10 Preguntas con Neil DeGrasse Tyson

El astrofísico y extraordinario divulgador Neil DeGrasse Tyson responde 10 preguntas para la revista "Time". Les recomiendo que se tomen seis minutos de su tiempo para verlo. Es extraordinario.

So long ago, so clear

Ya que estamos de vacaciones , incluído el Gato, ponemos un poco de bellísima música de Vangelis con la voz alada de Jon Anderson, acompañada de imágenes de nuestro hermoso Universo. Para relajarse y disfrutar unos minutos.

©Vangelis/Jon Anderson

Estrellas: Deneb

La estrella Deneb

El nombre de Deneb deriva de su nombre árabe dhaneb (cola), refiriéndose a la cola del ave (dhanab ad-dajājah),puesto que está al final de las estrellas que forman la constelación del Cisne. 

El satélite Hipparcos ha medido su distancia con gran precisión, situando a Deneb solamente a 1425 años luz de la Tierra, o sea que su brillo es 54.400 veces superior al del Sol. En comparación, su poder lumínico es tan grande que en 24 horas produce tanta energía como nuestra estrella en 140 años. 

Deneb es un tipo relativamente raro de supergigante blanca con una temperatura en superficie de 8525 K., siendo su tamaño 114 veces el del Sol. Si estuviera situada en nuestro Sistema Solar, ocuparía hasta la mitad de la órbita terrestre, y en el cielo de la Tierra brillaría enorme, sin ninguna probabilidad de que hubiera vida en nuestro planeta. 

Deneb comenzó a existir hace poco más de 10 millones de años. El viento solar que genera hace que pierda masa a un ritmo de una millonésima parte de la masa solar por año, 40 millones de veces más grande que la que pierde el Sol. En la actualidad Deneb ha terminado el proceso de fusión del hidrógeno, pero no se sabe con seguridad en qué fase de su evolución está; puede que esté ya en camino de convertirse en una supergigante roja o, más avanzada en corta vida, puede haber comenzado el proceso de fusión del helio. De todas maneras, terminará explotando como supernova dentro de unos millones de años.

Estando a 7º del Polo Norte celeste y siendo una estrella muy brillante, pudo ser utilizada como Estrella Polar hace 18.000 años, y volverá a serlo alrededor del año 9800. La pena es que no estaremos aquí para verlo.

Fuente: Wikipedia

Crédito de la imagen: Robert Gendler

La Vía Láctea

La Vía Láctea

La Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz (son aproximadamente 1 trillón de Km), se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8.500 pc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente).

El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas. La Vía Láctea aparece más brillante en la dirección de la constelación de Sagitario, hacia el centro de la galaxia.

La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas: halo, disco y bulbo.

El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas, por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayor parte de los cúmulos globulares. Estas agrupaciones de estrellas se debieron de formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues éstas son más antiguas que las de población I (ricas en metales) y el halo, como ya se ha dicho, es una estructura antigua.

La masa en estrellas de éste componente es muy baja, de alrededor de 1.000 millones de masas solares; una gran parte de la masa del halo galáctico está en la forma de materia oscura.

Nuestra posición en la galaxia

El disco se compone principalmente de estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son ocho: dos brazos principales llamados Escudo-Centauro y Perseo, así como dos secundarios -Sagitario y Escuadra- (en vez de cuatro brazos similares entre sí, como se pensaba antes).

Recientemente, un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de un nuevo brazo espiral en nuestra galaxia o, más precisamente, un enorme fragmento hasta ahora desconocido; se cree que el nuevo brazo espiral es, en realidad, el tramo final y más distante del brazo de Escudo-Centauro, una de las dos ramas principales. De confirmarse, se habrá demostrado que la Vía Láctea posee una sorprendente simetría en sus formas, ya que éste nuevo brazo sería la contraparte simétrica del de Perseo. Hay que tener en cuenta que nuestra posición en la Vía Láctea -a mitad de camino entre su centro y su borde y prácticamente en el plano galáctico- dificulta en gran medida el estudio de la estructura espiral de nuestra galaxia.

Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, que forma parte del brazo espiral de Sagitario. Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas, porque es allí donde se encuentran las gigantes azules (estrellas de tipo O, B), que son las únicas que pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado), originadas precisamente por esos gigantes azules. Estas nubes vuelven a emitir, en el rango de la luz visible, la energía captada en el ultravioleta o en otras frecuencias más cortas. Son altamente energéticas, pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules, que barren extensas áreas con sus vientos estelares.

Recientemente se ha sugerido que la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario puede ser la responsable de la estructura espiral de nuestra galaxia, ayudando a dar forma a los brazos espirales, modelando la barra central, y distorsionando sus regiones exteriores mediante la gravedad.

La Vía Láctea sobre la Devil Tower, Wyoming

El bulbo o núcleo galáctico se sitúa en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sin embargo, a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. También al parecer, en nuestro centro galáctico, hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagittarius A. Su detección fue posible a partir de la observación de un grupo de estrellas que giraban en torno a un punto oscuro a más de 1.500 km/s.

Investigaciones muy recientes sugieren que nuestra galaxia carece de un bulbo central como el que tiene la Galaxia de Andrómeda (o si existe es muy pequeño), formado a partir de la colisión y fusión de galaxias preexistentes, y en su lugar tiene un pseudobulbo, consecuencia de la formación de una barra en su centro.

La masa concentrada en estrellas de este componente se estima en 20.000 millones de masas solares, y su luminosidad en 5.000 millones de veces la del Sol.

Además de los al menos 150 cúmulos globulares conocidos, nuestra galaxia cuenta con cierto número de galaxias satélite. Las dos mayores con diferencia son las Nubes de Magallanes, y el resto son galaxias elípticas enanas mucho menores, aunque recientemente se ha sugerido que las perturbaciones observadas en el gas situado en la periferia de la Vía Láctea pueden estar causadas por la gravedad de una galaxia de masa similar a la de la Gran Nube de Magallanes e invisible desde nuestra posición en la galaxia.

Algunas de las galaxias compañeras -como por ejemplo la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario- están tan cerca a ella que están siendo despedazadas y absorbidas por nuestra galaxia.

El arco luminoso del cielo siempre ha capturado la imaginación de los hombres. En algunas culturas está asociada a caminos, por ejemplo, los vikingos creían que llevaba al Valhalla, destino de las almas de los muertos en combate, mientras que los celtas irlandeses aseguraban que se dirigía al castillo de la reina de las hadas. En España, la Vía Láctea también recibe el nombre popular de Camino de Santiago, pues era usada como guía por los peregrinos de ese lugar. En otros casos, como en las alegorías chinas y japonesas, se refieren a ella como un río de plata celestial.

Si puedes salir a mirarla una noche oscura, con unos simples prismáticos basta. El espectáculo vale la pena.

Fuente: Wikipedia

Crédito de las imágenes: NASA/Astropics.com

Muerte estelar: Novas

Representación artística de una nova

A todos nos suena el término "supernova". Pero hay otra explosión que sacude el Universo de manera espectacular: las novas.

