LA VIA LACTEA

En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas.

Son sólo una pequeña parte de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Vía Láctea. Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa via lactea en latín.

La Vía Láctea es nuestra galaxia

El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz del centro y unos 20.000 del extremo.

La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total wide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol.

Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.

No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.

La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.

La Vía Láctea forma parte del Grupo Local

Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) y del Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.

En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años luz de diámetro.

Todo el gupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de años luz.

VIENTO SOLAR

Se trata de un flujo continuo de partículas cargadas, emitido por el Sol, en todas direcciones. Está compuesto en particular de protones núcleos de hidrógeno, electrones y, en menor porcentaje, por partículas alfa (núcleos de helio).

El viento solar puede considerarse como la parte más exterior de la corona, que es expulsada violentamente hacia el espacio interplanetario por los procesos energéticos en actividad en las regiones subyacentes del Sol. Las partículas alcanzan velocidades comprendidas entre los 350 y los 800 km por segundo; en la próximidad de la órbita terrestre, tiene una densidad de 5 unidades por centímetro cúbico.

Los efectos del viento solar sobre el ambiente que rodea a la Tierra son notables. Entrando en contacto con el campo magnético terrestre, las partículas permanecen interpoladas en las líneas del propio campo y dan lugar a los cinturones de Van Allen. Por otra parte, chocando con los estratos más exteriores de la atmósfera, generan fenómenos como las Auroras boreales y las tempestades magnéticas, que tanto influyen en las comunicaciones de radio.

La intensidad del viento solar es modulada tanto por el periodo de rotación del Sol (27 días) como por el ciclo de once años de la actividad solar.

La existencia del viento solar fue deducida en los años 1950 por el astrofísico americano Eugene Parker, observando el comportamiento de las colas de los Cometas, que, violando las reglas de la atracción gravitacional, se dirigen en dirección opuesta al Sol.

LAS GALAXIAS

Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo.

En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas.

Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro.

Galaxias vecinas	Distancia (Años luz)
Nubes de Magallanes	200.000
El Dragón	300.000
Osa Menor	300.000
El Escultor	300.000
El Fogón	400.000
Leo	700.000
NGC 6822	1.700.000
NGC 221 (M32)	2.100.000
Andrómeda (M31)	2.200.000
El Triángulo (M33)	2.700.000

Tamaños y formas de las galaxias

Hay galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de lente, planas, elípticas, espirales (como la nuestra) o formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando "cúmulos de galaxias".

La galaxia grande más cercana es Andrómeda.

Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está a unos 2.200.000 años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Via Láctea.

Las galaxias tienen un origen y una evolución

Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas.

Muchos nucleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro.

Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.

PROTUBERANCIA SOLARES

Frecuentemente erupciona gas candente del Sol. Una de estas erupciones produjeron esta protuberancia que muestra la ilustración, tomada el 19 de julio del 2000 por el satélite artificial TRACE.

La protuberancia, aunque pequeña comparada con el resto del tamaño del Sol, mide más de 100,000 kilómetros de altura, por lo que fácilmente podría atrapar por completo a La Tierra dentro de sus brazos extendidos. El gas de la protuberancia está ligada a los complejos y cambiantes campos magnéticos del Sol.

La mayoría de las protuberancias decaen a la larga, una vez que éstas se alejan de la superficie del Sol. Las erupciones solares más potentes emiten partículas que pueden alcanzar a La Tierra y algunas logran estropear satélites artificiales. La cuestión de muchas investigaciones son el origen y la naturaleza de las erupciones solares.

¿Nuevo planeta?

Sedna, ¿el décimo planeta del Sistema Solar?

Investigadores auspiciados por la NASA han descubierto el objeto más distante en órbita del Sol. Es un misterioso cuerpo tipo planeta en los confines del Sistema Solar, que está tres veces más alejado de la Tierra que Plutón.

El Sol aparece tan pequeño desde esa distancia que podría tapársele por completo con la cabeza de un alfiler. El objeto, llamado Sedna por la diosa Inuit de los océanos, se encuentra a 13 mil millones de kilómetros (8 mil millones de millas) de distancia, en los confines del sistema solar.

