El Sol: La estrella más cercana

Resumen Clase Nº6
Jueves 10 de Mayo de 2007

El Sol es una estrella como tantas que vemos en el cielo nocturno, ni muy grande ni muy pequeña. Si luce tan brillante es solo porque se encuentra millones de veces más cerca.
Es el principal componente del Sistema Solar, contendiendo más del 99,8% de su masa (unas 330.000 masas terrestres).
Nacimiento del Sol
Tal como todas las estrellas el Sol nació de una nube de gases y polvo que se condensó gracias a la gravedad. Al contraerse tanto, la nube adquiere un movimiento rotatorio que hace que la estrella en formación se rodee de un disco de gas y polvo que dará origen a los protoplanetas y finalmente al sistema planetario
Una vez comprimida lo suficiente la protoestrella comienza liberar gran cantidad de calor y “viento solar” que barre gran parte de los gases que formaban la nube de protoplanetas. Después de unos pocos miles de años, el Sol alcanzó en su núcleo la temperatura suficiente para la fusión nuclear.

Fuente de energía
Tal como la mayoría de las estrellas, el Sol se encuentra en una etapa de su vida que llamamos de “Secuencia Principal” (este concepto lo trataremos en el capítulo de “Estrellas”), donde obtiene energía mediante la fusión de núcleos de hidrógeno (1 protón), para formar Helio (dos protones + 2 neutrones). Para producir la enorme energía que le conocemos, en el núcleo solar se funden 635 millones de toneladas de hidrógeno que se convierten en 630 millones de toneladas de helio. Las 5 millones de toneladas de diferencia corresponden a materia liberada en forma de energía (en forma de fotones de rayos gama)

El camino de la luz
Los fotones generados en el núcleo deben recorren un viaje de miles de años antes de alcanzar la fotosfera (la superficie visible del Sol), en este camino han perdido energía por lo que al ser librados al espacio cuentan con una temperatura de sólo 5.500 ºC.

Manchas Solares
El Sol posee un intenso campo magnético originado en la base de la fotosfera. La rotación de al superficie solar, al ser más rápida en el ecuador que en la latitudes más altas, hace que las líneas magnéticas se enrosquen progresivamente hasta que se produzcan interferencias que crearán zonas de menor convección lo que hace que el flujo de gases calientes hacia la superficie disminuya creando una mancha solar. Las manchas solares no son realmente oscuras, su temperatura es de alrededor de unos 4.500ºC pero comparado con el brillo circundante parecen oscuras. Las manchas solares pueden llegar a ser mayores que la Tierra (más de 10.000) de diámetro pero su duración no pasa de unos cuantos días.

Ciclo de Manchas Solares
La aparición de manchas solares es un fenómeno progresivo. Comienza con unas pocas manchas a unos 20 o 30º hacia el Sur y Norte del ecuador del Sol. Conforme pasan los años las manchas se hacen más numerosas y más cercanas al ecuador, al final del ciclo, que dura unos 11 años.
La aparición de manchas se acompaña de eventos de mayor actividad solar y eyecciones de masa coronal, que causan un aumento en el viento solar y en la Tierra aumentan las auroras (boreales y australes) y las interferencias eléctricas en satélites.

Planetas: Historia de descubrimientos

Resumen Clase Nº5

Jueves 3 de Mayo de 2007

Historia: El descubrimiento de los planetas del sistema solar

Desde que los primeros humanos dedicaron su atención al cielo nocturno observaron una multitud de estrellas aparentemente fijas en una esfera que giraba en torno a la Tierra.

Sin embargo no todas la estrellas estaban fijas, unas cuantas se desplazaban respecto a las otras por lo que fueron llamadas “planetas” (del griego “errante”).

Urano, el primer planeta “descubierto”

Son 5 los planetas visibles (fácilmente) a simple vista, a saber: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. En 1781 William Herschel en una rutinaria exploración del cielo, con un pequeño telescopio de 15 cm de diámetro, descubre por casualidad un nuevo planeta que finalmente recibe el nombre de Urano (dios griego del cielo).

Asteroides: intentos de planeta

El descubrimiento de Urano vino a confirmar la Ley de Titius-Bode que proponía que las órbitas de los planetas siguen una secuencia numérica. Según esta secuencia, entre la órbita de Marte y Júpiter debiera hallarse algún planeta que no había sido descubierto. Se organizó búsqueda de este planeta hasta que en 1801, el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi descubre Ceres. Un planetita demasiado pequeño comparado con cualquier otro pero que venía a confirmar la Ley de Bode. En los años siguientes se encontraron mas objetos, denominados inicialmente como “planetoides” entre Marte y Júpiter y finalmente fueron denominados como “asteroides” a sugerencia de Herschel. A la fecha son miles los asteroides descubiertos.