En un sistema binario, formado por una enana blanca y una estrella evolucionada (es decir, que ya ha dejado la secuencia principal), se produce transferencia de masa de la compañera a la enana, debido a la transformación de aquella en gigante roja. El material atrapado por la estrella enana, y compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que más material se va acumulando, se calienta cada vez más, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear. Entonces se transforman rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados, en un proceso análogo al que ocurre en el núcleo de las estrellas de secuencia principal, aunque en estos casos se trata de procesos estables, que duran largos periodos de tiempo; en las novas, en cambio, es un evento violento.

La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa "nueva": al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos veían la aparición de una nueva estrella en el cielo nocturno. El término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova, pero no fue hasta tiempo después cuando se reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas, intrínsecamente mucho menos energéticas.

Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera. Progresivamente, la estrella donante puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. 

A veces, las novas pueden ser visibles a simple vista. El caso más reciente es la nova Cygni 1976, que apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb (α Cygni), y alcanzó una magnitud de 2.0, tan brillante como la propia Deneb.

Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. Estos elementos son diseminados por el medio intestelar, enriqueciendo las nubes de gas y polvo que con el tiempo formarán nuevas estrellas y planetas. Es muy probable que algunos de los átomos de tu cuerpo, lector, hayan sido formados en una nova lejana, inconcebiblemente atrás en el tiempo.

La materia oscura

Los filamentos de materia que componen el Universo

En astrofísica y cosmología se denomina materia oscura a la hipotética materia que no emite suficiente radiación electromagnética (luz, rayos X, rayos gamma, etc.) como para ser detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias; así como en las anisotropías (es la propiedad general de la materia según la cual determinadas propiedades físicas, tales como: elasticidad, temperatura, conductividad, etc. varían según la dirección en que son examinadas) del fondo cósmico de microondas (es una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 que llena el Universo por completo. Se dice que es el eco que quedó del Big Bang) presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

De acuerdo con las observaciones de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%.

La materia oscura fue propuesta por Fritz Zwicky en 1933 ante la evidencia de una "masa no visible" que influía en las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo: estas observaciones incluyen la citada velocidad de rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales (para releer de qué se trata pincha AQUÍ) y la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos de las galaxias. 

La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas, los planetas y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

Filamento entre dos cúmulos

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo. En el presente, la densidad de bariones ordinarios (una familia de partículas subatómicas formadas por tres quarks. Los más representativos, por formar el núcleo del átomo, son el neutrón y el protón) y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción. Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada (la mitad de ella todavía no se ha detectado) se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones (que se supone debería haber) y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. En mayo de 2008, el telescopio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos, y así deberíamos imaginar al Universo: como una especid e "red" o malla tupida, no como un vacío con los cuerpos celestes diseminados al azar (ver ilustración al principio).

La determinación de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incógnita".

Estrellas: Aldebarán

Aldebarán

Aldebarán (Alfa Tauri / α Tau / 87 Tauri / HIP 21421) es la estrella más brillante de la constelación de Tauro ("El Toro") y la decimotercera más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +0,85, es de color rojo anaranjado. Aunque visualmente parece ser el miembro más brillante del cúmulo abierto de las Híades, en realidad no forma parte del mismo y simplemente está en la misma línea de visión. Junto a Sirio (α Canis Majoris) y Arturo (α Bootis), permitió a Edmund Halley descubrir el movimiento propio de las estrellas mediante la comparación de sus posiciones de entonces con las que figuraban en los catálogos antiguos.

El nombre Aldebarán proviene del árabe الدبران, al-dabarān, cuyo significado es «la que sigue», en referencia a que esta estrella sigue al cúmulo de las Pléyades en su recorrido nocturno a través del cielo. En griego recibió el nombre de Omma Boos y en latín Oculus Tauri. En el siglo XVII, el astrónomo Giovanni Riccioli la denominó más específicamente Oculus Australis («ojo del sur»).

En Persia la estrella era conocida como Satvis y Kugard. El astrónomo persa Al Biruni citaba Al Fanik («el camello semental»), Al Fatik («el camello gordo») y Al Muhdij («el camello hembra») como nombres indígenas árabes para esta estrella. En la antigua Roma recibía el nombre de Palilicium, término que proviene de Palilia o Parilia, la fiesta de Pales, divinidad pastoril de la mitología romana. El título de Hrusa designaba a esta estrella en la antigua Bohemia.En astronomía hindú se identifica con la nakshatra —mansión lunar— de Rohini, y es una de las veintisiete hijas de Daksha y la esposa del dios Chandra.

Situada a 65,1 años luz de distancia, Aldebarán es una estrella gigante naranja de tipo espectral K5III con una temperatura superficial de 4.010º K. Al estar cerca de la eclíptica es ocultada por la Luna periódicamente y, gracias a ello, se ha podido medir su diámetro angular, lo que conduce a un radio 44 veces mayor que el radio solar. Situada en el lugar del Sol, se extendería hasta la mitad de la órbita de Mercurio, y en el cielo de la Tierra aparecería como un disco de 20° de diámetro. Su velocidad de rotación proyectada es de 5,2 km/s, por lo que su período de rotación puede ser de hasta 400 días.

Aldebarán destaca en la Híades

Aldebarán es 425 veces más luminosa que el Sol pero su masa es solamente de 1,7 masas solares; dado el enorme tamaño de esta estrella, su densidad media resulta ser muy inferior a la del Sol. A diferencia de la mayor parte de las gigantes naranjas, que en su núcleo están fusionando helio en carbono y oxígeno, Aldebarán se hallaría en un estado preliminar en el que su núcleo todavía inerte de helio estaría en el proceso de contraerse y calentarse, provocando que, en conjunto, la estrella se expanda y aumente en brillo. Está empezando a perder masa por medio de un viento estelar que envuelve la estrella hasta una distancia de 100 ua. Dentro de sólo unos pocos millones de años, la estrella alcanzará una luminosidad 800 veces mayor que la del Sol, momento en el que comenzará la quema del helio y se frenará la contracción del núcleo, lo que conllevará una disminución en su brillo. Aldebarán está catalogada como una variable pulsante irregular, con una fluctuación del brillo de 0,2 magnitudes.

Aldebarán es un sistema binario: la estrella gigante tiene una compañera lejana y pequeña, Aldebarán B, de magnitud +13,50. Es una enana roja de tipo espectral M2V, cuya masa puede ser tan sólo el 15% de la masa solar y su radio el 36% del radio solar. Su separación actual de Aldebarán A es de 609 ua.

En la actualidad la sonda Pioneer 10 se dirige hacia Aldebarán, donde llegará dentro de 1.690.000 años.