Esta es, muy probablemente, la primera observación de la hipotética "nube de Oort", un sitio súper alejado donde se encuentran pequeños cuerpos helados que proporciona los cometas que cruzan por la Tierra. Otras características notables de Sedna son su tamaño y su color rojizo. Después de Marte, es el segundo objeto más rojo en el sistema solar. Se calcula que Sedna es aproximadamente tres cuartas partes del tamaño de Plutón.

Sedna es en definitiva el objeto más grande encontrado en el sistema solar desde el descubrimiento de Plutón en 1930. Brown, junto con Drs. Chad Trujillo del Observatorio Gemini, Hawaii, y David Rabinowitz de la Universidad de Yale en New Haven, Conn. , encontraron al objeto tipo-planeta, o planetoide, el 14 de Noviembre del 2003. Los investigadores utilizaron el Telescopio de 48 pulgadas Samuel Oschin en el Observatorio de Caltech en Palomar cerca de San Diego.

A los pocos días, telescopios en Chile, España, Arizona y Hawai observaron al objeto. El nuevo Telescopio Espacial Spitzer de la NASA también lo buscó. Sedna se encuentra extremadamente alejado del Sol, en la región más fría de nuestro sistema solar, donde las temperaturas nunca alcanzan los 240 grados Celsius bajo cero. El planetoide es aún más frío porque solo se acerca brevemente al sol durante su órbita solar de 10, 500 años. En su distancia mayor Sedna se encuentra a 130 mil millones de kilómetros (84 mil millones de millas) del Sol, 900 veces la distancia de la Tierra al Sol.

Los científicos utilizaron el hecho, de que incluso el telescopio Spitzer fue incapaz de detectar el calor de un objeto tan extremadamente distante y frío, para determinar que debe de tener menos de 1,700 kilómetros de diámetro, lo cual es menor que Plutón.

Combinando los datos disponibles, se calculó el tamaño de Sedna en un punto medio entre Plutón y Quaoar, un pequeño planetoide descubierto por el mismo equipo en el 2002. La órbita elíptica de Sedna no es parecida a nada visto anteriormente por los astrónomos. Se asemeja a las órbitas predichas para objetos que se encuentran en la hipotética nube de Oort, una reserva lejana de cometas.

Pero Sedna está 10 veces más cerca que la distancia pronosticada para la nube de Oort. Los astrónomos consideran que esta "nube interna de Oort" podría haberse formado miles de millones de años atrás cuando una estrella coloreada pasó por el Sol, arrastrando hacia adentro algunos de los cuerpos tipo cometas. La estrella habría estado lo suficientemente cerca para ser más brillante que la luna llena y habría sido visible durante el día en el cielo por 20,000 años. Peor aún, habría desplazado a cometas más allá en la nube de Oort, conduciendo a una intensa lluvia de cometas que podrían haber hecho desaparecer algunas o todas las formas de vida que existieron en la Tierra en esa época. Existe una evidencia indirecta de que Sedna tenga una luna. Los investigadores esperan comprobar esta posibilidad con el Telescopio Espacial Hubble de la NASA.

Sedna se acercará a la Tierra en los años venideros, pero aún en su máximo acercamiento, dentro de unos 72 años, estará muy lejano, mucho más que Plutón. Después comenzará su viaje de regreso de 10,500 años a los confines del sistema solar. La última vez que Sedna fue vista tan cerca del Sol, la Tierra estaba saliendo apenas de la última era glacial. La próxima vez que regrese, el mundo puede ser un lugar completamente diferente.

MANCHAS SOLARES

Si la temperatura de la superficie solar es tan alta que está al blanco, ¿por qué las manchas solares son negras? Para ser negras tendrían que ser frías, y ¿cómo puede haber algo frío en el Sol?

La pregunta, tal como está formulada, parece una verdadera pega. De hecho, a principios del siglo pasado el gran astrónomo William Herschel concluyó que las manchas solares tenían que ser frías porque eran negras. La única manera de explicarlo era suponer que el Sol no era caliente en su totalidad. Según Herschel, tenía una atmósfera incandescente, pero debajo había un cuerpo sólido frío, que es lo que nosotros veíamos a través de una serie de grietas de la atmósfera solar. Estas grietas eran las manchas solares. Herschel llegó incluso a pensar que el frío interior del Sol podía estar habitado por seres vivientes.

