HIADES Y PLÉYADES

HÍADES

Es un cúmulo estelar abierto,  localizado en la constelación de Tauro.

Sus estrellas más brillantes forman una " V " oblicua alrededor de la gigante de Aldebarán (Tau), la estrella más brillante en el campo visual, la cual no forma parte de este cúmulo.

Las Híades en la mitología griega, fueron las siete hijas de Atlas y Etra y hermanastras de las Pléyades.

Siendo un cúmulo visible a simple vista, las Hiades ya eran conocidas en la prehistoria.

Fueron mencionadas por Homero en el año 750 a.C y Hesíodo en el 700 a. C.

Lewis Boss en 1908, fue el primero en demostrar que el conjunto de estrellas conformaban un cúmulo.

Charles Messier usó tablas estelares que incluían y etiquetaban las Hiades.

CARACTERÍSTICAS PRINCIPALES

Se encuentran a 151 años luz de distancia, siendo el cúmulo estelar más próximo a la Tierra.

Consta de 80 estrellas situadas en una esfera de 12 pársecs de diámetro, cuyo centro está a 37 pársecs de la Tierra.

Mientras que el cúmulo tiene alrededor de 75 años luz de diámetro, el prominente grupo central posee cerca de 10 años luz de diámetro.

Las Híades tienen una edad de 625 más/menos 50 millones de años.

Se formaron en la misma nube que el cúmulo del Pesebre (M 44).

PLÉYADES

También son conocidas como las siete hermanas, cabrillas o los siete cabritos.

Son 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 de Tauro.

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 30 años luz.

Se formaron hace unos 100 millones de de años aproximadamente, durante la era Mesozoica de 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 grande que el Sol.

DISTANCIA

La distancia a este 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 Hertzsprung-Russel, para estimar la distancia a otros cúmulos desconocidos.

Los resultados del lanzamiento del satélite Hiparcos encontraron que las Pléyades estaban a 440 años luz de la Tierra, aunque trabajos más recientes han encontrado que dicha distancia es errónea.

A fecha de hoy la distancia a las Pléyades se desconoce, aunque se piensa que es mayor a 440 años luz.

COMPOSICIÓN

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

El orden de las 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) las cuales son demasiado livianas para ser estrellas. Podrían ser el 25% del total del cúmulo, aunque sólo contribuyan al 2% de su masa total.

También hay en el cúmulo enanas blancas que contradicen la edad estimada del cúmulo.

Se cree que 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.

FUTURO

Se ha calculado que las Pléyades tienen un futuro de 250 millones de años (Kenneth Glyn Jones); 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, lo que 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 de cerca de los 100 millones de años, que es la generalmente 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 egión particulamente polvorienta del medio interestelar.

Los estudios demuestran que el polvo responsable de la nebulosidad no está distribuído uniformemente, sino que se concentra principalmente en dos capas a lo largo de la parte que vemos del cúmulo. Estas dos 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 son una prominente vista invernal en el hemisferio norte, y conocidas desde la antigüedad.

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

Con un video de corta duración sobre las Pléyades, damos por finalizada esta entrada.

Bibliografía:

American Heritage Dictionary. Información de las Híades en SEDSPerryman, M.A.C., et al. (1998). «The Hyades: distance, structure, dynamics, and age». Astronomy & Astrophysics. Cieza, Lucas A.; Cochran, William D. 

Augereau, Jean-Charles (2008). «Spitzer Observations of the Hyades: Circumstellar Debris Disks at 625 Myr of Age». The Astrophysical Journal. Gibson, Steven J. 

Nordsieck, Kenneth H. (2003), The Pleiades Reflection Nebula. II. Simple Model Constraints on Dust Properties and Scattering Geometry, The Astrophysical Journal. Gallo, Joaquín; Anfossi, Agustín: Cosmografía, 7ª Edición, Editorial Progreso, México, 1980. 

Ruinas incas en el Cerro Mercachas, Chile sitio con un interesante relato de arqueastronomía chileno. Aparición de un astro por el horizonte más una hora antes que el Sol. Galindo, J. Arqueoastronomía en la América Antigua. CONACYT 1994. 