En 1997 se anunció el descubrimiento de un planeta gigante, Aldebarán b, de unas 9,5 masas de Júpiter, en órbita alrededor de la estrella principal. El descubrimiento aún no ha sido confirmado y se sospecha que las variaciones observadas en la velocidad radial pueden reflejar una oscilación a largo plazo de la propia estrella. De hecho es difícil detectar la existencia de un compañero subestelar en torno a una estrella muy evolucionada como Aldebarán, ya que las estrellas gigantes, al ser muchas veces estrellas pulsantes, muestran oscilaciones en su velocidad radial análogas a las causadas por la presencia de planetas.

Fuente: Wikipedia

Los exoplanetas I

Estrella AB Pictoris con un exoplaneta

Se denomina exoplaneta (o planeta extrasolar) a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. Los planetas extrasolares se convirtieron en objeto de investigación científica en el siglo XIX. Muchos astrónomos suponían que existían, pero no había forma de saber lo comunes que eran o lo similares que podrían ser a los planetas de nuestro sistema solar. La primera detección confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12. La primera detección confirmada de un planeta extrasolar que orbita alrededor de una estrella con características de la secuencia principal similar a nuestro Sol, se hizo en 1995. Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas.

La Unión Astronómica Internacional ha definido el término "planeta", pero sólo en lo referente a los objetos dentro del Sistema Solar, pero, ¿qué pasa con los más de 200 planetas descubiertos desde el año 1995 fuera de nuestro sistema planetario? En la anterior asamblea general de la IAU, celebrada en Australia en el 2003, se aceptó una definición provisional. Según la misma, los planetas fuera del Sistema Solar deben cumplir:

1.- Orbitar un estrella o remanente de estrella (enana blanca o estrella de neutrones) y tener una masa inferior a 13 veces la masa de Júpiter. Esto es, que no fusione deuterio, un isótopo de hidrógeno, ni cualquier otro elemento químico. Por tanto, que no produzca energía a partir de este tipo de fuente.

2.- Los objetos subestelares con masas superiores a 13 veces la masa de Júpiter son enanas marrones (que no fusionan hidrógeno).

3.- Los objetos aislados de masa planetaria que se mueven libremente, sin orbitar ninguna estrella (IPMOs por sus siglas en inglés, o planemos, o xebarcos, u oriones), con masa por debajo de este límite son sub-enanas marrones (o cualquier otro nombre que sea apropiada, salvo planeta).

La mayoría de planetas extrasolares conocidos son gigantes gaseosos igual o más masivos que el planeta Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodos orbitales muy cortos. Sin embargo, se cree que ello es resultado de sesgo de información creado por los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente a planetas de este tamaño que a planetas terrestres más pequeños. Con todo, exoplanetas comparables al nuestro empiezan a ser detectados, conforme las capacidades de detección y el tiempo de estudio aumentan. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue Upsilon Andromedae.

De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella. Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos habrían sido expulsados del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se los denomina frecuentemente como planetas errantes o planetas interestelares.

Estrella HR 8799 con tres exoplanetas, en el infrarrojo

La NASA adelantó en junio de 2010 que la Sonda Kepler, puesta en órbita en marzo de 2009, detectó indicios de 706 exoplanetas nuevos en sus primeros 43 días de funcionamiento, 400 de los cuales tienen dimensiones entre las de Neptuno y la Tierra. Los resultados oficiales de esta misión serán publicados en febrero de 2011, pero los resultados provisionales indican que al menos 60 de los planetas detectados tendrán un tamaño similar al de la tierra (el doble del tamaño terrestre, o menos).

Hasta septiembre del 2010, Gliese 581 g, el cuarto planeta de la estrella enana roja Gliese 581, parece ser el mejor ejemplo conocido de un probable planeta terrestre orbitando dentro de la zona habitable que rodea a su estrella.

El 12 de enero de 2012, la revista Nature publica un artículo desarrollado por científicos internacionales donde se asegura que toda estrella de la Vía Láctea debe poseer entre 0,71 y 2,32 planetas orbitando en promedio.

Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1992 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR B1257+12.1 El anuncio fue toda una sorpresa ya que parecía imposible que un planeta sobreviviera a una explosión de supernova. Se cree que estos planetas se formaron de los restos de la explosión que produjo el púlsar.

El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del un grupo de investigadores suizos, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde un equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.

Sistema HR 8799

En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA desarrollando misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas, así como de detectar planetas de tipo terrestre. Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot, y la misión norteamericana Kepler, ambas utilizando el sistema de tránsitos (ya veremos qué es esto). La ambiciosa misión Darwin/TPF, prevista para una fecha posterior al 2014, será capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres, teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis espectral de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro, o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.

El sistema utilizado en la literatura científica para nombrar a los planetas extrasolares es casi el mismo que el sistema utilizado para nombrar a estrellas binarias. La única modificación es que se utilizan letras minúsculas para el planeta en lugar de letras mayúsculas que se utilizan para las estrellas. La letra minúscula se coloca después del nombre de la estrella, comenzando con la letra "b" a partir del primer planeta encontrado en el sistema (por ejemplo, 51 Pegasi b);  se salta la letra "a" para evitar cualquier confusión con la estrella primaria. El siguiente planeta en el sistema se etiqueta con la siguiente letra del alfabeto. Por ejemplo, cualquier planeta adicional encontrado alrededor de 51 Pegasi seria catalogado como 51 Pegasi c y 51 Pegasi d, y así sucesivamente. Si dos planetas se descubren al mismo tiempo, el más cercano a la estrella se le asigna la letra siguiente, seguido por el planeta más lejano.

En la próxima entrada veremos los diferentes métodos de detección.

Fuente: Wikipedia

Los anillos de Einstein

Anillo de Einstein LRG 3-757

En astronomía un anillo de Chwolson o anillo de Einstein es una deformación de la luz de una fuente luminosa (como una galaxia o una estrella) en forma de anillo por la desviación gravitacional de la luz por una lente (como otra galaxia, o un agujero negro). Esto ocurre cuando la fuente, la lente y el observador están del todo alineados; de no ser así, el anillo es parcial.

La desviación gravitacional de la luz es un resultado de la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein. La luz de una fuente que viaja, en vez de hacerlo en una línea recta, es desviada (doblada) por la presencia de un cuerpo de mucha masa, que deforma el espacio-tiempo. Un anillo de Einstein es un caso especial de desviación gravitacional de la luz, causado por la alineación exacta de la fuente, la lente y el observador. Esto causa una simetría alrededor de la lente, causando una estructura parecida a un anillo. Podemos imaginar esto pensando que un objeto muy grande, muy masivo, crea una especie de "burbuja" de gravedad a su alrededor: los rayos de luz que vienen desde detrás tiene que rodear esta "burbuja" creando la apariencia de un anillo.

