A Galaxia de Andrómeda (2ª parte)

Na primeira parte, explicase parte da súa orixe, e oseu descubrimento. Nesta segunda parte tratárase de explicar a súa naturalidade e de como se chegou a denominar "Galaxia", e cando e como a poder distinguir no espazo exterior.

En 1864, William Huggins, o pionero da espectroscopia, fixo notar a diferenza entre as nebulosas gaseosas, co seu espectro de liñas, e as ?nebulosas que conteñen estrelas ? que agora sabemos que son galaxias. Andrómeda presentaba liñas espectrales continuas, similares ás das estrelas.

                                                                    Willian Huggins.

En 1887, Isaac Roberts obtivo as primeiras fotografías da Nebulosa de Andrómeda, que mostraban por primeira vez os trazos básicos da súa estrutura espiral.

                                                                       Isaac Roberts.

En 1912, V. M. Slipher do Observatorio Lowell mediu a velocidade radial da Galaxia de Andrómeda, e atopou que tiña a maior velocidade xamais rexistrada, duns 300 km por segundo.

Heber Curtis descubriu en 1917 doce estrelas novas en Andrómeda. Ao constatar que estas novas eran 10 magnitudes máis débiles que as novas rexistradas na Vía Láctea, supuxo que Andrómeda estaba a 500.000 anos luz e que tanto ela como outros obxectos similares, coñecidos nese tempo como nebulosas espirales, non eran nebulosas senón galaxias independentes.

En 1920 Curtis e Harlow Shapley protagonizaron un aceso debate. Shapley defendía que Andrómeda era en realidade unha nebulosa próximas.

Con todo, en 1925 Edwin Hubble atopou estrelas cefeidas en fotografías de Andrómeda. Este achado deixou claro que tales obxectos son en realidade galaxias máis ó menos como a nosa, só que a grandes distancias, de modo que a Nebulosa de Andrómeda (denominación que aínda se atopa en textos antigos) pasou a ser coñecida definitivamente como a Galaxia de Andrómeda. En 1929, Hubble publicou o seu famoso estudo da Nebulosa de Andrómeda como un sistema estelar extragaláctico, é dicir que se atopa fóra da nosa galaxia.

En 1943 Walter Baade foi o primeiro en discernir estrelas dentro da rexión central da galaxia de Andrómeda, e tamén demostrou que había dous tipos de cefeidas, o que significou duplicar a súa distancia ata un valor xa moi próximo ao aceptado actualmente.

Observacións recentes do telescopio espacial Spitzer revelaron que Andrómeda contén un billón de estrelas, excediendo en dez veces o número de estrelas que hai na nosa galaxia, a Vía Láctea.

O Telescopio Espacial Hubble revelou que a galaxia de Andrómeda M 31 ten un núcleo dobre. Isto suxire que ou ben ten en realidade dous núcleos brillantes, probablemente por mor de haberse "comido" a unha galaxia máis pequena que algunha vez introduciuse ata o seu centro, ou que partes do seu único núcleo vense escurecidas por material escuro.

A Galaxia de Andrómeda pódese ver a primeira ollada nun ceo escuro desde lugares que se atopen lonxe das fontes de contaminación lumínica.

Unha noite similar á que se ve na figura , pero un pouco máis tarde e cando xa non haxa lúa. O máis escuro posible.

                                       Noite escura na que se distingue a Galaxia de Andrómeda.

A primeira ollada parece bastante pequena, pois o ollo soamente pode captar a parte central que é suficientemente brillante. Pero o diámetro angular completo da galaxia é en realidade de sete veces o da Lúa chea vista desde a terra.

Si estando nas condicións sinaladas disponse de binoculares ou dun telescopio de poucos aumentos, conséguese ver non soamente a súa rexión central senón o resto da galaxia.

Cun pequeno telescopio e en boas condicións de escuridade, ata é posible distinguir as súas dúas galaxias satélites máis próximas (M32 e M110).

A Galaxia de Andrómeda (1ª parte)

A famosa Galaxia de Andrómeda, coñecida como M31 ou NGC 224, é unha galaxia espiral xigante, a máis próxima a nós e visible a primeira ollada, malia que está a 2,5 millóns de anos luz da Terra. Forma parte do "Grupo Local de Galaxias", o cal contén dúas grandes galaxias espirales: Andrómeda e a Vía Láctea.