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CÚMULOS ESTELARES ABIERTOS

Son grupos de estrellas formados a partir de una misma nube molecular, sin estructura y en general asimétricos. También se denominan cúmulos galácticos.

Las estrellas de los cúmulos abiertos se encuentran ligadas entre sí gravitacionalmente, pero en menor medida que la de los cúmulos globulares. 

Suelen ser jóvenes, masivas, muy calientes y su número puede oscilar desde una decena hasta varios miles. Se encuentran repartidas en espacios del orden de la treintena de años luz.

Los cúmulos abiertos se observan en galaxias espirales e irregulares, dado que en ellas la formación estelar es más activa.

El diámetro medio de los cúmulos estelares es de unos 10 pársecs (30 años luz).

Los cúmulos abiertos mas jóvenes pueden estar contenidos aún por la nube molecular que le dio origen, iluminándola.

Con el paso del tiempo, la presión de radiación proviniente del cúmulo provocará que la nube molecular se disperse.

En general, se estima que el 10% de la masa de una nube de gas se condensará en forma de estrellas antes de que la presión de radiación haya expulsado el resto del gas.

Los cúmulos abiertos son objetos muy importantes para el estudio de la formación estelar.

Las Híades son el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, mientras que las Pléyades es el ejemplo más famoso de cúmulo abierto, el más brillante de todos.

FORMACIÓN

Los cúmulos abiertos tardan muy poco tiempo en formarse si lo comparamos con la vida del mismo. Su formación comienza con el colapso de parte de una gran nube molecular, una densa e inmensa nube de gas muy fría que alberga varios cientos de veces la masa del Sol.

Cuando una nube molecular comienza a colapsar, se fragmenta en pequeños grupos, y se obtienen como resultado miles de estrellas.

En nuestra galaxia, se estima que el ritmo de formación de cúmulos abiertos es de uno cada unos pocos de miles de años.

Una vez que la formación de estrellas ha comenzado, las más calientes y masivas (tipo OB) emitirán ingentes cantidades de radiación ultravioleta.

Otro modelo posible, es que el cúmulo se forme rápidamente a causa de la contracción del núcleo de la nube molecular y, una vez que las estrellas más masivas comienzan a brillar, expulsan el gas residual a la velocidad del sonido.

Puede ocurrir que dos o más cúmulos abiertos separados se hayan formado a partir de la misma nube molecular.

En ocasiones, dos cúmulos que nacen al mismo tiempo pueden llegar a formar un cúmulo binario, y se calcula que aproximadamente el 8% de los cúmulos abiertos lo son.

MORFOLOGÍA Y CLASIFICACIÓN

Los cúmulos abiertos pueden variar desde cúmulos muy dispersos de unos pocos miembros hasta densas aglomeraciones de miles de estrellas.

Por lo general tienen un núcleo con un diámetro de 3-4 años luz, y la corona se extiende hasta 20 años luz del centro del cúmulo.

En 1930, Harlow Shapley ideó un sistema muy sencillo de clasificación de cúmulos abiertos, que mostramos a continuación:

a) Irregularidades de campo.

b) Asociaciones estelares.

c) Cúmulos irregulares y muy levemente ligados.

d) Cúmulos levemente ligados.

e) Cúmulos con riqueza y concentración intermedia.

f) Cúmulos bastante concentrados.

g) Cúmulos con una gran riqueza y concentración.

DISTRIBUCIÓN EN LAS GALAXIAS

En las galaxias espirales, los cúmulos abiertos siempre se hallan en los brazos espirales donde la densidad de los gases es mayor.

En las galaxias irregulares, los cúmulos abiertos pueden encontrarse en cualquier lugar, aunque por regla general cuanto mayor es la densidad de los gases mayor número de cúmulos suelen formarse.

No existen evidencias de cúmulos abiertos en las galaxias elípticas, pues la formación de estrellas finalizó muchos millones de años atrás.

En nuestra Vía Láctea, se conocen alrededor de 1.100 cúmulos abiertos, pero se estima que la cifra real podría ser cien veces más elevada.

COMPOSICIÓN ESTELAR

Los cúmulos abiertos más antiguos suelen contener un mayor número de estrellas amarillas.