El doblamiento de la luz por un cuerpo gravitacional fue predicho por Einstein en 1912, unos años antes de la publicación de Relatividad General en 1916. El efecto de anillo primero fue mencionado en la literatura académica por Chwolson en 1924. Albert Einstein comentó sobre este efecto en 1936, declarando: "Desde luego, no hay ninguna esperanza de observar este fenómeno directamente. "

Cientos de anillos de Einstein son conocidos en la actualidad. Cerca de media docena de ellos son anillos parciales, sin embargo en la mayoría, o la distribución de masa es irregular, o no existe una alineación perfecta, por lo que no se ha observado un anillo perfecto.

El primer anillo de Einstein prácticamente completo, designado B1938+666, fue descubierto en un trabajo de colaboración entre la Universidad de Manchester y el Telescopio espacial Hubble de la NASA en 1998.

Anillos de Einstein captados por el telescopio Hubble

Usando el Telescopio espacial Hubble ha sido posible detectar un anillo de Einstein doble. Fue encontrado por Raphael Gavazzi del Space Telescope Science Institute y Tommaso Treu de la Universidad de California, Santa Barbara. Este nos llega de tres galaxias, a distancias de 3, 6 y 11 mil millones de años luz. Este tipo de anillos ayudan a entender la distribución de la materia y energía oscuras, la naturaleza de las galaxias lejanas y la curvatura del universo.

Fuente: Wikipedia.

Estrellas: Delta Cephei

Delta Cephei

Delta Cephei (δ Cephei) es la cuarta estrella en magnitud aparente de la constelación Cepheus o Cefeo. Es el prototipo de estrella variable Cefeida, un clase particular de estrellas variables, cuya luminosidad varía rítmicamente con un período muy regular, a las que da su nombre. Fue la segunda de este tipo en ser descubierta (tras Eta Aquilae) y la que más cerca se encuentra del Sol.

John Goodricke observó ya la variabilidad de esta estrella en 1784, la cual ocurre con un período de 5 días 8 horas 47 minutos y 32 segundos. Es una de las pocas estrellas variables cuyo cambio de brillo (entre las magnitudes 3,5 y 4,3) puede apreciarse a simple vista, sin ayuda de instrumentos.

Delta Cephei tiene dos estrellas compañeras de 7º y 13º magnitud respectivamente, con la primera de las cuales (situada a 41 segundos de arco) se cree que forma una pareja física. Ambas están rodeadas por una nebulosa sólo visible en el infrarrojo, con un tamaño de 21.000 unidades astronómicas y un aspecto que recuerda a una onda de choque, habiendo sido originada debido a la pérdida de masa de esta estrella.

El estudio de las estrellas variables tipo Delta Cephei ha proporcionado a los astrónomos valiosa información, principalmente para la medición de distancias astronómicas.

Los objetos Herbig-Haro

Los objetos Herbig-Haro (denominados comúnmente objetos HH) son nebulosas asociadas con estrellas recién formadas. Estas nebulosas son de muy corta vida, del orden de unos pocos miles de años y se forman por la interacción entre el gas expulsado por la estrella central con nubes de material gaseoso y polvo interestelar colisionando a velocidades de varios kilómetros por segundo ionizando el gas. Los objetos HH son fenómenos altamente variables en el tiempo y pueden evolucionar de manera perceptible en escalas de tiempo muy cortas de unos pocos años tal y como ha sido revelado por numerosas observaciones del Telescopio Espacial Hubble.

Estos objetos fueron observados por primera vez a finales del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham, pero no se reconocieron sus peculiaridades entre las nebulosas de emisión hasta la década de 1940. Los primeros astrónomos que los estudiaron en detalle fueron Guillermo Haro y George Herbig. Ellos trabajaban independientemente en investigaciones sobre formación estelar y fueron los primeros en identificar los objetos Herbig-Haro como productos de la formación estelar y su interacción con el medio interestelar. Ambos astrónomos identificaron los primeros tres objetos de tipo HH en los años 1946 y 1947 en imágenes de la nebulosa NGC 1999 de Orión.

A comienzos de la década de 1980 las observaciones determinaron la naturaleza en forma de chorro de emisión de los objetos HH. Las estrellas en formación están frecuentemente rodeadas de discos circumestelares o discos de acrecimiento que alimentan de material a la estrella central. Estos discos persisten durante los primeros centenares de miles de años de vida de la estrella y producen fenómenos de emisión en forma de chorro de plasma (gas ionizado) perpendicular al disco. Cuando estos chorros de emisión colisionan con el medio interestelar ionizan este último produciendo los patrones de emisión brillantes observados en los objetos Herbig-Haro.

La masa total expulsada en un objeto HH típico se estima en unas 1-20 masas terrestres, una cantidad de material muy pequeña comparada con la masa de la estrella. Las temperaturas del material que conforma el objeto HH son cercanas a los 8000-12000 K, similares a las temperaturas observadas en otras nebulosas ionizadas, como regiones H II o nebulosas planetarias. Tienden a ser regiones densas con unos miles o decenas de miles de partículas por cm³, comparada con la densidad típica de menos de 1000/cm³ en regiones H II y nebulosas planetarias.

Los objetos HH, HH1 y HH2 se encuentran separados por un año luz, distribuidos de manera simétrica con respecto a la estrella central que expulsa el material en la dirección de los ejes polares.

Están formados principalmente por hidrógeno y helio, con tan sólo un 1% de la masa concentrada en elementos químicos más pesados. Cerca de la estrella central un 20-30% del gas que conforma el objeto HH está ionizado disminuyendo esta proporción con la distancia. Esto implica que el material es ionizado en el chorro polar y se recombina al alejarse de la estrella en lugar de ser ionizado posteriormente por colisiones con el medio interestelar. Este segundo fenómeno ocurre sin embargo en algunos casos dando lugar a la formación de regiones extendidas brillantes en los extremos de los chorros.

HH 46 47 HST

En la actualidad se conocen cerca de 900 objetos HH. Son comunes en regiones de gas ionizado (regiones HII) con presencia de formación estelar y suelen encontrarse agrupados. Muchos de ellos se encuentran cerca de glóbulos de Bok (nebulosas oscuras que a menudo contienen estrellas en formación). Frecuentemente se observa varios objetos HH cerca de una única fuente energética formando una cadena de objetos sobre la proyección del eje polar de la estrella principal.

Algunas estimaciones indican que podrían existir cerca de 150.000 objetos HH en nuestra galaxia, la mayoría de los cuales se encontrarían demasiado alejados para poder ser observados con los instrumentos actuales. La mayoría de los objetos HH se encuentran a menos de 0.5 pársecs (un pársec equivale a 3,26 años-luz) de la estrella principal con tan solo unos pocos con material más lejano que 1 pc.

Fuente: Wikipedia

Los glóbulos de Bok

Glóbulos de Bok

Un glóbulo de Bok, es una nebulosa oscura de gas y algo de polvo, de la cual, en ocasiones, tiene lugar la formación de nuevas estrellas. Los glóbulos de Bok se encuentran habitualmente en las regiones HII (nubes de gas y plasma brillante que puede alcanzar un tamaño de varios cientos de años-luz y en la cual se forman estrellas masivas). Tienen masas comprendidas entre 2 y 50 masas solares, y típicamente ocupan un volumen de un año luz de diámetro.

