Trabajo colaborativo lv
Nuestro
universo
mientras que en términos más
técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que
mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de
fuerzas.
El otro tipo de agrupación de
estrellas ya se puede apreciar en los famosos cúmulos estelares o de estrellas,
que se clasifican en dos tipos: Abiertos y cerrados o Globulares, como se los
denomina más frecuentemente por su forma casi perfectamente redonda o
"globular", valga redundar.
Los cúmulos de
estrellas se clasifican en dos grupos: cúmulos abiertos, que no poseen forma
definida, y cúmulos globulares, que son esféricos o casi esféricos. Los
abiertos están formados por unos cientos estrellas jóvenes, mientras que los
cúmulos globulares contienen más de mil veces esa cantidad, y generalmente son
estrellas muy viejas.
Los cúmulos globulares
forman un halo alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea, mientras que los
abiertos se sitúan en los brazos de la espiral.
Los cúmulos abiertos
son mucho más numerosos que los globulares: se conocen unos 1.000 en nuestra
galaxia mientras que sólo hay 140 globulares.
.
3) Las estrellas pueden estar
ligadas gravitacionalmente unas
con otras formando sistemas estelares binarios,
ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del
disco de la Vía Láctea pertenecen
a sistemas binarios.Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes
concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o
incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse
a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de
brotes de formación estelar. No todas las estrellas mantienen lazos
gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias,
separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas
estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la
superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos
y gas interestelar.
4)1-Las
primeras y más conocidas son las denominadas Constelaciones, que son grupos de
estrellas que nosotros los humanos las hemos "unido" en cierta manera
para formar figuras de animales, personas u objetos, tales como el dios
Hércules, la constelación Grus, es decir la Grulla, o el objeto Libra, la
balanza.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo
astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto
significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por
estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
6) Tipo Espectral: O
Temperatura: (grados Kelvin) 20000 a 35000
Características: Estrellas azules. Pocas líneas
espectrales y débiles. Muestran múltiples átomos ionizados, especialmente He
III, C III, N III, O III, Si V.
tipo: B
temperatura: 15000
Caracteristicas: Estrellas blanco azuladas. La línea de He
II no es visible. Son observables líneas de O II, Si II y Mg II. Aparece la
línea del He I. Sigue habiendo pocas líneas.
Tipo: A
Temperatura: 9000
Caracteristicas: Estrellas blancas. La línea del H I (líneas
de Balmer) domina el espectro. La He I no es visible. Comienzan a aparecer la
líneas de los metales neutros.
Tipo: F
Temperatura: 7000
Caracteristicas: Estrellas blanco amarillentas. Notable
aumento de la cantidad de líneas de H I, pero disminuyen en intensidad. Las
líneas de metales ionizados aumentan.
Tipo: G
Temperatura: 5500
Caracteristicas: Estrellas amarillas. La intensidad de las
líneas de los metales neutros aumentan, mientras que disminuyen las del H I.
Tipo: K
Temperatura: 4000
Caracteristicas: Estrellas amarillo anaranjadas. El espectro
está dominado por las líneas de los metales. Bandas moleculares OTi.
Tipo: M
Temperatura: 3000
Caracteristicas: Estrellas rojas. Las bandas de OTi son muy
prominentes. Son visibles varias líneas de metales neutros. Para espectros mas
allá del M4 las líneas de absorción del OTi son muy severas, y se dificulta
observar el espectro continuo.
Tipo: L
Temperatura: 1200 a 2000
Características: Contiene las enanas rojas más frías y las
enanas marrones más calientes, que se mantienen debido a la fusión del deuterio
y contracción gravitatoria. Presentan VO (oxido de vanadio) en absorción como
las M mas frías, alcanzando un máximo en L0. El TiO decrece en abundancia hasta
casi desaparecer en L7. Las enanas marrones presentan lineas de absorción de
litio. Las líneas de metales alcalinos, especialmente Potasio, se hacen muy
fuertes a medida que baja la temperatura. Magnitudes absolutas entre 18 y 24.