Algunos cúmulos abiertos, albergan estrellas azules más jóvenes que el resto de sus estrellas, a las que se denomina estrellas rezagadas azules.

Con el tiempo, las estrellas de mediana y baja masa agotarán sus reservas de hidrógeno y no podrán proseguir la fusión nuclear, dejando escapar sus capas externas para formar una nebulosa planetaria y convirtiéndose en enanas blancas.

DESTINO FINAL

Muchos cúmulos abiertos son inestables, por lo que la velocidad de escape del sistema es menor que la velocidad media de las estrellas que contiene. Estos cúmulos se dispersan en unos cuantos millones de años.

Los cúmulos que poseen masa suficiente para permanecer ligados por la gravedad, una vez que la nebulosa se ha evaporado, pueden permanecer fácilmente distinguibles durante decenas de millones de años, pero, con el tiempo, los procesos tanto internos como externos tenderán siempre a dispersarlo.

Los procesos internos, pueden ocurrir entre estrellas del cúmulo, provocando que la velocidad de una de ellas se eleve hasta superar la velocidad de escape del cúmulo, lo que, a la larga, se traduce en una lenta pero gradual "evaporación" de sus miembros.

En los procesos externos, un cúmulo abierto puede verse afectado por determinados eventos.

Una vez que el cúmulo deja de estar unido gravitacionalmente, muchas de sus estrellas se moverán por el espacio en trayectorias muy similares, formando lo que se conoce como asociación estelar, cúmulo móvil o grupo móvil.

Algunas estrellas más brillantes de la Osa Mayor fueron miembros de un cúmulo abierto que ahora forma una asociación de este tipo, denominada Asociación estelar de la Osa Mayor que tiene 126 estrellas conocidas.

Finalmente, sus diferentes velocidades relativas harán que se diseminen por toda la galaxia.

Damos aquí por finalizada esta entrada.

Bibliografía:

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CÚMULOS ESTELARES GLOBULARES

Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua.

Existen dos clasificaciones de cúmulos, los globulares y los abiertos (galácticos).

En los años 80 y 90 del pasado siglo se descubrió que esta clasificación no abarcaba todos los cúmulos estelares existentes.

La clasificación moderna de las agrupaciones estelares incluye al menos tres variables: edad, masa y estado gravitacional; y quizá dos más (metalicidad y tipo de órbita).

Los cúmulos estelares ayudan a comprender la evolución estelar al ser estrellas formadas en la misma época a partir del material de una nube molecular.

También representan un importante paso en la determinación de la escala del universo. Algunos de los cúmulos abiertos más cercanos se pueden utilizar para medir distancias absolutas.

CÚMULOS GLOBULARES

Es un tipo de cúmulos estelares consistente en una agrupación de 10 elevado a cinco o seis estrellas viejas gravitacionalmente ligadas, con una distribución aproximadamente esférica, y que orbitan en torno a una galaxia de manera similar a un satélite.

Estas estrellas viejas dan a los cúmulos un típico color dorado.

Los cúmulos globulares están generalmente compuestos por cientos de miles de estrellas viejas, del mismo tipo que los que componen el bulbo de una galaxia espiral, pero confinadas en un volumen de sólo unos pársecs cúbicos.

Algunos cúmulos globulares son extraordinariamente masivos, del orden de varios millones de masas solares. Otros tienen núcleos extremadamente masivos, lo que hace sospechar de la presencia de agujeros negros en sus centros.

Con unas pocas excepciones globales, cada cúmulo globular parece tener una edad definida. Es decir, todas las estrellas de un cúmulo globular están aproximadamente en la misma etapa de su evolución, lo que sugiere que todas se han formado al mismo tiempo.

Los cúmulos globulares poseen una densidad estelar muy alta de manera que existen fuertes interacciones entre sus estrellas componentes y suelen ocurrir colisiones con relativa frecuencia.

Agunos tipos exóticos de estrellas, como las rezagadas azules, los púlsares milisegundo y las binarias de poca masa emisoras de rayos X son mucho más frecuentes en los cúmulos globulares.

Los cúmulos globulares son bastante luminosos: hay al menos 150 cúmulos conocidos en la Vía Láctea (y quizá 10 ó 20 más sin descubrir).