Neptuno, un planeta descubierto por las matemáticas

Luego de varios años de observación de la trayectoria de Urano se observan perturbaciones en su órbita. O las ecuaciones de Newton no funcionaban a esas distancias o algún planeta desconocido era el culpable. Se creyó en esto último y dos astrónomos, el ingles John Adams y el francés Urban Leverrier, independientemente, calcularon la posición que debería tener el supuesto planeta. La opinión de Adams no fue escuchada seriamente por el director del observatorio de Greenwich, en cambio el resultado de Leverrier fue puesto a prueba el 23 de Septiembre de 1846 en el observatorio de Berlin por el alemán J.G. Galle. Esa misma noche fue descubierto el planeta que conocemos como Neptuno.

El Planeta X

Este descubrimiento dejaba claro que las leyes de Newton no sólo eran válidas en todo el sistema solar sino que eran capaces de predecir con mucha precisión la presencia de un planeta “perturbador”. Y como era de esperar, no faltaron los astrónomos que observaron (o imaginaron) perturbaciones en la órbita de Neptuno. El millonario aficionado a la astronomía Percival Lowell toma en serio este desafío e inicia una búsqueda sistemática del que llamaría “Planeta X”. Lamentablemente Lowell falleció 14 años antes de que Clyde Tombaugh descubriera desde su observatorio el planeta Plutón (1930). Se Dice que el nombre de ese planeta fue en honor a Lowell, ya que sus iniciales son las primeras dos letras de Plutón. De todos modos con eso no se cerró el caso del planeta X puesto que la masa de Plutón no explicaba ni de lejos lo necesario para perturbar la órbita de Neptuno. Tombaugh continuó infructuosamente la búsqueda del planeta X encontrando en el camino numerosos asteroides.

Objetos Transneptunianos

En 1951 el astrónomo holandés-norteamericano Gerard Kuiper propone que más allá de Neptuno debería encontrarse una región de “reservorio de cometas”. Sin embargo esta teoría no fue confirmada hasta 1992 con el hallazgo del primero de estos objetos. Hasta la fecha (Mayo 2007) se han descubierto más de 1000 de objetos de Kuiper (también llamamos Transneptunianos). En 2005, estudiando imágenes tomadas en 2003, fue descubierto el mayor objeto Transneptuniano hasta la fecha, y bautizado como Eris. Con un diámetro estimado en 2400 Km se cree que es mayor que Plutón. En parte este hallazgo motivó que los astrónomos redefinieran el concepto de planeta.

Glosario Astronómico

Acimut (Azimut) (A): Dirección de un objeto, medido en grados en sentido horario desde el norte, alrededor del horizonte del observador. Acimut 0º es el Norte, 180º el Sur, 90º el Este y 270º el Oeste

Agujero Negro: Objeto celeste con un campo gravitacional de tal intencidad que su velocidad de escape excede la de la luz. Una de las vías de formación de Agujeros Negros es cuando una estrella masiva colapsa al final de su vida.

Altitud (h ó a): La distancia angular de un objeto celeste sobre o bajo el horizonte del observador. Altitud 0º será el horizonte y 90º el Cenit.

Albedo: Fracción de la totalidad de la luz u otra radiación incidente en un cuerpo no luminoso, como un planeta, es reflejada. En general, el albedo es igual a la cantidad de luz reflejada dividida por la cantidad de luz recibida. El rango de valores para el albedo es de 0 (0%) para una superficie totalmente negra que absorbe tarda la luz incidente, a 1 (100%) para una superficie perfectamente reflectora. Los planetas o satélites planetarios con atmósferas densas poseen albedos mas altos que aquellos que poseen atmósferas transparentes o no la poseen.

Año luz. Es la distancia que recorre la luz en un año en el vacío.

Ascención Recta (R.A.) (a): Coordenada de la esfera celeste equivalente a la longitud en la tierra. Es medido en sentido horario alrededor del ecuador celeste, generalmente en horas, minutos y segundos. Una hora de ascención recta equivale a 15º de arco.

Cenit: Punto en la esfera celeste que se encuentra directamente sobre el observador.

Circumpolar: Se refiere a los objetos en el cielo que son siempre visibles desde una latitud dada. Ej.: Para los chillanejos, la cruz del Sur y Alfa Centauri son circumpolares.

