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ASTRONET—Astrofísica en la Web

La Astronomía solucionó los problemas que inquietaron a las primeras civilizaciones, la necesidad de establecer con precisión las fechas relacionadas a la agricultura y la caza, las crecidas de los ríos, y las formas de orientación en las largas travesías migratorias.

COLISIONES ENTRE GALAXIAS OBSERVADAS EN EL INFRARROJO

Colisiones en el Quinteto de Stephan

Una onda de choque puede detectarse mediante observaciones en el infrarrojo. El telescopio Spitzer de la NASA encontró en 2006 una gigantesca onda de choque, provocada por la colisión de varias galaxias, en el centro del denominado Quinteto de Stehphan, un grupo de galaxias situado a 300 millones de años luz de la Tierra, en la constelación de Pegaso. Las imágenes captadas por el telescopio muestran un universo joven, donde la frecuencia de las colisiones entre galaxias eran muy frecuentes. La luz visible de la zona llega con distorsión provocada por las colisiones no sólo entre galaxias sino también entre estrellas. Los telescopios de rayos X descubrieron además en el Quinteto cantidades de hidrógeno y de helio de aproximadamente 100 000 millones de masas solares en el espacio intergaláctico. La espectrografía infrarroja reveló que una de las galaxias, NGC7318b se aproxima hacia las otras generando “delante” de ella una onda de choque mayor que la Vía Láctea. Las velocidades de acreción galáctica calculadas en este caso superan los 870 km/seg. La atracción gravitatoria del Quinteto está suministrando cantidades ingentes de energía a la nube de hidrógeno que hay entre ellas, que a su vez está irradiando en la zona infrarroja del espectro electromagnético.

La Astronomía de Infrarrojo

La longitud de onda de los rayos infrarrojos es menor que la de las ondas de radio y mayor que la de la luz visible. Se encuentra entre aproximadamente 10^-6 y 10^-3 metros.

. El infrarrojo cercano o próximo es la parte del espectro infrarrojo de menor longitud de onda, cerca de la luz visible; el infrarrojo lejano es la parte de mayor longitud de onda, casi como las ondas de radio. La astronomía infrarroja ha proporcionado información sobre la temperatura de las estrellas y la distribución de la energía térmica en las nubes de polvo galáctico e intergaláctico, además de un panorama más amplio sobre los acontecimientos de nuestro propio sistema solar. Durante muchos años, la atmósfera de la Tierra ha impedido la exploración del cielo infrarrojo, excepto en una extensión de longitud de onda limitada, o mediante breves viajes espaciales de cohetes o globos. La situación cambió en 1983 con las observaciones de un año de duración del satélite IRAS (Satélite Astronómico de Infrarrojos). Las observaciones de este satélite del espectro infrarrojo lejano han servido para crear un mapa infrarrojo de todo el cielo. Desde entonces, el desarrollo de redes de antenas de gran formato de detectores sensibles al infrarrojo cercano ha permitido tomar cientos de imágenes de las galaxias más débiles y distantes ya descubiertas, y ha llevado a nuevas teorías de la evolución galáctica, en particular mediante la detección de colisiones por las ondas de choque generadas por las mismas.

El conocimiento de la composición y movimientos de las estrellas individuales se basa en los estudios espectrales de la región óptica. Gran cantidad de detalles de la estructura galáctica se conocen a partir de las investigaciones en la región de radio del espectro electromagnético ya que el gas hidrógeno de los brazos espirales de una galaxia irradia en esta región. El polvo caliente del núcleo y de los brazos espirales de una galaxia irradia en la zona infrarroja del espectro. Sin embargo, algunas galaxias irradian más energía en la región óptica.