Tipo: T
Temperatura: 750 a 1200
Características: Sólo visibles en el infrarrojo. El
espectro es rico en metano (como los planetas gigantes) y moléculas de agua e
hidruro de hierro (FeH)
Tipo: C
Temperatura: 5500 a 3000
Caracteristicas: Estrellas de carbono (muy rojas ya que los compuestos
de este elemento absorben las longitudes de onda azules). Son gigantes donde el
TiO se ve reemplazado por compuestos como C2, CH y CN. Se subdividen además de
por la temperatura (que va paralelamente a la secuencia normal desde G4 hasta
M8), por la fuerza de las bandas de carbono. Ej: C7,4. Ej: R Leporis (variable)
Tipo: S
Temperatura: 3000
Caracteristicas: Estrellas gigantes rojas (van paralelas a
las clase M) que también presentan más carbono que las gigantes normales y
donde el TiO se ve reemplazado por el ZrO (óxido de zirconio) y también presentan
itrio y bario. Ej: chi Cygni (variable) Existen clases intermedias como MS y SC
de acuerdo a la abundancia de los elementos descriptos.
7) Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro
luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es
el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor
temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es
considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente.
La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina
el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras
que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como
Betelgeuse o Antares.
Clasificación
|
Color
|
Temperatura
(°C)
|
Ejemplo
|
W-O
|
Blanco
verdoso
|
100000
|
|
B
|
Azulado
|
25
000
|
|
A
|
Blanco
|
11
500
|
|
F
|
Blanco
amarillento
|
7500
|
|
G
|
Amarillo
|
6000
|
|
K
|
Anaranjado
amarillento
|
4700
|
|
M
|
Anaranjado
|
3000
|
|
R
|
Anaranjado
rojizo
|
2600
|
|
N
|
Rojo
anaranjadas
|
2000
|
|
S
|
Rojo
|
1400
|
|
8) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación
existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.
Fue realizado en 1905 por el
astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de
manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El
diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de
su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad
en función del tipo espectral. Ambos
diagramas son equivalentes.
9) las estrellas no son todas iguales y podemos
caracterizarlas básicamente por cuatro propiedades: Masa, Luminosidad,
Temperatura y Composición química.
masa es todo lo que está compuesto por partículas
atómicas y al ser acelerado genera una fuerza. En el sistema métrico, la unidad
de la masa es el kilogramo, Kg.
Todas las partículas con masa tienen la propiedad de atraerse unas con
otras debido a la fuerza de gravedad. Esta fuerza actúa de manera que cuanto
más masa tengan las partículas mayor será la fuerza de gravedad entre ellas.
Además, cuanto más cercanas estén las partículas, también mayor será la fuerza.
En el sistema métrico, la unidad de la fuerza es el Newton, N.
Peso es, precisamente la muestra de que la fuerza
de gravedad está actuando entre las partículas que tienen masa.Al hablar de las
estrellas, diremos que tienen una masa dada por el número de átomos en ellas.
Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,
000, 000, 000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen
estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.
Lo interesante aquí, es que la gran mayoría de las estrellas tienen
masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su
masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces.
Las estrellas con masa mucho más grande que el Sol viven poco tiempo
(unos 1.1 millones de años), cuanto más masiva sea una estrella más pronto
morirá. Una estrella con 100 veces la masa del sol habría nacido y muerto unas
4000 veces en lo que el Sol ha tenido de vida (4,500,000,000 años).las
estrellas con menor masa que el Sol viven mucho tiempo (10 mil millones de
años). Cuanto menos masa tenga una estrella más tiempo vivirá. Teóricamente, no
pueden existir estrellas con masas superiores a unas 150 masas solares. En
estrellas de este tipo los vientos estelares y la presión de radiación son tan
grandes, que las capas más externas son arrancados violenta y constantemente.
10)Estructura
Una
estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.
En
el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia.
El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la
transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante
y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las
estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y
Corona Solar
La
atmósfera estelar es la zona mas fría de las estrellas y en ellas se producen
los fenomenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una ecepción a
lo dicho ya que la tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados
por lo menos. La temperatura es engañosa, en realidad esta capa es muy poco
densa y está formada por Partículas Ionizadas altamente aceleradas por el Campo
Magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas
partículas altas temperaturas.