Cometa: Cuerpo pequeño (unos pocos kilómetros) compuesto de hielo y pre dolvo en órbita alrededor del Sol. Su nombre deriva del griego Kometes, que significa "de larga cabellera". Se piensa que los cometas abundan en la "Nube de Oort" y en el "Cinturon de Kuiper", más allá de los planetas.

Constelación: Cualquiera de las 88 regiones en que se divide el cielo. Representan a figuras que las antiguas civilizaciones imaginaban en el cielo. Las hay de distintos tamaños y formas. Están delimitadas por bordes que siguen líneas de coordenadas celestes.

Coordenadas Celestes: Son las coordenadas que dividen el cielo tomando como referencia los el eje de rotación y el período de rotación de la tierra. La Ascensión Recta representa lo que son los meridianos en la tierra, se mide en horas, minutos y segundos, su rango va de 0 a 24 horas. La Declinación es el equivalente a las latitudes terrestres y se expresa en grados, minutos y segundos y su rango va de desde 0 a +90 (para el hemisferio Norte) y de 0 a –90 (para el hemisferio Sur)

Declinación (d): Coordenada de la esfera celeste equivalente a la latitud terrestre. Se mide en grados norte o sur, desde 0º, en el ecuador celeste hasta +90º en el polo norte celeste o –90º en el polo sur celeste

Enana Blanca: Estrella densa y pequeña que resulta de la evolución de todas las estrellas excepto las muy masivas o demasiado livanas. Se forman tras el colapso del núcleo estelar luego que ha cesado la fusión nuclear. Las enanas blancas pueden constituir casi el 30% del vecindario solar, pero casi no son observables dada su baja luminosidad (entre 1000 a 10000 veces menor que el sol). La máxima masa que puede poseer una enana blanca es de 1,4 masas solares (Límite de Chandrasekhar)

Eclíptica: Plano generado por la órbita de la tierra en torno al sol. Es, por lo mismo, el paso aparente del sol contra las estrellas del fondo durante el curso de un año.

Estrella: Esfera de gas luminosa, que en algún estado de su vida, produce energía mediante fusión nuclear. La masa máxima que puede alcanzar una estrella es de unas 120 masas solares, y la mínima, unos 0,08 masas solares.

Estrella de Neutrones: Objeto superdenso y extremadamente pequeño que al parecer se forma tras la exposión de Supernovas tipo II. Durante la explosión, el nucleo de la estrella masiva colapsa bajo su propia gravedad hasta alcanzar una densidad de 10¹⁷ kg/m³ (100 millones de toneladas por cm3) donde protones y electrones son forzados a combinarse para formar neutrones. El objeto resultante está formado casi exclusivamente por neutrones los que soportan el colapso gravitatorio gracias a la “presión de degeneración" de los neutrones, siempre que su masa no sea superior a unas 2 masas solares (Límite de Oppenheimer – Volkoff), en cuyo caso colapsaría para formar un Agujero Negro. Una típica estrella de Neutrones, con una masa algo mayor a la solar, tendría un tamaño de solo unos 30 Km y con una densidad equivalente a tomar a todos los humanos del mundo y comprimirlos al tamaño de un cubo de azucar. A mayor masa de la estrella de neutrones, menor será su diámetro.Se cree que las estrellas de Neutrones poseen un interior con neutrones superfluidos, rodeados de una corteza de casi 1 Km de espesor compuesta de elementos como el hierro. Los Pulsares son estrellas de neutrones en rápida rotación y muy magnetizadas.

Excentricidad Orbital: Es la medida de la forma de una órbita, o cuanto se aparta esta forma del círculo. Su valor puede ir de 0, para una órbita perfectamente circular, a 1 para una parábola. En caso de que su valor sea mayor a uno se trataría de una hipérbola.

Fusión Nuclear: Proceso en el cual dos núcleos atómicos se unen para formar uno más pesado. Ej.: 4 átomos de Hidrógeno para formar uno de Helio.

Galaxia: Conjunto de estrellas, gas y polvo interestelar, unidos gravitacionalmente. Son las principales estructuras del universo. Las hay espirales, elípticas, e irregulares. Desde enanas (menos de un millón de estrellas) a súper gigantes (sobre un billón de estrellas)

Inclinación Axial: El ángulo entre el eje de rotación de un planeta y la perpendicular a su plano orbital. Así, la inclinación axial de la tierra es de 23,4º. Es esta inclinación la causante de la diferencia entre las estaciones del año.

Inclinación Orbital: Angulo entre el plano de la órbita de un planeta con respecto a otro. Generalmente se refiere al ángulo con respecto a la órbita de la Tierra, es decir, la eclíptica.