                                                               Galaxia de Andrómeda.

O resto de galaxias do grupo local, unhas 30, son máis pequenas; moitas delas son satélites dunha das maiores.


Andrómeda é a galaxia máis estudada, porque é posible observar nela, desde o exterior, todos os trazos dunha galaxia: estrutura espiral, cúmulos globulares e abertos, material interestelar, nebulosas planetarias, remanentes de supernova e o núcleo galáctico.

Estes trazos tamén se atopan na Vía Láctea, pero non é posible observalos con tanta precisión debido a que estamos inmersos nela, e a que a maior parte da nosa galaxia está oculta polo po interestelar.

                                         Andrómeda.                                           Vía Láctea.

Observouse que Andrómeda e a Vía Láctea achéganse rápidamente a unha á outra con velocidade duns 500.000 km/hora. Isto significa que se produciría unha colisión entre ambas dentro duns 3.000 millóns de anos. De producirse, tal choque non debe entenderse como o que ten lugar entre dous corpos sólidos, senón que as galaxias atravesaríanse a unha á outra. Como resultado, unha parte do material de ambas se dispersaría e o resto formaría unha galaxia elíptica xigante.

No seguinte vídeo, vése como sería esta colisión e aque daría lugar.

Andrómeda, ten unha masa calculada de aproximadamente unha vez e media a masa da Vía Láctea, e é máis do dobre de brillante que esta. É visible a primeira ollada e foi observada o astrónomo persa Abd-a o-Rahman A o-Sufi quen a describiu e debuxou no ano 964 d.C. no seu "Libro das estrelas fixas". Sábese que tamén aparecía nun mapa estelar holandés do ano 1500.

Durante moito tempo creuse que a "Gran Nebulosa de Andrómeda" estaba moito máis preto. William Herschel creu, equivocadamente por suposto, que a súa distancia non excedía en moito a distancia a Sirio (17.000 anos luz); víaa como o máis próximo ?universo-illa?, parecido á nosa Vía Láctea.

Misión espacial a un planeta descoñecido do Sistema Solar

A axencia espacial de EE UU acaba de aprobar unha misión espacial ao maior asteroide metálico do Sistema Solar. Chámase 16 Psique e é un corpo de 210 quilómetros de diámetro no Cinto de Asteroides, entre Marte e Júpiter.

A inmensa maioría dos asteroides coñecidos están feitos de roca e xeo. 16 Psique é unha rareza porque está composto de ferro e níquel. Os responsables da nova misión, bautizada Psyche, pensan que este asteroide é o núcleo dun antigo planeta do Sistema Solar que tiña o tamaño de Marte e que perdeu todas as súas capas exteriores fai miles de millóns de anos por colisións con outros corpos.

   Asteroide metálico Psique-16.

"Esta é unha oportunidade para explorar un novo tipo de mundo", dixo Lindy Elkins-Tanton, da Universidade Estatal de Arizona e líder da misión. A Terra e probablemente o resto de planetas rocosos teñen núcleos metálicos que son totalmente inaccesibles para a ciencia, o que aumenta o interese desta misión, segundo os seus responsables. "16 Psique é o único obxecto da súa clase en todo o Sistema Solar e a única forma de que os humanos visitemos un núcleo [planetario]", asegura Elkins-Tanton nunha nota difundida pola NASA. O ano pasado, un equipo liderado por científicos da Universidade de Arizona detectou na supericie de Psique unhas moléculas que poderían ser de auga, o que aumenta a rareza e o interese por este asteroide.
"Esta é unha oportunidade para explorar un novo tipo de mundo", comentan.

Psyche lanzarase no outono de 2023 e chegará ao seu destino en 2030. Ten previsto orbitar o asteroide durante 20 meses. O proxecto pertence á clase Discovery, misións de custo reducido (uns 440 millóns de dólares) pero cun alto potencial científico.

