los campos del Sol y de la Tierra.

Sin embargo, para las estrellas más masivas que el Sol, como Vega, los modelos teóricos no pueden predecir la intensidad y la estructura del campo magnético, de modo que los astrónomos no tenían idea de la fuerza de la señal que estaban buscando. Después de muchos intentos fallidos en las últimas décadas, la alta sensibilidad del NARVAL y la plena dedicación de una campaña de observación de Vega han hecho posible esta primera detección.

La fuerza del campo magnético de Vega es de unos 50 microteslas.

Esta detección también sugiere que muchas estrellas como Vega tienen campos magnéticos, aunque no hayan sido detectados todavía