Limite de Chandrasekhar: Corresponde al máximo de masa posible para una estrella “degenerada” sobre el cual le sería imposible soportar la presión que genera su propia gravedad. Para una estrella sin hidrógeno, el Límite de Chandrasekhar es de 1,44 masas solares lo que significa que es el límite de masa para una Enana Blanca.

Magnitud Absoluta : Corresponde al brillo intrínseco de una estrella. Es el brillo con que se observaría una estrella si se situara a 10 parsec (unos 32,6 años luz) a través de un espacio perfectamente transparente, libre de absorción interestelar. Para determinarla se deben medir muy bien la magnitud aparente, la distancia y la absorción interestelar.

Magnitud Aparente: Corresponde al brillo de un cuerpo celeste tal como se aprecia desde la tierra. Generalmente se hace referencia a la magnitud visual.

Magnitud: Medida del brillo de una estrella u otro objeto celeste (planeta, nebulosa, galaxia, etc.). Los astrónomos griegos antiguos definieron las estrellas más brillantes como de primera magnitud por ser las primeras en aparecer luego de la puesta del sol. La escala de magnitud sigue en forma decreciente hasta las estrellas de sexta magnitud, que corresponden a las visibles sólo en oscuridad total. Esta clasificación fue luego refinada de tal forma de que exista una diferencia exacta de 100 veces entre el brillo de una estrella de primera magnitud y una de sexta magnitud. Resultó así una escala logarítmica con base 2,512 (2,512⁵ =100), lo que significa que enrte una magnitud y otra existe una diferencia brillo de 2,512 veces.

Nova: Un tipo de variable cataclísmica que produce un estallido repentino e impredecible con una amplitud típica de 11-12 magnitudes. Se producen en sistemas binarios donde una enana blanca (primaria) acumula materia en un disco de acreción que proviene de una estrella secundaria. El gas se calienta en la superficie de la estrella puede llegar a alcanzar la temperatura de fusión nuclear, dando lugar entonces a una explosión tipo Nova. En esta explosion se ejecta solo una pequeña fracción de la masa de la Enena Blanca, y dado que el flujo de gases desde la estrella secundaria continúa, volverá a ocurrir otra explosión Tipo Nova en esa misma estrella en unos cientos o miles de años más.

Se calcula que en una galaxia como la nuestra se producen entre 25 a 50 Novas cada año.

Paralaje (p): Es la diferencia angular entre las direcciones de un objeto tal como es visto desde dos puntos de observación, tal como los lados opuestos de la órbita terrestre. Corresponde a una forma de triangulación.

Parsec (pc): Unidad básica de distancia estelar, correspondiente al paralaje trigonométrico de 1 segundo de arco (1”). Equivale a 3,2616 años luz o 206.265 U.A.

Período de Rotación:

Período Orbital: Tiempo que tarde un planeta o satélite en describir una órbita completa. El período orbital de la tierra es por definición un año.

Período Sinódico: Es el período de tiempo que toma un planeta en retornar al la misma posición respecto al Sol, visto desde la tierra.

Planeta: (para el Sistema Solar): Cuerpo celeste que orbita alrededor del Sol, con masa suficiente para adquirir un equilibrio hidrostático con una forma casi esférica, y que haya "despejado" la vecindad de su órbita.

Supernova: Explosión violenta con la cual ciertas estrellas masivas terminan sus vidas. En estas explosiones, la estrella alcanza un brillo de miles de millones de veces el brillo solar. Sin embargo la radiación óptica representa solo el 0,01% de la energía liberada en la explosión. La mayor parte de la energía emerge en forma de neutrinos y alrededor de un 1% es liberada en forma de energía cinética de los gases expelidos. La ultima SN observada en nuestra galaxia fue en 1604 (la estrella de Kepler) aunque la Supernova 1987A, en la Gran Nube de Magallanes, alcanzó un brillo que la hizo visible a simple vista. Sin embargo se calcula que en una galaxia espiral como la nuestra, cada siglo ocurran 2 a 3 supernovas, lo que sugiere que muchas han sido perdidas al ocultarse tras nubes de polvo en el plano de la galaxia

Unidad Astronómica (U.A.): Es una medida de distancia que corresponde a la distancia promedio de la Tierra al Sol = 149.597.870 Km.

Velocidad de escape: Es la mínima velocidad requerida para escapar de un campo gravitacional. El objeto que se escapa puede ser cualquier cosas, desde una partícula de polvo hasta una nave espacial. La velocidad de escape de un cuerpo está dado por la siguiente fórmula: Ö(2GM/R), donde G es la constante gravitacional (6,672x10^-11 N m²/kg²), M es la masa del cuerpo y R es la distancia entre el objeto que se escapa y el centro del cuerpo. La velocidad de escape de la Tierra es de 11,18 m/s y de la Luna 2,37 m/s.