Mentres Psyche aclarará como se forman os planetas rocosos e divídense en diferentes capas, a outra misión da mesma clase que tamén acaba de ser aprobada pola NASA, Lucy, ten como obxectivo reconstruír que sucedeu no Sistema Solar no seu máis tenra infancia, uns 10 millóns de anos despois do nacemento do Sol.

Os Buracos de Gusano

Un buraco de gusano é un túnel que conecta dous puntos do espazo-tempo, ou dous Universos paralelos.

Nunca se viu un e non está demostrado que existan, aínda que matemáticamente son posibles.

                                                                       Ponte Einstein-Rosen.

Chámaselles así porque se asemellan a un gusano que atravesa unha mazá por dentro para chegar ao outro extremo, no canto de percorrela por fóra. Así, os buracos de gusano son atajos no tecido do espazo-tempo. Permiten unir dous puntos moi distantes e chegar máis rápidamente que si se atravesase o Universo á velocidade da luz.

Segundo a teoría da relatividad xeral de Einstein, os buracos de gusano poden existir. Teñen unha entrada e unha saída en puntos distintos do espazo ou do tempo. O túnel que os conecta está no hiperespacio, que é unha dimensión producida por unha distorsión do tempo e a gravidade.

Einstein e Rosen suscitaron esta teoría ao estudar o que ocorría no interior dun buraco negro. Por iso chámanse tamén Ponte de Einstein-Rosen.

                                                                      Buraco de gusano

Hai dúas clases de buracos de gusano:

- Intrauniverso: conectan dous puntos afastados do Cosmos.
- Interuniverso ou buracos de Schwarzschild: conectan dous Universos distintos.

Pódese viaxar no tempo?
Unha cousa é que existan os buracos de gusano e outra moi distinta que poidan utilizarse para viaxar no espazo e o tempo.

A novela "Contacto", de Carl Sagan propoñía unha viaxe a través dun buraco de gusano. Isto fixo que moitos o cresen posible. Pero é só ciencia ficción.

Os científicos creen que un buraco de gusano ten unha vida moi curta. Ábrese e volve pecharse rápidamente. A materia quedaría atrapada nel ou, aínda que conseguise saír polo outro extremo, non podería volver. Evidentemente, tampouco poderiamos elixir onde nos levaría.

Segundo a relatividad xeral, é posible viaxar ao futuro, pero non ao pasado. Si puidésese viaxar ao pasado, poderiamos alterar a Historia, por exemplo, facendo que nunca nacésemos. Sería algo imposible.

O planeador "marciano" que quere predicir o tempo

Fai un par de anos, a NASA deu a coñecer o Prandtl-m (Preliminary Research Aerodynamic Design to Land on Mars), un prototipo de planeador deseñado específicamente para voar na atmosfera de Marte e obter os seus datos meteorolóxicos. O modelo probado entón na Terra debía validar o funcionamento do planeador que a NASA ten previsto enviar a Marte facía o ano 2022.

O planeador Prandtl-m colocaríase en órbita marciana cun satélite CubeSat. Un satélite CubeSat ten un tamaño similar ao dunha caixa de zapatos, e pódense combinar varios para axustar a capacidade de carga do satélite segundo a misión. O CubeSat que levará o planeador Prandtl-m ata Marte sería un 3Ou, o que significa que estaría formado por tres unidades. Unha vez situado na órbita marciana o CubeSat deixará caer o planeador desde uns 140 quilómetros de altitude. Durante a caída, o Prandtl-m despregarase cando estea a uns 30.000 metros da superficie marciana, e descenderá os últimos centos de metros planeando nun percorrido duns 35 quilómetros. Podería ser a primeira aeronave en Marte.

                                                                 O planeador "marciano".