Los glóbulos de Bok contienen esencialmente hidrógeno, en forma de moléculas (H2), también helio y moléculas de óxido de carbono. En un porcentaje pequeño (1% en masa), contienen granos de polvo de silicatos, que es la materia prima que forma los planetas rocosos como la Tierra en el Sistema Solar. Los glóbulos de Bok propician muy comúnmente en la formación de sistemas estelares dobles o múltiples.

Fueron originalmente observados por el astrónomo Bart Bok en la década de 1940. En una publicación de 1947, Bok y E. F. Reilly efectuaron la hipótesis de que estas nebulosas, eran como capullos, ya que en pleno colapso gravitatorio, nuevas estrellas estaban formándose en su interior. Esta idea era difícil de comprobar, debido a que la opacidad a la luz de estas nebulosas impedía saber qué estaba ocurriendo en su interior. Hacia 1990, usando radiación del infrarrojo cercano, fue posible comprobar que en efecto nuevas estrellas están naciendo dentro de los glóbulos. Observaciones posteriores mostraron que algunos contienen fuentes calientes en su interior, y en otros casos objetos Herbig-Haro (nebulosas asociadas con estrellas recién formadas), así como flujos de gas molecular. Estudios realizados con líneas de emisión en el rango milimétrico, han evidenciado la caída de materia hacia una protoestrella en proceso de formación.

Los glóbulos de Bok son actualmente objetos de intensa investigación. Se trata de cuerpos muy fríos, con temperaturas que pueden llegar a los 8 Kelvin. La baja temperatura del gas es de relevancia para el colapso gravitatorio, que redunda en el nacimiento estelar. En efecto, temperaturas mayores favorecen la expansión de la nube. En el caso de los glóbulos de Bok, los métodos aplicados para determinar algunos de los parámetros, como por ejemplo la densidad, están relacionados con la extinción producida en la radiación del cercano infrarrojo. Se usan también estimaciones surgidas del conteo de estrellas del mismo campo, cuya luz también se ve afectada por la extinción cuando atraviesa la nube.

Fuente: Wikipedia

Estrellas: Altaïr

Altaïr

Altair (Alfa Aquilae / α Aql / 53 Aql) es la estrella más brillante de la constelación de Aquila («El Águila»). Los árabes, que también veían en esta constelación una gran águila volando, la llamaron Elnars-el-tair, de donde derivó el nombre de Altair.

Ocupa el duodécimo lugar en orden de brillo entre todas las estrellas del cielo. Su magnitud en banda B (filtro azul) es 0,99, su magnitud en banda V (filtro verde) es 0,77. Está a 16 años luz del Sistema Solar, acercándose a razón de 26,1 km/s.

Es un astro magnífico, unas cuatro veces más voluminoso que nuestro Sol, de tipo espectral A (color blanco, igual que Sirio) y muchísimo más joven, con sólo 630 millones de años de edad. La temperatura superficial de este tipo espectral oscila entre 7500 y 11000 K, y el espectro presenta líneas intensas del hidrógeno, el calcio ionizado y otros metales ionizados, además de líneas débiles del helio.

Esta estrella, junto con Vega (α Lyrae) y Deneb (α Cygni), configuran en el cielo del Hemisferio Norte lo que se conoce como el triángulo de verano, cuyo centro es la estrella Albireo (β Cygni).

Altair posee una de las velocidades de rotación más altas que se conocen, sólo inferior a las de las estrellas de neutrones y las enanas blancas. El periodo de rotación es sólo de 6 horas 30 minutos y sus estratos periféricos ecuatoriales se mueven a la velocidad de 250 km/s. La rápida rotación de Altair se supone que está relacionada con la joven edad de la misma y resalta inmediatamente al examinar el espectro, cuyas líneas aparecen considerablemente ensanchadas debido al claro desfase en longitud de onda, de la radiación emitida por las partes de la estrella que se aproximan, con relación a la que proviene de las que se alejan. 

Debido a las grandes fuerzas centrífugas que se desarrollan en el interior de su propia masa, la estrella ha tomado forma achatada y su diámetro ecuatorial es un 20% mayor que el polar. Asimismo se verificó el fenómeno propio de estrellas de alta rotación conocido como «oscurecimiento gravitatorio» (Se llama oscurecimiento gravitatorio u oscurecimiento por la gravedad (gravitational darkening en inglés) a un fenómeno astronómico derivado del hecho de que una estrella que rota sobre sí muy rápidamente tiene una forma achatada perceptible. Al no ser la estrella esférica, tiene un diámetro mayor en el ecuador que en los polos. Como consecuencia de ello, los polos tienen mayor gravedad superficial, y por tanto mayor temperatura y brillo. En otras palabras, los polos son más brillantes y el ecuador está oscurecido.

Altair es una variable de tipo Delta Scuti y una doble óptica: tiene una compañera de magnitud +10 que, por el movimiento propio de Altair, se está alejando de ella; actualmente la separación ha alcanzado un valor de 165 segundos de arco.

Fuente: Wikipedia

Estrellas: Betelgeuse

Betelgeuse, también llamada α Orionis o HIP 27989, es una brillante estrella roja en la constelación de Orión. Es la novena estrella más brillante en el cielo, y es un objeto intrínsecamente grande y luminoso, por tratarse de una supergigante roja. El color característico de esta estrella proviene de las bajas temperaturas de su superficie (unos 3000 K). El estado evolutivo de la estrella es avanzado: ha pasado ya la etapa más importante de su vida, la secuencia principal, agotado ya el combustible en su núcleo que le proporcionaba energía (por fusión del hidrógeno), después de lo cual aumentó su tamaño hasta las enormes dimensiones actuales. Sus variaciones de luminosidad son propias de su presente como estrella gigante.

Betelgeuse es una estrella supergigante, razón por la cual su brillo es tan elevado a pesar de tener una temperatura superficial relativamente baja. A pesar de ser la estrella α de Orión, no es la más brillante de la constelación en luz visible, sino Rígel (β Orionis), pero en luz roja e infrarroja cercana, Betelgeuse sí es la más brillante.

Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud oscilando entre unos 850 o 905 millones de kilómetros. En su tamaño máximo la estrella se extendería hasta más allá de la órbita de Marte. Su masa es 20 veces la masa del Sol y su tamaño es 40 millones de veces mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse explotará como supernova de tipo II al final de su vida. Algunos de ellos afirman, basándose en la variabilidad mostrada por la estrella, que tal explosión podría producirse en un plazo de tiempo muy cercano (en los próximos miles de años). Otros astrofísicos son más conservadores y piensan que podría continuar con su actividad actual durante un período mucho mayor.

Recientes estudios muestran que, durante los últimos quince años, el diámetro de Betelgeuse ha encogido un 15%, desconociéndose las razones de este fenómeno. Otros muestran que tiene una forma algo ovalada.