11) Las
condiciones que permiten la formación de elementos pesados en los interiores
estelares pueden relacionarse con la lucha que mantienen la gravedad y la
presión de energía generada en las reacciones nucleares por hacer,
respectivamente, que la estrella colapse o se hinche.
Cuando
el Universo atravesaba sus primeros
instantes de vida, la materia estaba formada esencialmente
por un 75% (en peso) de hidrógeno y un 25% de helio (esto significa que habían
unos 12 protones por cada núcleo de helio). Esta materia estaba uniformemente
distribuida por todo el cosmos, pero no lo suficientemente uniforme para que se
formaran algunos cúmulos de materia que terminarían colapsando para formar las
galaxias. Dentro de cada cúmulo de gas que terminaría formando las galaxias se
producían concentraciones en un segundo nivel que terminarían por colapsar en objetos
estelares.
La
temperatura en el interior de la protoestrella no es uniforme. La región
central (conocida como núcleo) es la más caliente y la temperatura decrece a
medida que nos acercamos a la superficie de la protoestrella. En un determinado
momento, la temperatura del centro de la estrella fue suficientemente elevada
para que se formara un estado de la materia conocida como plasma. En un plasma,
los electrones están separados de los núcleos atómicos, por lo que en lugar de
átomos individuales, se tiene más bien un "mar" de núcleos y
electrones. Esto permite a los núcleos de los átomos interactuar entre sí, lo
cual no ocurriría si estos estuvieran rodeados de la nube de electrones que
caracteriza a los átomos de la materia en sus estados más habituales a nuestro
alrededor.
12) El
período de vida de una estrella varía dependiendo de su tamaño. Una estrella
como nuestro sol puede vivir 10.000 millones de años, mientras que una estrella
que tenga 20 veces más masa que nuestro sol (por ejemplo Betelgeuse),
vivirá solamente 10 millones de años, es decir una milésima parte que el sol.
Si
la estrella es varias veces más pequeña que el sol, terminará finalmente por
convertirse en una enana
blanca. Si es varias veces más grande, implosionará en primera
instancia y finalmente explotará formando una supernova.
13) En astronomía, se denomina evolución
estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su
existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de
fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre
el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las
estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero
dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de
millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces
se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la
búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como
alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por
esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta
su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares
y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al
variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar
puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de
una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al
colapso gravitatorio, y la nuclear, que
tiende a oponerse a esa contracción a través de lapresión térmica resultante de las
reacciones nucleares.
La presecuencia principal (PSP): De la nube molecular
al inicio del quemado de hidrógeno
Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio y condensación
de inmensas nubes moleculares de
gran densidad, tamaño y masa total. La metalicidad de la nube de gas será la
que posean las estrellas que se formen a partir de ella. Normalmente, una misma
nube produce varias estrellas formando cúmulos abiertos con decenas y hasta
centenares de ellas. Estos fragmentos de gas se convertirán en discos de acreción o de
acrecimiento de los cuales surgirán planetas si la metalicidad es lo
suficientemente elevada
La secuencia principal (SP): La fase más larga de la
vida de las estrellasç
Esquema de estrellas en su secuencia principal: Las zonas
con convección aparecen representadas por bucles mientras que las zonas de
radiación se representan por flechas quebradas. En la gráfica se representa una
enana roja, una naranja de tamaño medio y una gigante azul.
Se llama secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Aquí la estructura de la
estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio, y una envoltura
que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las
estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal
del diagrama de Hertzsprung-Russell.
La evolución posterior a la secuencia principal: La
vejez de las estrellas
Cuando el hidrógeno desaparece en el
centro de la estrella, la estrella comienza su vejez. A partir de este momento,
su evolución será muy distinta en función de su masa.
14) Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso
gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el
combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic.
Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas
tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener
tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy
calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de
degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli.
Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo
espacio y estado cuántico simultáneamente.
15) Un agujero negro1 u hoyo
negro2 es
una región finita del espacio en
cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para
generar un campo gravitatorio tal
que ninguna partícula material, ni
siquiera la luz, puede escapar de
ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación,
lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 1970. La
radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede sin embargo del
propio agujero negro sino de su disco de acreción.3
16)
CLASIFICACION DE LAS ESTRELLAS VARIABLE:
1.- VARIABLES ERUPTIVAS: su variación
suele ser irregular y se debe a fenómenos tipo “flare” de la cromosfera o
corona de la estrella, acompañados de pérdida de masa y/o por la interacción de
los fenómenos anteriores con el medio interestelar vecino. Existen 19 subtipos,
entre los que destacamos los que tienen por variable prototipo a FU Orionis, R
Coronae Borealis y S Doradus.