Pero esto es falso. Hoy día estamos completamente seguros de que el Sol es caliente en su totalidad. Es más, la superficie que vemos es la parte más fría del Sol, y aun así es ya demasiado caliente, sin lugar a dudas, para los seres vivos. Radiación y temperatura están estrechamente relacionadas. En 1894, el físico alemán Wilhelm Wien estudió los distintos tipos de luz radiada a diferentes temperaturas y concluyó que, en condiciones ideales, cualquier objeto, independientemente de su composición química, radiaba una gama determinada de luz para cada temperatura.

A medida que aumenta la temperatura, la longitud de onda del máximo de radiación se hace cada vez más corta, del mismo modo para todos los cuerpos. A unos 600º C se desliza en la porción visible suficiente radiación para conferir al objeto un aspecto rojo mate. A temperaturas aún mayores, el objeto se hace rojo brillante, anaranjado, blanco y blanco azulado. (A temperaturas suficientemente altas, la radiación se hallaría en su mayor parte en el ultravioleta, y más allá aún. ) Midiendo con cuidado la longitud de onda del máximo de radiación solar (que se halla en la región del color amarillo) es posible calcular la temperatura de la superficie solar: resulta ser de unos 6.000º C.

Las manchas solares no se hallan a esta temperatura. Son bastante más frías y su temperatura en el centro hay que situarla en los 4.000º C solamente. Parece ser que las manchas solares representan gigantescas expansiones de gases, y tales expansiones, ya sean en el Sol o en un frigorífico, dan lugar a una importante caída de temperatura. Qué duda cabe que para mantener fría una gigantesca mancha solar durante días y semanas contra el calor que afluye de las zonas circundantes, más calientes, hace falta una enorme bomba térmica, y lo cierto es que los astrónomos no han dado aún con un mecanismo completamente satisfactorio para la formación de esas manchas.

Incluso a 4.000º C, las manchas solares deberían ser muy brillantes: mucho más que un arco voltaico, y un arco voltaico es ya demasiado brillante para mirarlo directamente. Lo que ocurre es que las manchas solares son, efectivamente, más brillantes que un arco voltaico, y de ello pueden dar fe los instrumentos. El quid está en que el ojo humano no ve la luz de un modo absoluto, sino que juzga el brillo por comparación con el entorno. Las zonas más calientes de la superficie solar, las que podríamos llamar normales, son de cuatro a cinco veces más brillantes que las regiones más frías en el centro de una mancha solar, y comparando éstas con aquéllas, nos parecen negras. Ese negro es una especie de ilusión óptica.

Que esto es así puede demostrarse a veces durante los eclipses. La Luna eclipsante, con su cara oscura vuelta hacia la Tierra, es realmente negra contra el globo brillante del Sol. Cuando el borde de la Luna pasa por encima de una gran mancha solar, de modo que el «negro» de la mancha contrasta con la Luna, entonces se ve que la mancha, en realidad, no es negra.

PÙLSARES

La palabra Púlsar es un acrónimo de "pulsating radio source", fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de ritmo, y sólo en algunos casos.

Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.

Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo.

Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía.

El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio.

Foto 2 Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía en Cambridge. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelación de un año, con una precisión mejor que un milisegundo.

Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas. La rápida rotación, por tanto, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios.

Estas partículas cargadas son responsables del haz de radiación en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma. Su energía proviene de la rotación de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminución de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del período de los pulsos.

Los pulsares se han encontrado principalmente en la Vía Láctea. Un escrutinio completo es imposible, ya que los pulsares débiles solo pueden ser detectados si están cercanos.

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 en el gas interestelar, y de la distancia recorrida.

Extrapolando a partir de esta pequeña 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 dirección, la población total debería alcanzar un millón.

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de años; después de este tiempo ha perdido tanta energía rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la población total (1.000.000), y el tiempo de vida (4.000.000 de años), podemos deducir que un nuevo pulsar debe nacer cada cuatro años, asumiendo que la población permanece estable.