El disco de Betelgeuse ha podido ser resuelto mediante el uso del telescopio VLT, mostrando la mejor imagen que se tiene de la estrella hasta la fecha.

Betelgeuse está rodeada por una nebulosa de aspecto complejo formada por silicatos y polvo expulsados por la estrella en erupciones estelares y convección en su atmósfera, y que se extiende hasta a una distancia de 400 unidades astronómicas.

Betelgeuse, en la constelación de Orión

Betelgeuse, finalmente, es una estrella fugitiva que ha sido expulsada de la asociación estelar Orion OB1.

Los astrónomos predicen que Betelgeuse se convertirá, finalmente, en una supernova de Tipo II, aunque es posible que su masa sea lo suficientemente baja para dejar tras de sí una rara enana blanca de oxígeno y neón, no una estrella de neutrones. Hay división de opiniones sobre el tiempo que tardará en ocurrir este evento: aunque Betelgeuse tiene aproximadamente una edad de 10 millones de años, pero debido a su gran masa ha evolucionado rápidamente, algunos señalan que la actual variabilidad de la estrella indicaría que está en la fase de quema de carbono de su ciclo de vida y, por lo tanto, explotará en algún punto de los próximos 1000 años. Los escépticos disienten de este cálculo y creen que la estrella podría sobrevivir mucho más, en torno a un 10 000 años. El evento será, en cualquier caso, espectacular aunque no está claro si tendrá efectos importantes para la vida en nuestro planeta, al encontrarse Betelgeuse cerca del límite de distancia al cual los rayos cósmicos pueden afectar significativamente a la capa de ozono.

En ese momento, Betelgeuse brillaría al menos 10 000 veces más que una supernova ordinaria, con la luminosidad de la Luna en cuarto creciente. Algunas fuentes predicen una magnitud máxima aparente a la de la Luna llena, durando varios meses. Sería un punto extremadamente brillante en el cielo, pudiéndose observar inclusive de día. Tras este periodo, iría extinguiéndose gradualmente hasta que, tras meses o tal vez años, fuese inapreciable a simple vista. El hombro derecho de Orión desaparecerá hasta que, tras unos pocos siglos, se desarrollará en el lugar una espléndida nebulosa.

Notablemente, en 1980, un equipo de arqueólogos descubrieron unos informes chinos del siglo I que se refieren al color de Betelgeuse como blanco o amarillo. Sin embargo, Ptolomeo, en un escrito del año 150, la cataloga como estrella roja (aunque también cataloga a Sirio como roja, pese a que es blanca). Por lo tanto, Fang Lizhi, astrofísico chino, propone que Betelgeuse podría haberse convertido en una gigante roja durante ese período. Se sabe que las estrellas cambian de color al expulsar una capa superficial de polvo y gas (capa que, incluso ahora, puede verse alejándose de Betelgeuse). Así, si esta teoría es cierta, es improbable que Betelgeuse se convierta en supernova en breve, pues una estrella suele permanecer como gigante roja durante decenas de miles de años.

Fuente: Wikipedia

Estrellas: Antares

Antares es el nombre de la estrella α Scorpii, la más brillante de la constelación de Escorpio con magnitud aparente +1,09 y la decimosexta más brillante del cielo nocturno. Junto con Aldebarán (α Tauri), Espiga (α Virginis) y Regulus (α Leonis) está entre las cuatro estrellas más brillantes cerca de la eclíptica (la línea imaginaria que traza el Sol al desplazarse por el cielo).

El nombre de Antares proviene del griego anti Ares y significa «el rival de Ares» o «el opuesto a Ares» debido a su color rojizo, ya que en el cielo nocturno rivalizaba con el planeta Marte (Ares en griego) que es visto cerca de esta estrella con cierta frecuencia. Su distintivo color rojizo ha hecho de ella un objeto de interés en muchas sociedades del pasado.

La situación de la estrella en el centro de la constelación de Scorpius explica su otro nombre, de origen árabe, Kalb al Akrab («el corazón del escorpión»). En la astronomía egipcia representó a la diosa Serket o Selkit, anunciando la salida del Sol por sus templos en el equinoccio otoñal (3700 - 3500 a.C.); muchos de los templos egipcios están orientados de tal manera que la luz de Antares jugara un papel importante en las ceremonias que se llevaban a cabo. En la antigua Persia era una de las cuatro «Estrellas Reales» y, probablemente, el Guardián del Cielo mencionado como Satevis; los coptos la llamaron Kharthian, «el corazón».

Los chinos incluyeron a Al Niyat (σ Scorpii) y τ Scorpii —a ambos lados de Antares— para su constelación china Sin o Xīn, siendo Al Niyat la estrella determinante.

Antares es una supergigante roja de clase M1, situada aproximadamente a 550 años luz del Sistema Solar. Se acerca a nosotros a la velocidad de 3,4 km/s: este valor se debe tanto a su movimiento propio como al movimiento del Sol alrededor del centro de la Vía Láctea. Su luminosidad en el espectro visible es 10.000 veces mayor que la del Sol. Tiene una temperatura superficial de sólo 3326º, por lo que emite una considerable fracción de su luminosidad en el infrarrojo. A partir de su temperatura y luminosidad se puede estimar su radio en 624 millones de km, 700 veces más grande que el del Sol. Si estuviese en el centro de nuestro Sistema Solar, su superficie se extendería más allá de la órbita de Marte englobando la práctica totalidad del cinturón principal de asteroides. 

Su masa se estima entre 15 y 18 masas solares. Dicho valor, unido al hecho de que esté en la etapa de supergigante roja, indica que Antares no está muy lejos de estallar como una espectacular supernova (lo cual podría suceder en el próximo millón de años), pudiendo dejar como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro. Su descomunal tamaño en comparación con su masa da como resultado una densidad media muy baja, mucho menor que la del Sol. Asimismo, es una variable semirregular pulsante desde cuya superficie sopla un viento estelar que hace que la estrella se encuentre envuelta en una nube de gas.

Antares forma un sistema binario con una estrella blanco-azulada de clase B2, Antares B, separada visualmente 3 segundos de arco. La separación en el espacio entre ambas estrellas es de aproximadamente 550 unidades astronómicas (una unidad de distancia que es aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol y cuyo valor, determinado experimentalmente, es alrededor de 149.597.870 km) y el período orbital puede ser de unos 2500 años. La compañera tiene magnitud +5,5 y su luminosidad equivale a 1/370 parte de la de su brillante compañera, a pesar de que es 170 veces más luminosa que nuestro Sol. Ha sido descrita frecuentemente como de color verde o esmeralda —probablemente por un efecto de contraste— y fue descubierta por Johann Tobias Bürg en 1819 durante una ocultación lunar.