2.- VARIABLES PULSANTES: fluctúan de
forma periódica o semiregular y presentan contracción y expansión de su
superficie que puede ser radial o no. También pueden presentar cambios más o
menos regulares en su forma, no siempre esférica.
Existen 33 subtipos descritos, según sus
características, pérdida o no de masa y regularidad de las pulsaciones.
Destacamos los tipos representados por Delta Cephei (cefeidas), RR Lyrae, Mira
Ceti, RV Tauri y las semiregulares (SR).
3.- VARIABLES POR ROTACIÓN: Son estrellas
de brillo no uniforme (por presencia de importantes “manchas” o fenómenos
similares relacionados con irregularidades de sus campos magnéticos) o
variables de forma elipsoidal cuya variación se debe a su rotación axial y el
efecto de esta desde el ángulo de visión del observador. Se conocen 7 subtipos,
por ejemplo los representados por BY Draconis y FK Comae Berenices.
4.- VARIABLES CATACLISMICAS: Se
caracterizan por explosiones que pueden ser causadas por fenómenos
termonucleares en su superficie (estrellas Novas) o de su interior
(Supernovas). También pueden ocasionarse por la caída de material rico en
hidrógeno de un disco acreción sobre la superficie de una enana blanca. En
muchos de los casos se trata de estrellas dobles muy cerradas cuyo carácter explosivo
afecta a la evolución de ambos componentes del sistema. Se han descrito 14
subtipos. Además de las novas y supernovas (de diferentes clases), existen los
subtipos representados por SS Cygni, SU Ursae Majoris y Z Camelopardalis.
5.- VARIABLES ECLIPSANTES: Tal como su
nombre indica su variación de luz se debe a los eclipses entre las estrellas de
un sistema binario. En su clasificación pueden utilizarse 3 criterios
simultáneamente: A) Según la forma de su curva de luz, con 4 subtipos
(por ejemplo, las Algolidas como Beta Persei y las de tipo Beta Lyrae) B)
Según las características físicas de sus componentes, con 5 subtipos (según
la tipología de sus componentes, enanas, gigantes, de la secuencia principal,
según su tipo espectral, etc). C) Según el nivel de saturación de sus
lóbulos de Roche, y, por ello, si ambas estrellas están o no en contacto
entre sí (9 subtipos).
6.- FUENTES DE RAYOS X OPTICAMENTE VARIABLES:
Son fuentes de rayos X, que presentan además variación de magnitud visual, en
sistemas binarios en los que está presente una estrella de neutrones, enana
blanca o posiblemente un agujero negro. Se entiende que esa emisión se debe a
la caída de material desde el otro componente del sistema doble. Existen 10
subtipos, por ejemplo los representados por V1343 Aquilae, HZ Herculi y AM
Herculi.
7.- OTRAS VARIABLES: Cajón de sastre
donde se clasifican otras variables poco conocidas, dudosamente clasificadas o
de características absolutamente distintas por su naturaleza extragaláctica,
como el caso de los quasars variables (BL Lacertae, 3C 279 Vir, etc).
Para complicar esta clasificación existen
muchas estrellas variables que fluctúan por varios motivos simultáneamente, por
lo que el análisis de su curva de luz es especialmente complejo e interesante.
17) Medio interestelar
En astronomía, el medio interestelar,
o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un
papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar
y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio
interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a
través de los vientos estelares y las
explosiones de supernova. Esta
interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que
una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar
activa.
El medio interestelar está
formado por un plasma extremadamente
diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un
exiguo 1.5·10-26 g cm-3 en
las zonas más calientes hasta un 2·10-18 g cm-3 en
las más densas. Su densidad media es de 2.7·10-24 g cm-3, lo
que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente.
Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla
heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La
materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas
de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es
de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más
pesados, comúnmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción
significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las
regiones más densas y frías del medio interestelar.