ORÍGENES DE LOS CÚMULOS GLOBULARES

Un cúmulo globular es un grupo esférico o casi esférico de estrellas viejas. Contienen entre 100.000 y 10 millones de estrellas y poseen diámetros de unos 100 años luz. Los dos cúmulos más brillantes, ambos observables a simple vista, se encuentran en el hemisferio austral: Omega Centauri y 47 Tucanae. El cúmulo globular más destacable del hemisferio boreal es el M13, en la constelación Hércules, que puede apreciarse a simple vista en una noche despejada. En los cúmulos globulares, la concentración de estrellas en la parte central puede ser 100.000 veces mayor que en la región del espacio ocupada por nosotros, y desde la perspectiva terrestre puede parecer que las estrellas se fusionan entre sí.

Los cúmulos globulares más cercanos se encuentran en un halo esférico en torno a nuestra galaxia, la Vía Láctea, y siguen órbitas elípticas en torno a su centro. En nuestra galaxia se conocen unos 140 cúmulos globulares conocidos, aunque muchos de ellos pueden estar ocultos a la vista por nubes de polvo y gas. También pueden verse cúmulos globulares alrededor de otras galaxias. Las galaxias en espiral poseen un número de cúmulos globulares similar al de nuestra galaxia, pero las galaxias elípticas pueden tener hasta diez veces más.

Los cúmulos globulares contienen algunas de las estrellas más antiguas de nuestra galaxia, con edades de 10.000 millones de años o más, más de dos veces la edad del Sol.

Un signo que muestra que un cúmulo globular se encuentra en una edad muy avanzada es que se encuentre libre de gas y polvo interestelar, elementos que intervienen en la creación de nuevas estrellas. Otro signo es que las estrellas que lo forman contengan cantidades muy pequeñas de elementos más pesados que el helio y el hidrógeno. El Sol, una estrella relativamente nueva, posee una proporción mayor de elementos pesados que los miembros de los cúmulos globulares.

Los cúmulos globulares específicamente de la Vía Láctea parecen haberse formado cuando la inmensa nube de polvo y gas que dio lugar a nuestra galaxia se estaba colapsando en la forma aplanada que posee en la actualidad. Cuando las estrellas se mueven en el campo gravitatorio del cúmulo pasan muy cerca unas de las otras, inevitablemente. Ese tipo de encuentros afecta a la evolución de las estrellas y a la del cúmulo como un todo. Como resultado, en los cúmulos pueden encontrarse muchos tipos de estrellas poco habituales. Entre ellas se encuentran unas estrellas de la secuencia principal cuyo desarrollo parece haberse retrasado: sus masas relativamente grandes implican que en este momento ya deberían haber evolucionado para convertirse en gigantes. Ese tipo de estrellas probablemente comenzó a existir con una masa menor y, por tanto, recibieron materia de su pareja en un sistema binario cerrado, o de una fusión con otra estrella. Otros casos en los que se produce transferencia de masa entre dos estrellas son unos púlsares que rotan en unas pocas milésimas de segundo gracias a que han sido impulsados por materia incidente, y las binarias de rayos X. Ambos tipos de objetos son comunes en los cúmulos globulares.

En alguna de las etapas tardías de la vida de un cúmulo globular, las estrellas de su interior se acercan entre sí en un fenómeno conocido como colapso nuclear. Esto puede conducir a densidades 100 veces superiores a las habituales en los centros de los cúmulos globulares normales —esto es, unas 30.000 estrellas por año luz cúbico, frente a las 3 estrellas por mil años luz cúbicos existentes en la región donde se encuentra el Sol.

Uno de los problemas en la investigación de cúmulos globulares es obtener mediciones precisas y detalladas de las abundancias químicas en cada fase de la evolución de estas macroestructuras. Estos parámetros son indicativos de la posible existencia de cambios y variaciones en la abundancia superficial de un elemento como función del estado evolutivo del cúmulo. Las proporciones de la abundancia de elementos inestables (radioactivos) permitirían estimar las edades para compararlas con las edades derivadas de las características evolutivas.