Alrededor del 31 de mayo es la mejor época del año para observar Antares porque es cuando la estrella se encuentra en oposición al Sol. En ese momento Antares sale en el crepúsculo y se oculta al amanecer. En esa situación es visible a lo largo de toda la noche, dependiendo, claro está, del lugar de la Tierra donde nos encontremos. Durante al menos dos o tres semanas antes y después del 30 de noviembre la estrella no es visible por el deslumbrante Sol. Este periodo es más largo en el hemisferio norte debido a que la declinación de la estrella se sitúa significativamente hacia el sur del ecuador celeste. La estrella empieza a ser visible de madrugada, unas pocas horas antes del alba, durante los meses de febrero, marzo y abril, y ya a finales de la primavera puede verse al caer la noche.

A pocos minutos de arco al suroeste de Antares puede verse, con unos prismáticos, el cúmulo globular M4 como una bola de nieve algodonosa; a través de cualquier telescopio de aficionado se puede resolver en estrellas gigantes anaranjadas, cuyo color se aprecia en fotografías de larga exposición.

El rojo corazón del Escorpión es una bellísima imagen, situada en una región rica en cúmulos globulares y nebulosas. Si alguna vez tenéis ocasión de mirarla con un telescopio, no os la perdáis.

Fuente: Wikipedia

Grandes científicos 7: Henrietta Swan Leavitt

Trabajando en el Harvard College

Henrietta Swan Leavitt fue una astrónoma estadounidense, dedicándose al estudio de las estrellas variables Cefeidas, cuyo brillo varía a periodos regulares, en el Observatorio del Harvard College. Descubrió y catalogó estrellas variables en las Nubes de Magallanes, lo que le permitió descubrir en 1912 que las Cefeidas de mayor luminosidad intrínseca tenían largos periodos, mostrando una precedible relación entre ambos.

Un año después, Ejnar Hertzsprung determinó la distancia de unas pocas Cefeidas lo que le permitió calibrar la relación Periodo-Luminosidad. Por lo tanto, a partir de entonces, observando el periodo de una Cefeida se podría conocer su luminosidad (y magnitud absoluta) que comparándola con la magnitud aparente observada permitiría establecer la distancia a dicha Cefeida. Este método podría utilizarse también para obtener la distancia a otras galaxias en las que se observasen estrellas Cefeidas, tal y como lo hizo Edwin Hubble en 1920 con la galaxia de Andrómeda.

Henrietta nació en Lancaster, Massachusetts, Estados Unidos, en 1868. Se graduó en lo que ahora es el Radcliffe College a los 24 años y comenzó a trabajar como voluntaria al año siguiente en el Observatorio del Harvard College. Allí un grupo de mujeres, llamadas literalmente «calculadoras» (computers) realizaban tareas relativamente mecánicas, como examinar meticulosamente placas fotográficas o hacer tediosos cálculos (de ahí su denominación). Dada la época, este trabajo de astronomía era poco reconocido y valorado, y generalmente eran los supervisores quienes se llevaban todo el mérito. En este caso, el trabajo de Leavitt quedó literalmente eclipsado al ser atribuido a sus superiores, Edward Pickering y especialmente Edwin Hubble que, según sus biógrafos, era poco dado al trabajo en equipo.

Observatorio del Harvard College

Los grandes descubrimientos científicos a veces tienen orígenes en el análisis detallado de datos aburridos y repetitivos, y en el caso de Henrietta Leavitt ciertamente que así fue. En el estudio de todas las placas fotográficas que analizaba, observó cierto patrón en el comportamiento de un tipo de estrellas variables llamadas Cefeidas. Leavitt publicó en 1912 un trabajo original en el que explicaba que según sus datos esas estrellas palpitaban con un ritmo regular y tenían una mayor luminosidad intrínseca cuanto más largo era su periodo, lo cual parecía suceder de una forma bastante predecible. Se titulaba "Períodos de 25 estrellas variables en la pequeña Nube de Magallanes". Tenía apenas tres páginas e iba firmado por Pickering, aunque empezaba con la nota "este trabajo ha sido preparado por la Sta. Leavitt".

Un año después se calculó la distancia a algunas Cefeidas conocidas por otros métodos (como el de triangulación) y se pudieron, de forma realmente ingeniosa, determinar poco a poco muchas más distancias relativas y absolutas entre unas y otras estrellas gracias a los patrones descubiertos por Leavitt. En 1912 se confirmaron todos esos datos. Existía, por fin, una forma de medir de forma bastante precisa la distancia entre estrellas muy lejanas. De hecho, en 1918 se calculó el tamaño de la Vía Láctea empleando estos sistemas.

Edwin Hubble combinó las ideas del trabajo de Leavitt con otros datos astronómicos como los del corrimiento al rojo, también descubiertos por otros científicos y de ese modo pudo asombrar al mundo en 1923 revelando que una mancha borrosa observada en la constelación de Andrómeda era una enorme galaxia de 100.000 años luz de diámetro y millones de estrellas (ahora conocida como M-31) situada a unos 900.000 años luz de la Tierra. Un año después Hubble pudo afirmar que el universo estaba formado no sólo por nuestra galaxia, la Vía Láctea, sino por muchas otras galaxias lejanas. A esto siguieron otros trabajos que indicaban que el universo estaba en expansión y también una primera aproximación a su tamaño, todo ello, basado en buena parte en las fórmulas de Leavitt.

Delta Cephei, estrella variable prototípica

Incluso hoy en día, esos datos, patrones y formulas relativas a las Cefeidas se siguen usando para estudiar las distancias relativas entre las estrellas y otros objetos estelares: datos tan relevantes como el tamaño de nuestra galaxia, la distancia a estrellas lejanas o el tamaño del universo están todos ellos basados en los trabajos, observaciones y descubrimientos de Henrietta Leavitt en los albores del siglo XX.

La historia de Henrietta Leavitt es ciertamente desconocida para el gran público. No figura en muchos libros, ni es conocida a pesar de haber sido una mujer que hizo descubrimientos importantes en un mundo de astrónomos, tradicionalmente "sólo de hombres". Tal y como se cuenta, Leavitt no recibió grandes reconocimientos en su día, ni ninguna medalla, ni premio. Pasó a la historia sin que quedaran tras de ella demasiados documentos sobre su vida, buena parte de la cual sigue siendo un misterio.

En el Observatorio del Harvard College donde comenzó a trabajar para el astrónomo Edward Charles Pickering, muchas mujeres como ella realizaron trabajos de "calculadoras", en parte por vocación, en parte por afición, por lo que ahora equivaldría unos ocho euros la hora. Literalmente, se les pagaba por calcular, no por pensar.

Durante toda su vida, el título profesional de Leavitt fue simplemente el de "ayudante" (assistant) y ella misma nunca pidió que la llamaran de otra forma. Padeció sordera al poco de comenzar su trabajo en el observatorio, que se acentuaría con los años, de modo que el silencio la acompañaría el resto de su vida. Murió de cáncer en 1921, a los 53 años. 