Unha das probas ás que foi sometido en terra o Prandtl-m consistía, precisamente, en facelo descender desde 30.000 metros de altitude na atmosfera terrestre utilizando un globo. Aínda que orixinalmente o planeador estaba concibido para obter información atmosférica de Marte e xerar modelos de previsión meteorolóxica para futuras misións tripuladas a aquel planeta, durante as probas na atmosfera terrestre un grupo de investigadores decatouse do potencial que tiña o planeador tamén como instrumento para mellorar os modelos meteorolóxicos empregados aquí na Terra.
Baseándose na idea e no deseño do Prandtl-m, un grupo de estudantes e de investigadores do Armstrong Flight Research Center da NASA desenvolveron un planeador autónomo similar que, calculan, aforrará ao servizo nacional de meteorología "ata 15 millóns de dólares ao ano si compárase cos métodos actualmente empregados para obter información meteorolóxica?, explica Scott Wiley, xefe do proxecto. ?E ademais proporcionando información de forma inmediata e con maior precisión. Este tipo de aeronaves poden cubrir moitas necesidades da comunidade meteorolóxica", engade.

                                                                 Global-Hawk da NASA.

Tamén a Administración Nacional Oceánica e Atmosférica (NOAA) de EE UU poderá beneficiarse do uso destes planeadores. Actualmente a NOAA dispón de avión "cazafuracáns" que son capaces de voar dentro de grandes tormentas. A axencia desprega estas aeronaves para obter datos e medidas meteorolóxicas, e para seguir a evolución das tormentas. Os avións que emprega a NOAA están operados por un escuadrón de recoñecemento do exército do aire cuxas primeiras misións remóntanse a mediados dos anos de 1940, antes de que existisen os satélites meteorolóxicos.

Aínda que os satélites meteorolóxicos modernos son capaces de obter cuantiosos datos de todo tipo (son capaces ata de detectar os furacáns antes de que cheguen a formarse) aínda é necesario penetrarse nas tormentas para tomar medidas precisas das velocidades dos ventos e da presión atmosférica que se produce no interior dos furacáns, por exemplo. Por iso aínda hoxe a NOAA usa este tipo de aeronaves a pesar do custo e do risco que supoñen para os pilotos e para a tripulación.

A NASA tamén utiliza con frecuencia aeronaves destinadas á investigación meteorolóxica, principalmente un veterano DC-8 e un ER-2 para voos de gran altitude. Emprégaos para recompilar datos con fins tales como validar modelos meteorolóxicos computarizados que se usan posteriormente nas previsións. Nos últimos anos, a NASA incorporou á súa flota un versión civil de dron Global Hawk, reconvertido en instrumento para realizar misións científicas de longa duración e de vixilancia cando se forman tormentas severas.

                                                                      DC-8 da NASA.

O equipo de Wiley aínda está traballando no desenvolvemento e configuración final do planeador que, aquí na Terra e a diferenza do que sucedería en Marte, pode beneficiarse da existencia de GPS e da posibilidade de teledirigir a aeronave. Na súa configuración final o planeador, construído con fibra de carbono, terá ao redor dun metro de envergadura. De momento descoñécese cando entrará en servizo. Primeiro os investigadores deben completar diversas probas de voo do planeador, agora coa premisa de que planee na atmosfera terrestre. Quen sabe que outras aplicacións poden atoparse mentres tanto para este pequeno planeador.

Teoria da Panspermia

Esta teoría plantéxanos unha pregunta. Puido xerarse a vida no espazo exterior? A teoría da panspermia suscita a orixe cósmica da vida.
É posible que a vida orixinásese nalgún lugar do universo e chegase á Terra en restos de cometas e meteoritos. Recupera unha vella idea de Anaxágoras, enunciada na antiga Grecia do s. VIN a.C.

                                                                     Orixe cósmico.

O máximo defensor da panspermia, o sueco Svante Arrhenius, cre que unha especie de esporas ou bacterias viaxan polo espazo e poden "sementar" vida si atopan as condicións adecuadas. Viaxan en fragmentos rocosos e no po estelar, impulsadas pola radiación das estrelas.

Fai 4.500 millóns de anos, a Terra primitiva era bombardeada por restos planetarios do novo Sistema Solar, meteoritos, cometas e asteroides. A choiva cósmica durou millóns de anos. Cométalos, meteoritos e o po estelar conteñen materia orgánica. As moléculas orgánicas son comúns nas zonas do Sistema Solar exterior, que é de onde proveñen cométalos. Tamén nas zonas interestelares. Formáronse ao mesmo tempo que o Sistema Solar, e aínda hoxe viaxan polo espazo.