Galaxias más grandes como M 31 tienden a tener más aún (M 31 contaría con al menos 500).

Algunas galaxias elípticas gigantes como M 87, podrían tener 10.000 cúmulos globulares o incluso más aún.

Los cúmulos orbitan alrededor de la galaxia a gran distancia, típicamente a unos 100 Kilopársecs o más.

Los cúmulos globulares están formados generalmente por estrellas con bajo contenido en metales.

En astronomía un "metal" es todo elemento distinto del hidrógeno, helio o litio, ya que estos son los únicos elementos que se encuentran naturalmente sin necesidad de fusión nuclear que se da en las estrellas.

En muchas galaxias puede haber dos poblaciones de cúmulos globulares con distinta metalicidad. 

Estas subpoblaciones de cúmulos son conocidas como "pobres en metal" y "ricas en metal" aunque la composición de aquella que contiene más metales no alcanza la metalicidad de nuestro Sol.

Se han sugerido muchas teorias para explicar estas subpoblaciones, como fusiones galácticas violentas, la acreción de galaxias enanas y las múltiples fases de formación de estrellas en una sola galaxia.

En nuestra Vía Láctea, los cúmulos de baja metalicidad están asociados con el hielo galáctico y los "ricos" con el bulbo galáctico.

ORIGEN Y SIGNIFICADO

Se cree que algunos cúmulos globulares se formaron como galaxias orbitantes alrededor de una galaxia mayor, acabando únicamente con su bulbo central cuando las estrellas externas fueron atraídas por la fuerza gravitacional de la galaxia central; una de las pruebas que sustentan esta teoría es la diferencia de edades entre las estrellas de algunos de ellos como sucede por ejemplo con Omega Centauri, ó en 61 (galaxia Andrómeda).

Pero, la mayoría parecen proceder de los súper cúmulos estelares, que han conseguido sobrevivir hasta hoy al no haber sido destruídos por interacciones gravitatorias y tener el suficiente número de estrellas de baja masa. De hecho, en algunas galaxias que están experimentando actualmente un brote estelar se han detectado cúmulos estelares jóvenes de gran masa que se cree eventualmente pueden acabar convirtiéndose en cúmulos globulares.

Fue a través del estudio de la distribución de los cúmulos globulares como se conoció la posición relativa del Sol en la Vía Láctea.

Hasta cerca de 1920, se pensaba que el Sol estaba ubicado en el centro de la galaxia porque la distribución estelar observada parecía uniforme, pero, la distribución de los cúmulos globulares era fuertemente asimétrica.

Asumiendo una distribución más o menos esférica de los cúmulos de alrededor del centro galáctico, se puede estimar la posición del Sol con respecto a dicho centro.

Estimando además las distancias a los cúmulos, se pudo asimismo calcular la distancia del Sol al centro.

Así se pudo esclarecer que la zona de la Vía Láctea obsevable desde la Tierra sólo representaba una minúscula parte del total de la Galaxia, mayormente oscurecida de polvo y gas.

Finalizamos esta entrada con un pequeño vídeo sobre cúmulos globulares.

Bibliografía:

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Catálogo de parámetros de cúmulos globulares de la Vía Láctea, por William E. Harris, Universidad McMaster, Ontario, Canadá. (inglés).Una base de datos de cúmulos globulares, por Marco Castellani, Observatorio Astronómico de Roma, Italia. (inglés).Estudio fotométrico de la cefeida V2 en M13.Período, Amplitud y curva de luz de V38 en M13.Cúmulos globulares en otras galaxias (inglés). 

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PÚLSARES

Un Púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica.

Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce a la emisión de pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el período de rotación del objeto.

Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de 70.000 km/seg.

De hecho las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño entre 10 y 20 km, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (debido a su gran densidad ) es capaz de evitar que se despedace.

El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su muy intenso campo magnético causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella.

Por lo cual, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X, o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa.

Por razones, no conocidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación.

El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.

Puede darse que mirando hacia un punto determinado del firmamento recibamos un "chorro" de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a laa rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra.

Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un período muy exacto que se repiten una y otra vez (efecto raro) cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta.

Es por lo que este tipo de estrellas de neutrones se denominan pulsantes. Algunos púlsares con períodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.