Busqueda de Planetas Extrasolares

Resumen Clase Nº4 (Jueves 26 de Abril de 2007)

Hasta la fecha no existen indicios de vida más allá de la Tierra y su búsqueda destaca como uno de los principales incentivos de la investigación en biología y astronomía. En este aspecto, la búsqueda de planetas más allá de nuestro sistema solar (también llamados “planetas extrasolares”) es una de las piezas fundamentales.

Hasta la fecha (Mayo de 2007) se han encontrado al menos 235 de estos planetas . Aqui podrás ver una cuenta actualizada de los descubrimientos e información sobre cada uno (en español)

La mayoría de estos planetas han sido descubiertos por el método de “velocidad Radial” (mediante efecto Doppler) de la estrella que orbitan.

Los otros métodos de descubrimiento e identificación han sido:

• Tránsitos Planetarios
• Microlentes Gravitatorios
• Candidatos alrededor de Pulsares

A continuación se describirán brevemente estos métodos.

Velocidad Radial mediante efecto Doppler:

Los planetas, en su órbita alrededor de su estrella, ejercen una pequeña pero no despreciable atracción gravitatoria, lo que hace que la estrella, sufra un pequeño “baboleo” durante cada órbita del planeta. Mientras mayor sea el planeta y menor sea la estrella y más pequeña sea la órbita, mayor será este “bamboleo”. Si el planeta orbita de tal manera que este bamboleo acerque y aleje a la estrella, aunque sea muy lentamente, esta velocidad podrá ser medida mediante efecto Doppler gracias a los muy precisos espectrómetros que pueden medir pequeñas desviaciones de las líneas de absorción de la estrella

En la imagen a la izquierda, se aprecia claramente cómo Arcturus se aleja de nosotros ya que sus líneas de absorción están ligeramente desplazadas “al rojo” es decir, son más largas, lo que indica menor frecuencia y por lo mismo revela un alejamiento

Los planetas extrasolares de suficiente masa provocan que la estrella se acerque a nosotros y luego se aleje y así periódicamente

como se muestra en el esquema

Tránsitos Planetarios:

Este método se complementa con la Velocidad Radial. Si la órbita del planeta se cruza con nuestra línea de visión hacia la estrella, ésta sufrirá una leve disminución de brillo pero será perceptible nuevamente si el planeta es de suficiente tamaño y la estrella relativamente pequeña. Esta variación de brillo se ve enmascarada en cierto modo por las perturbaciones de la atmósfera terrestre. Esto ha motivado la misión Kepler (ver en español), que monitoreará una región de miles de estrellas de nuestra galaxia en búsqueda de tránsitos que podrían revelar incluso planetas como el nuestro frente a una estrella como el Sol (una disminución de una diezmilésima de brillo)

Softwares

HALLO NORTHERN SKY:
Este es un buen software planetario, donde encontrarás las posiciones planetarias, satélites, asteroides y unas bases muy completas de estrellas.
Es gratuito y lo puedes descargar aqui
Luego de bajarlo e instalarlo, debes entrar a File y luego Settings para anotar tus coordenadas geográficas. Para Chillán son: Longitud 72.117 West y Latitud 36.600 South
Time Zone: -4 en horario de invierno y -3 en horario de verano.
Una línea gruesa y parda representa el horizonte, y una línea punteada del mismo color representa el plano de la eclíptica, que es donde encontraremos al Sol y los planetas.
Puedes moverte por el cielo con las flechas del teclado o seleccionando un punto con el boton derecho del mouse. Con la rueda del mouse puedes hacer zoom in y zoom out (al igual que con Re Pág y Av Pág).
En la parte superior derecha de la pantalla puedes ver la hora y la fecha en que se representa el cielo. Puedes avanzar y retroceder los días con F8 y F7, las horas con F6 y F5 y los minutos con F4 y F3.
Si pinchas una estrella con el botón izquierdo, verás su nombre (si lo tiene), su brillo (magnitud) y su tipo espectral (recuerdas el O, B, A, F, G, K, M?).
Si pinchas un planeta o la Luna, verás su fase (el % de su cara que vemos iluminada por el Sol), su tamaño angular (en minutos o segundos de arco) y la hora de salida sobre el horizonte (Rise) y puesta bajo el horizonte (set).
Si quieres centrar en la pantalla alguna estrella o planeta, simplemente lo tienes que pinchar con el botón derecho del mouse.

Presentacion

En este Blog pretendo incoroporar los avances en el Taller de Astronomía del Colegio Concepción