Pero, resistirían unhas bacterias as condicións extremas dunha viaxe interplanetario? Condicións extremas de temperatura, radiación cósmica, aceleración, e sobrevivir o tempo suficiente para chegar a outro planeta. Por non falar da entrada na atmosfera. Os expertos creen que si.

                                                             Asteroides, sementes de vida?
                                            
A vida bacteriana é a máis resistente que se coñece. Hanse reanimado bacterias que estiveron baixo o xeo ártico durante decenas de miles de anos. Por outra banda, algunhas bacterias levadas á Lúa en 1967 pola Surveyor 3 se reanimaron ao traelas de volta tres anos máis tarde. E si un meteorito fóra o suficientemente grande, a elevada temperatura que alcanza ao entrar na atmosfera non afectaría ao seu núcleo.

A teoría da panspermia cobrou forza fai uns anos cando, ao analizar o meteorito marciano ALH 84001, apareceron bacterias fosilizadas de fai millóns de anos. Aínda que non podemos saber con certeza si xa estaban alí cando impactou contra a Terra. Tamén no meteorito Murchison acháronse mostras das moléculas precursoras do ADN.

                   Materia orgánica en cometas.

A panspermia ten dúas versións. Para a panspermia dirixida, a vida propágase polo universo mediante bacterias moi resistentes que viaxan a bordo de cometas. A panspermia molecular cre que o que viaxa polo espazo non son bacterias senón moléculas orgánicas complexas. Ao aterrar na Terra combináronse co caldo primordial de aminoácidos e iniciaron as reaccións químicas que deron lugar á vida. A hipótese da panspermia é posible, aínda que non necesaria para explicar a orixe da vida sobre a Terra.

Si a panspermia é correcta, nestes momentos as sementes da vida continuarían viaxando polo espazo e a vida podería estar sementándose nalgún outro lugar do Cosmos.

O Cometa Halley

O cometa Halley, oficialmente denominado 1P/Halley, é un cometa grande e brillante que orbita ao redor do Sol cada 76 anos en promedio, aínda que o seu período orbital pode oscilar entre 74 e 79 anos.2 É un dos mellor coñecidos e máis brillantes cometas de "periodo curto" da Nube de Oort. Halley é o único de período curto que é visible a primeira ollada desde a Terra, e tamén o único cometa a primeira ollada que quizais aparece dúas veces nunha vida humana (de feito, o nacemento e a morte do escritor norteamericano Mark Twain ocorreron moi próximos a aparicións consecutivas de Halley, en 1835 e 1910), polo que do mesmo existen moitas referencias das súas aparicións, sendo o mellor documentado.

                                                                     O cometa Halley.

O regreso do Halley ao interior do Sistema Solar foi observado e rexistrado por astrónomos desde polo menos o ano 240 a. C. Claros documentos das aparicións do cometa foron feitos polos cronistas chineses, babilónicos e os europeos medievais en 1066, pero non foron recoñecidas como reapariciones do mesmo obxecto entón. O período orbital do cometa foi determinado por primeira vez en 1705 polo astrónomo inglés Edmond Halley, agora nome designado para o astro. Observóuselle por última vez no ano 1986 nas proximidades da órbita da Terra, e a súa próxima aparición ocorrerá a mediados de 2061.

Durante a súa aparición en 1986, Halley converteuse no primeiro cometa en ser observado con detalle por naves espaciais, proporcionando a primeira información de observación sobre a estrutura dun núcleo cometario e do mecanismo de formación do coma e a cola. Esas observacións apoiaron un número de hipóteses antigas sobre a construción do cometa, particularmente o modelo de «bóla de neve sucia» de Fred Lawrence Whipple, que correctamente predice que Halley estaría composto dunha mestura de xeos volátiles (como auga, dióxido de carbono e amoníaco) e po. As misións tamén proporcionaron informacións que esencialmente reformaron e reconfiguraron esas ideas. Por exemplo, agora enténdese que a superficie de Halley está en gran parte composta por po, materiais non volátiles, e que só unha pequena parte dela está cuberta de xeo.