La presencia del
oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que
nuestro Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo
dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en
el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que
se denomina extinción estelar. Este
decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la
luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda.
El nombre se debe a que sus descubridores, en
el siglo XVIII,2
observaron que su aparencia era similar a los planetas gigantes vistos a través de los telescopios ópticos de la época, aunque
realmente no tienen ninguna relación con los planetas.3 Se
trata de un fenómeno relativamente breve en términos astronómicos, que dura del
orden de las decenas de miles de años (el tiempo de vida de una estrella común
ronda los diez mil millones de años).4
19) La Galaxia
de la Vía Láctea o simplemente Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se
encuentra el Sistema Solar y,
por ende, la Tierra.
Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con
un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos 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.
Partes
La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas:
·
halo
·
halo exterior
·
halo interior
·
disco
·
disco delgado
·
disco grueso
·
disco extremo
·
bulbo
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.
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.
20) hay tres propiedades
que son utilizadas para separar a los diferentes tipos de galaxias. A saber:
Color
Cuando nos referimos al color de las galaxias,
por lo general estamos hablando de la población estelar. Las primeras galaxias,
como por ejemplo las elípticas, no contenían ningún tipo de gas o polvo, lo que
da como resultado que no se formen estrellas, lo cual provoca que la galaxia se
vea dominada por un color rojizo, propio de este tipo de galaxias.
Por otro lado, los cúmulos de tipo espiral sí
forman estrellas y por lo tanto los identifica un color mas bien azulado. Ambos
tipos están determinados, como dijimos, por el tipo de población, aunque
también hay otros parámetros que afectan el color de las galaxias, como por
ejemplo la presencia de polvo.
Tamaño
El tamaño de las galaxias se ve determinado por
la medición de su extensión angular en el cielo y la determinación de su
distancia real. También hay
estudios que revelaron que el tamaño de las galaxias también
puede ser medido mediante la cantidad de materia oscura que contienen.
En el caso de nuestra galaxia, la Vía Láctea,
es considerada una galaxia grande: la mayoria de las estrellas se encuentran en
un disco que tiene alrededor de 100.000 años luz de diámetro y 3000 años luz de
ancho.
Luminosidad
La luminosidad de las galaxias puede ser
determinada midiendo su magnitud y combinándola con su distancia. En lo que
respecta al tamaño, la determinación de la magnitud de las luminosidades es
complicado, ya que es bastante difícil definir una localización precisa de lo que
se podría llamar el "borde" de una nebulosa.
Otro factor que complica la medición es el
polvo cósmico, el cual puede disminuir la luminosidad considerablemente.
21)
En una fotografía, un quasar
se presenta con una apariencia estelar: su imagen es similar a la de una
estrella común (46).
Sin embargo, analizando detalladamente varios de estos objetos se pudo
comprobar que pueden distinguirse ciertas peculiaridades a su alrededor
(nebulosidades o "agregados"), que los diferencian notablemente de
las estrellas y que sugieren una estructura bastante más compleja.
Su descubrimiento se debió
a que los quásares son intensos emisores de radio ondas. Sin embargo, luego
pudo determinarse que también son fuentes de Rayos X, radiación ultravioleta,
luz visible y también infrarroja; en otras palabras, la emisión de radiación
de los quásares resulta intensa en todo el espectro electromagnético.
22) Al principio, los
astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero
la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a
poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los
cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias
muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el
tiempo, aunque no desaparece del todo.
La emisión de radio de las
radiogalaxias radio-intensas es una emisión sincrotrón,
como se dedujo de su naturaleza multifrecuencia y polarización
fuerte. Esto implica que el plasma
contiene, al menos, electrones con velocidades relativistas
(con factores de Lorentz de
~104) y campos magnéticos.
Como el plasma debe ser neutro, también puede contener protones o positrones. No hay una forma de
determinar el contenido de partículas de la observación directa de la
radiación sincrotrón. Además, no hay forma de determinar las densidades de
energía en partículas y campos magnéticos a partir de su observación: es
decir, la misma emisión sincrotrón puede ser el resultado de pocos electrones
y un campo fuerte, o un campo débil y muchos electrones o un estado
intermedio.
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