En 1925, cuatro años después de su muerte, el matemático sueco Gösta Mittag-Leffler escribió una carta a Henrietta Leavitt. Su intención era proponerla para ser nominada al Premio Nobel por sus trabajos sobre las estrellas variables y los cálculos de las distancias estelares. Sin embargo, y puesto que los premios Nobel no pueden ser entregados a título póstumo, nunca llegó a ser nominada.

Hoy en día, a modo de homenaje, el asteroide (5383) Leavitt y el Cráter Leavitt en la Luna deben su nombre a Henrietta Swan Leavitt, la «calculadora» y astrónoma ingeniosa.

Fuente: Wikipedia

Estrellas: Las pléyades

Las Pléyades (que significa "palomas" en griego), también conocidas como Objeto Messier 45, Messier 45, M45, Las Siete Hermanas, Cabrillas o Los Siete Cabritos, 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.

La distancia al cúmulo ha sido estimada por muchos métodos, pues es un paso importante en la calibración de las distancias en el universo. El conocimiento exacto de la distancia a las Pléyades permite a los astrónomos trazar un diagrama, para estimar la distancia a otros cúmulos desconocidos. Otros métodos pueden entonces extender la escala de distancia, de cúmulos abiertos a galaxias y posteriormente a cúmulos de galaxias, permitiendo construir una escala cósmica de distancias.

Los resultados anteriores al lanzamiento del satélite Hipparcos encontraron que las Pléyades estaban aproximadamente a unos 440 años luz de la Tierra. Hipparcos causó consternación entre los astrónomos al encontrar una distancia de solamente 384,7 años luz midiendo el paralaje de algunas estrellas del cúmulo, una técnica que debe indicar los resultados más directos y exactos. Trabajos más recientes han encontrado que la distancia calculada por Hipparcos era errónea, si bien se desconoce la causa de este error. La distancia específica de las Pléyades todavía se desconoce.

El cúmulo tiene unos 12 años luz de diámetro y contiene un total aproximado de 500 estrellas. Está dominada por estrellas azules jóvenes, de las cuales 8 pueden ser observadas a simple vista dependiendo de las condiciones atmosféricas (cielos muy limpios y ausencia de Luna): Taygeta, Pleione, Merope, Maia, Electra, Celaeno, Atlas y Alcyone. 

El orden de sus estrellas más brillantes es parecido al de la Osa Mayor y Osa Menor, con una masa total estimada en unas 800 masas solares.

El cúmulo está compuesto en una buena parte por enanas marrones —objetos con menos del 8% de la masa solar—, los cuales son demasiado livianos para ser estrellas. Puede que estos objetos constituyan aproximadamente el 25% de la población total del cúmulo, a pesar de que sólo contribuyan al 2% su masa total. También presentes en el cúmulo, están las enanas blancas, las cuales contradicen la edad estimada del cúmulo. Debido a la corta edad del cúmulo, no se espera que las estrellas normales puedan haber evolucionado para convertirse en enanas blancas. Se cree que en vez de ser estrellas individuales de poca o mediana masa, los progenitores de estas estrellas eran masivas y orbitaban en sistemas binarios. Durante su rápida evolución, la transferencia de masa de la estrella más masiva a su acompañante, pudo haber acelerado su evolución hacia una enana blanca. 

Se ha calculado que las Pléyades tienen un futuro de solamente otros 250 millones de años; para ese entonces, habrán sido separadas como estrellas individuales (o múltiples) a lo largo de su trayectoria.

Bajo condiciones ideales de observación, se pueden apreciar algunas huellas de nebulosidad, y esto se demuestra en fotografías de larga exposición. Es una nebulosa de reflexión, causada por polvo que refleja la luz azul de las estrellas calientes y jóvenes.

Se piensa a menudo que este polvo fue lo que sobró de la formación del cúmulo, pero con una edad cerca a los 100 millones de años, que es generalmente la más aceptada para este cúmulo, casi todo el polvo originalmente presente habría sido dispersado por la presión de la radiación. Al parecer, el cúmulo está pasando por una región particularmente polvorienta del medio interestelar.

Los estudios demuestran que el polvo responsable de la nebulosidad no está distribuido uniformemente, sino que se concentra principalmente en dos capas a lo largo de la parte que vemos del cúmulo. Estas capas se pudieron haber formado por la desaceleración debido a la presión de la radiación a medida que el polvo se ha ido moviendo hacia las estrellas.

Las Pléyades y la Luna

Las Pléyades son una prominente vista invernal del hemisferio norte, y conocidas desde la antigüedad. Son mencionadas en varias escrituras antiguas entre las que se encuentran el Mahábharata (Libro 13: Anusasana Parva: Sección: LXXXVI) en donde se refieren a ellas como Krittikas (sánscrito, que se puede traducir como "cortadores", quienes criaron a Kartikeya), la Ilíada y la Odisea de Homero, además de ser mencionadas tres veces en la Biblia (Job 9:9, 38:31; Amós 5:8), también son mencionadas en el Popol Vuh ( el libro sagrado de los Mayas ) bajo el nombre de Motz que significa " montón " y que según lo relata dicho libro se originaron cuando "Zipacna el soberbio" mató a 400 guerreros, cuyas almas fueron tomadas por "Gucumatz el Gran Corazón del Cielo" y puestas como estrellas en el espacio, creando así Las Pléyades.

Los Mayas

Los mayas basaron su calendario sagrado Tzolkin, en el ciclo anual de las Pléyades (el mismo, para efectos prácticos, que para cualquier estrella o constelación), y creen que es el lugar de origen de su cultura; son llamadas Tzab-ek o cola de Serpiente de Cascabel, y también las conocen como Las Siete Hermanas.

Los aztecas

Los aztecas conocian a las Pléyades como Tianquiztli ("el mercado"), esto por la muchedumbre que se formaban antes en los mercados y su semejanza con las estrellas de esta constelacion.

Los Incas

La salida de las Pléyades da inicio al año Inca, lo que ocurre unos 13 a 15 días antes del solsticio de invierno. Ellos vieron una relación entre el tiempo en que las Pléyades son visibles y el ciclo agrícola anual. De esta manera uno de los nombres con que designaban al cúmulo era Collca, que significa depósito de alimentos en quechua. Las Pléyades están ausentes del cielo nocturno entre el 3 de mayo y 9 de junio, durante un período de 37 días, período que coincide con el que media entre la cosecha y la próxima época de siembra en el altiplano.

La observación de la primera aparición de las Pléyades no sólo definía el inicio del año Inca, sino también supuestamente les permitía pronosticar las precipitaciones en la siguiente temporada y según esto adelantar o atrasar las siembras.

Descripción europea

El 4 de marzo de 1769, Charles Messier las incluyó como el No. 45 en su primera lista de nebulosas y cúmulos de estrella, que fue publicada en 1771.

A modo de anécdota, diré que estas fascinantes estrellas fueron el primer objeto que atrajo mi atención cuando miraba el cielo nocturno, en mi infancia, y las primeras que observé con un rudimentario telescopio. Desde entonces me han acompañado y les tengo un cariño especial.