Estudo do cometa

O cometa Halley foi o primeiro en ser recoñecido como periódico, a súa órbita foi calculada por primeira vez polo astrónomo Edmund Halley en 1705. Observóuselle con anterioridad en Europa no ano 1456 polo astrónomo alemán Johann Müller Regiomontano. As observacións de datos mostran que foi observado por primeira vez no ano 239 a. C.

Nas súas observacións, Edmund Halley comprobou que as características do cometa coincidían coas descritas en 1682, e tamén coas do de 1531 (descritas por Petrus Apianus) e 1607 (observadas por Johannes Kepler en Praga). Halley concluíu que correspondían ao mesmo obxecto celeste, que retornaba cada 76 anos. Con iso, realizou unha estimación da órbita, e predijo a súa reaparición para o ano 1757. Esta predicción non foi do todo correcta, pois o retorno non foi visto ata o 25 de decembro de 1758, realizado polo astrónomo afeccionado alemán Johann Georg Palitzsch. Neste caso, a atracción de Júpiter e Saturno foi a responsable do retardo. Halley non puido contemplar o retorno do seu cometa, tras falecer en 1742, dezaseis anos antes.

En 1986 varias sondas espaciais atopáronse co cometa, entre elas as Veiga 1 e 2, a Giotto, a Suisei (ou PLANET-A), a Sakigake e a ISEE-3/ICE, a chamada Halley Armada, grazas a elas hoxe disponse de gran información e fotos do cometa.

Orixe

Suponse que os cometas teñen dúas orixes diferenciadas no noso Sistema Solar, o Cinto de Kuiper, un disco plano xeado de escombros estelares, situado a uns 50 unidades astronómicas (UA), e a Nube de Oort, unha esfera de corpos cometarios, cuxo bordo interno está situado a unhas 50.000 UA. Cométalos de ciclo curto, cunha órbita que toma un tempo inferior a 200 anos, proceden, polo xeral, do cinto de Kuiper; mentres que os de ciclo longo, como o Ale-Bopp, cuxa órbita toma un tempo de miles de anos, parece que proceden da nube de Oort. O cometa Halley é inusual, posto que é de ciclo curto, aínda que a súa orixe sitúase na nube de Oort, e non no cinto de Kuiper. A súa órbita indica que originalmente foi de ciclo longo, pero que foi capturado pola atracción gravitatoria dos xigantes gaseosos, de forma que quedou atrapado no interior do Sistema Solar ao acurtarse a súa órbita.

Órbita

A órbita do cometa Halley é moi elíptica, cun foco no Sol, a súa distancia máis curta ao Sol, o perihelio é de 0.6 UA, entre as órbitas de Mercurio e Venus, mentres que a súa afelio, a maior distancia ao Sol, é de 35.3 UA, case a distancia da órbita de Plutón. Como curiosidade, entre os obxectos do Sistema Solar, a súa órbita é retrógrada, pois orbita en dirección contraria aos planetas, cunha inclinación de 18º respecto de a eclíptica.

                                      Órbita do cometa Halley, xerada co programa Celestia.

Estrutura e composicición

A Misión Giotto proporcionou aos astrónomos a primeira visión da estrutura e superficie do cometa Halley. O coma do mesmo esténdese a través de millóns de quilómetros no espazo, aínda que o seu núcleo é relativamente pequeno, estando nuns 15 km de longo, 8 km de ancho e 8 km de alto, cunha forma de cacahuete. A masa do cometa é bastante baixa, duns 2,2×1014 kg, cunha densidad duns 0,6 g/cm³. O seu albedo é de aproximadamente un 4 %, o que indica que só un 4 % da luz recibida é reflectida, máis ou menos, é o mesmo comportamento que o carbón. Aínda que parece moi brillante, e branco, ao ser observado desde a Terra, o cometa Halley é, con todo, un corpo negro.

Ao entrar no interior do Sistema Solar, e aproximarse ao perihelio, o Sol quenta a súa superficie, causando a sublimación da súa materia, e pasando directamente do estado sólido ao gaseoso, emitindo unha gran cantidade de gas volátil desde a súa escura superficie. O núcleo realiza unha rotación cada 52 horas, e na súa cara diurna é moito máis activo que na escura. O gas emitido está composto de 80 % de vapor de auga, 17 % de monóxido de carbono, de 3 a 4 % de dióxido de carbono, e o resto son trazas de hidrocarbonos.