Para conseguir una precisión de un 10% en la datación de la edad absoluta es necesario conocer la distancia a que se encuentra el cúmulo con una precisión del 5 %. También se busca determinar si un cúmulo es el resultado de las condenaciones de materia que precedieron a las galaxias y cuya agregación dio lugar a las mismas o bien si se formaron con posterioridad a las galaxias.

Colisiones entre galaxias observadas en el infrarrojo

Orígenes de los cúmulos globulares

Saturno: De Galileo a la sonda Cassini

Mercurio: actualizaciones de la sonda Messenger.

SATURNO: DE GALILEO A LA SONDA CASSINI

En la antigüedad se conocían cinco planetas, de los cuales Saturno era el más distante. En el año 1610, Galileo observó dos objetos cercanos al planeta, visto por primera vez con un telescopio. En 1659 , Christian Huyghens descubrió el anillo que orbita el planeta, y en 1675, Cassini descubrió un espacio en medio del anillo. En la actualidad los anillos se llaman D, C, B (aquí la división de Cassini), A, F, G y E, en distancia creciente desde el planeta. La división Cassini, entre los anillos A y B, tiene unos 4.800 km de ancho.

Como los otros planetas gigantes de nuestro sistema, la composición de Saturno es en su mayor parte hidrógeno y helio. Su atmósfera tiene un 97% de hidrógeno, y a una presión de 1 bar, se registran en ella 134ºK de temperatura. La masa de este planeta es 95.16 veces mayor que la masa terrestre. Aunque el planeta se formó hace más de 4.000 millones de años, sigue asentándose y contrayéndose, generando un calor tres veces mayor que el que recibe del Sol.

En la década de 1980, la sonda Voyager reveló que los anillos están compuestos de hielo. Algunas de las casi 50 lunas de Saturno orbitan dentro de los anillos, cuyo material se cuenta entre partículas de algunos micrómetros hasta decenas de metros. Sus diámetros van de 3 a 5.150 km. Constan, fundamentalmente, de las sustancias heladas más ligeras que predominaron en las partes externas de la nebulosa de gas y polvo de la que se formó el Sistema Solar. La mayor de las lunas, Titán, es mayor que el planeta Mercurio.

En marzo de 2006, se descubrió un nuevo tipo de pequeños satélites, inmersos en los anillos de Saturno. Detectaron cuatro pequeñas lunas, de unos 100 m de diámetro, en unas fotografías de alta resolución tomadas por la sonda Cassini en julio de 2004. En las imágenes no observaron los satélites directamente, sino el efecto que produce su presencia en el material del anillo: huecos con forma de hélice.

INFO: EL PASADO VOLCÁNICO DE MERCURIO

Imágenes de Mercurio captadas por la sonda Messenger en octubre de 2008 sugieren que en el pasado, el planeta tuvo una intensa actividad volcánica.

Informes divulgado por la Admninistración para la Aeronáutica y el Espacio (NASA), indican que el astro más cercano al sol tiene una superficie de serpenteantes acantilados, llanuras volcánicas y cráteres generados por antiguos impactos de rocas espaciales.

Así se pudo observar en las fotografías obtenidas por la nave espacial, que también muestran una extensa y gruesa capa de lava endurecida, de más de dos kilómetros de profundidad, así como un largo relieve geológico.

El relieve es el doble de alto que los descubiertos en la superficie de Marte, indicó Maria Zuber, científica del Instituto de Tecnología de Massachussetts, que trabaja en la misión.

Señaló que el volcanismo generalizado en Mercurio pudo haber ocurrido hace unos tres mil 800 millones de años o quizás más.

La sonda Messenger fue lanzada desde Cabo Cañaveral en agosto de 2004 con el objetivo de estudiar al planeta Mercurio. Desde entonces ha tenido dos de los tres encuentros programados para cartografiar su superficie.

Está previsto que la nave entre en órbita alrededor del astro en marzo de 2011.