O núcleo está recubierto dunha capa de po que retén a calor. Dentro desta capa de po, existen ocos, algúns con xeo, e outros baleiros, existindo tamén varios cráteres, algún de 1 km de diámetro. Ao achegarse ao Sol, as temperaturas poden achegarse aos 77 °C, e entón, emítense toneladas de gas por segundo.

As Perseidas

A choiva das Perseidas, tamén coñecida como as "Lagrimas de San Lorenzo" pola proximidade do seu máximo de actividade coa festividad de San Lorenzo, é a choiva de estrelas que todos os veráns invítanos a mirar ao ceo. Cáusana os restos do cometa Swift-Tuttle, cuxa órbita atravesa a Terra todos os anos a mediados do mes de Agosto.

                                                                  Zona do radiante.

Presenta unha actividade de preto de 100 estrelas fugaces por hora, nas mellores condicións de visibilidad e cando ocorre o máximo. Poden observarse fugaces desta choiva desde finais de xullo ata mediados de agosto.

Que é unha choiva de estrelas?

Nunha noite calquera se poden ver varias estrelas fugaces: unha, dous ou tres á hora. Con todo, hai determinadas datas do ano nas cales aumenta considerablemente o seu número, chegándose a observar centos e ata miles... ¡nunha soa noite! Isto é o que coñecemos como "choiva de estrelas" ou de meteoros.

Os astrónomos saben cando se van a producir estes fenómenos, xa que todos os anos a Terra na súa camiñar ao redor do Sol atravesa a traxectoria de certos cometas. Estes son corpos que ao achegarse ao Sol desprenden pequenas partículas, a maioría do tamaño de grans de area, que quedan flotando no espazo. Estes minúsculos desechos ao entrar en contacto coa nosa atmosfera transfórmanse en pequenas bólas de lume, as cales se desintegran a uns 100 km. por encima das nosas cabezas. Son os trazos luminosos que observamos no ceo, resultantes da desintegración, ao que chamamos "estrelas fugaces".

As "choivas de estrelas" reciben o seu nome da zona do ceo da cal parecen provir. Prodúcense varias ao longo do ano, por exemplo as Leónidas da constelación de Leo en novembro, as Perseidas da constelación de Perseo en agosto, entre outras. zona do radiante

                As diferentes constelacións

Para ver o maior número de estrelas fugaces é necesario atopar un lugar escuro lonxe da luz que desprenden as cidades. Outro dos factores que máis afecta á observación é a Lúa, xa que o seu brillo evita que observemos os meteoros máis débiles.

Aínda que en principio non hai unha dirección privilexiada cara a onde dirixir a nosa observación, sempre se recomenda mirar cara ao Norte ou o Leste, dirección na que atopamos a constelación de Perseo no verán.

                                        Chovia de estrelas que proveñen dunha constelación.

O mellor modo de contemplalas é a primeira ollada debido á rapidez coa que atravesan o ceo, (en promedio uns 59 km/s), sendo mellor deixar o uso de prismáticos ou telescopios para outra ocasión, posto que abarcan campos de observación máis pequenos que os nosos ollos.

O Cuásar, o obxecto máis letal e imparable do Universo

Os Cuásares son obxectos afastados que emiten grandes cantidades de enerxía, con radiacións similares ás das estrelas. Os cuásares son centenares de miles de millóns de veces máis brillantes que as estrelas. Posiblemente, son buracos negros que emiten intensa radiación cando capturan estrelas ou gas interestelar.

No seguinte vídeo, encóntranse algún datos relevantes sobre o tema, e resume brevemente parte do anteriormente contado.

A luz que percibimos ocupa un rango moi estreito no espectro electromagnético e non todos os corpos cósmicos emiten a maior parte da súa radiación en forma de luz visible. Co estudo das ondas de radio, os radioastrónomos empezaron a localizar fontes moi potentes de radio que non sempre correspondían a obxectos visibles.

A palabra Cuásar é un acrónimo de quasi stellar radio source (fontes de radio case estelares).

Identificáronse na década de 1950. Máis tarde viuse que mostraban un desprazamento a lume máis grande que calquera outro obxecto coñecido. A causa era o efecto Dopler, que move o espectro cara ao vermello cando os obxectos se afastan.

O primeiro Cuásar estudado, 3C 273 está a 1.500 millóns de anos luz da Terra. A partir de 1980 identificáronse miles de cuásares. Algúns se afastan de nós a velocidades do 90% da da luz.

No seguinte vídeo relátanse curiosidades moi interesante e algunas das características respecto o tema tratado. Espero que vos guste!

Os Buracos Negros

Para entender o que é un buraco negro empecemos por unha estrela como o Sol, que ten un diámetro de 1.390.000 quilómetros e unha masa 330.000 veces superior á da Terra.

Tendo en conta esa masa e a distancia da superficie ao centro demóstrase que calquera obxecto colocado sobre a superficie do Sol estaría sometido a unha atracción gravitatoria unhas 28 veces superior á gravidade terrestre na superficie do planeta.

            

                                                                   Buraco negro.

Unha estrela corrente conserva o seu tamaño normal grazas ao equilibrio entre unha altísima temperatura central, que tende a expandir a sustancia estelar, e a xigantesca atracción gravitatoria, que tende a contraela e estrujarla.

Si nun momento dado a temperatura interna descende, a gravitación farase dona da situación. A estrela comeza a contraerse e ao longo dese proceso a estrutura atómica do interior se desintegra. En lugar de átomos haberá agora electróns, protones e neutrones soltos. A estrela segue contraéndose ata o momento en que a repulsión mutua dos electróns contrarresta calquera contracción ulterior.

No seguinte vídeo tratáse o proceso de formación e desenvolvemento dun buraco negro de galaxias concretas.



A estrela é agora unha «enana branca». Si unha estrela como o Sol sufrise leste colapso que conduce ao estado de enana branca, toda a súa masa quedaría reducida a unha esfera duns 16.000 quilómetros de diámetro, e a súa gravidade superficial (coa mesma masa pero a unha distancia moito menor do centro) sería 210.000 veces superior á da Terra.


En determinadas condicións a atracción gravitatoria faise demasiado forte para ser contrarrestada pola repulsión electrónica. A estrela contráese de novo, obrigando aos electróns e protones a combinarse para formar neutrones e forzando tamén a estes últimos a apelotonarse en estreito contacto. A estrutura neutrónica contrarresta entón calquera ulterior contracción e o que temos é unha «estrela de neutrones», que podería albergar toda a masa do noso sol nunha esfera de só 16 quilómetros de diámetro. A gravidade superficial sería 210.000.000.000 veces superior á que temos na Terra.

En certas condicións, a gravitación pode superar incluso a resistencia da estrutura neutrónica. Nese caso xa non hai nada que poida opoñerse ao colapso. A estrela pode contraerse ata un volume cero e a gravidade superficial aumentar cara ao infinito.

                     A luz pérdese nun buraco negro.

Segundo a teoría da relatividad, a luz emitida por unha estrela perde algo da súa enerxía ao avanzar contra o campo gravitatorio da estrela. Canto máis intenso é o campo, tanto maior é a perda de enerxía, o cal foi comprobado experimentalmente no espazo e no laboratorio.

A luz emitida por unha estrela ordinaria como o Sol perde moi pouca enerxía. A emitida por unha enana branca, algo máis; e a emitida por unha estrela de neutrones aínda máis. Ao longo do proceso de colapso da estrela de neutrones chega un momento en que a luz que emana da superficie perde toda a súa enerxía e non pode escapar.
                                                        

                                                           Buraco negro devorando estrelas.

Un obxecto sometido a unha compresión maior que a das estrelas de neutrones tería un campo gravitatorio tan intenso, que calquera cousa que se aproximase a el quedaría atrapada e non podería volver saír. É coma se o obxecto atrapado caese nun buraco infinitamente fondo e non cesase nunca de caer. E como nin sequera a luz pode escapar, o obxecto comprimido será negro. Literalmente, un «buraco negro».