DESCUBRIMIENTO

La señal del primer púlsar detectado tenía un período de 1,33730113 s. 

Dichas señales solamente son detectables por radiotelescopios.

En julio de 1967 serían Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales.

Antony Hewish recibió el Nóbel de física en 1974 por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico.

En la actualidad, se conocen más de 600 púlsares con períodos de rotación que van desde el milisegundo a unos pocos segundos con un promedio de 0,65 s.

El más famoso de los púlsares es PSR0531+121 con un período de 0,033 s, situado en la Nebulosa del Cangrejo.

PSR B1 257+12

Es un púlsar localizado en la constelación de Virgo a unos 980 años luz de la Tierra. Fue descubierto por el astrónomo Aleksander Wolszczan en 1990 usando el radiotelescopio de Arecibo.

Es un púlsar de milisegundo y fue encontrado por tener anomalías en el período de pulsación, lo que condujo a los investigadores a buscar la causa de los pulsos irregulares.

Tiene un período de rotación de 6,22 milisegundos.

En 1992 en el observatorio de Arecibo, Aleksander Wolsczan y Dale Fraill descubrieron que este púlsar tenía dos planetas orbitándolo, siendo éstos los primeros planetas extrasolares descubiertos orbitando un púlsar.

Más tarde se descubrió un planeta adicional y además se ha detectado que este sistema puede tener un cinturón de asteroides.

Se cree que los planetas pueden ser los núcleos rocosos de antiguos gigantes gaseosos, o el resultado de una segunda formación planetaria producto de los remanentes de una supernova.

En caso de tratarse de restos de planetas de la estrella antes de la supernova, serían gigantes gaseosos con núcleos rocosos enormes, cuyas atmósferas fueron quitadas por la onda de choque de la supernova.

Los planetas son:

• PSR B1257+12 A:

Es el planeta más interior, con una distancia de 0,19 UA del púlsar, con un período orbital de aproximadamente 25 días. Es aproximadamente dos veces más masivo que la Tierra.

• PSR B1257+12 B:

El segundo planeta en distancia orbital de 0,36 UA del púlsar y un período orbital de 66 días.

• PSR B1257+12 C:

Es el tercer planeta en distancia orbital con un púlsar a 0,4 UA y un período orbital aproximadamente de 98 días. Es casi cuatro veces más masivo que la Tierra.

• Posible objeto asteroidal (PSR B1257+12 D):

Se sospecha de su existencia a una distancia media orbital de 2,6 UA y un perído orbital de aproximadamente 3,5 años. El objeto es tan pequeño que no se considera planeta, pero es el primer asteroide o cometa semejante a los objetos del cinturón de Kuiper.

Es posible que este objeto sea el miembro más grande de un cinturón de objetos menores alrededor del púlsar. Tiene un límite superior de masas de 0,0004 Tierras y un diámetro máximo de 1000 km, pero, aún no se confirma su existencia.

PÚLSARES DE RAYOS X

Son sistemas de estrellas binarias que se componen de un púlsar y de una estrella normalmente joven.

La estrella primaria emite viento estelar de su superficie y radiación, y éstos atrapados por la estrella compañera que produce rayos X.

El primer púlsar de rayos X conocido es la estrella compacta situada en el sistema Cen X-3.

Finalizamos aquí esta entrada y os dejamos con imágenes de púlsares.

Bibliografía:

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RECAPITULANDO: EL SOL

Nuestro Sol, es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra dentro del sistema solar.

La Tierra y otras materias orbitan en su entorno y constituye la mayor fuente de energía de la constelación.

Se formó hace unos 50.000 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5.000 millones de años.

A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista.

NACIMIENTO Y MUERTE

Pasados 5.000 millones de años comenzará a hacerse más y más grande y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones de estrellas y gracias a la metalicidad de dicho gas.

En su interior se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio, produciéndose la energía que irradia.

LLegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente calentando progresivamente las capas adyacentes.

Cuando la temperatura en la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados Kelvins (0 grados Kelvin= -273,15 grados centígrados) comenzará a producirse la fusión de helio en carbono mientras alrededor del núcleo se seguirá fusionando hidrógeno en helio.

Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio se empezará también a fusionar en una nueva capa alrededor del núcleo inerte, que lo convertirá de nuevo en una gigante roja y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en forma de nebulosa planetaria.

El Sol no estallará como una supernova al no tener masa suficiente para ello.

Las interacciones mareales así como el roce con la materia de la cromosfera solar harán que la Tierra sea absorbida.

ESTRUCTURA

Se muestra en capas esféricas o en " capas de cebolla".

Según la astrofísica, el Sol está formado por:

1) Núcleo.

2) Zona radiante.

3) Zona convectiva.

4) Fotosfera.

5) Cromosfera.

6) Corona.

7) Viento solar.

NÚCLEO SOLAR

Ocupa unos 139.000 kms de radio solar y es donde se dan las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que produce el Sol.

La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadas de 15 millones de Kelvins.

ZONA CONVECTIVA

Se extiende por encima de la zona radiactiva y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación.

El transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluído.

Se forman secciones convectivas turbulentas en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera.

FOTOSFERA

Es la zona visible donde se emite la luz visible del Sol. También se considera como la superficie solar.

Es algo transparente y puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Tiene unos 100 ó 200 kms de profundidad.

El signo más evidente de la actividad en la fotosfera son las manchas solares (regiones del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y una intensa actividad magnética).

Una sola mancha solar puede tener un diámetro tan grande como la Tierra (12.000 km).

Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra" rodeada por una " penumbra" más clara.

La umbra tiene una temperatura de unos 4.000 Kelvins y la penumbra unos 5.600 Kelvins.

CROMOSFERA

Es una capa delgada de la atmósfera del Sol por encima de la fotosfera y por debajo de la corona.

Posiblemente tiene entre 2.200 y 5.000 km de espesor. Está constituída principalmente de hidrógeno y helio.

Una característica de la cromosfera es la presencia de las llamadas epículas solares y la presencia de fibrillas horizontales formadas por gas.

CORONA SOLAR

Formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar, con una temperatura de 10 elevado a 6 kelvins.

Las elevadísimas temperaturas son consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Dicha velocidad es debida a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar.

Desde la corona se emite gran cantidad de rayos x. Estos fenómenos combinados ocasionan extrañas rayas en el espectro luminoso.

La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente el Sol, o durante un eclipse natural desde la Tierra.

CME

Es una onda hecha de radiación y viento solar que se dispande del Sol en el período denominado actividad máxima solar.

Es una onda muy peligrosa pues daña los circuitos eléctricos, transformadores y sistemas de comunicación. Cuando esto ocurre, se dice que hay tormenta solar.

OBSERVACIÓN DEL SOL

Galileo Galilei realizó las primeras observaciones en el siglo XII con vídrios ahumados al principio. 

En la actualidad, la actividad solar es monitoreada constantemente por los observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales, con el objetivo de alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar y la predicción de sucesos.

CONSEJOS PARA MIRAR AL SOL

No mirar nunca directamente sin la debida protección pues puede causar lesiones y quemaduras e incluso ceguera permanente.

Las gafas de sol, incluído las homologadas, no ofrecen suficiente protección para los ojos al no ser capaces de detener todas las longitudes de onda que emite el Sol, desde el infrarrojo hasta el ultravioleta.

Finalizamos esta entrada y os dejamos con un vídeo sobre el Sol:

 

Fuentes:

BLOG PSIKOREY Y GALÁN

- El Sol (1) publicado el 27 de julio de 2010.

- El Sol (2) publicado el 4 de agosto de 2010.

- El Sol (3) publicado el 18 de agosto de 2010.

RECAPITULANDO: EL SISTEMA SOLAR

Es un sistema planetario de la galaxia Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, el brazo de Orión (un brazo menor de nuestra galaxia).

Nuestro sistema solar está a unos 28.000 años luz del centro de la galaxia.

Los planetas y asteroides orbitan alrededor del Sol en la misma dirección siguiendo ondas elípticas, en el sentido contrario a las agujas del reloj.

Los cuerpos que forman el sistema solar son, el Sol (estrella central y equivale al 99% de la masa del sistema) y los planetas divididos en interiores y exteriores o gigantes.

También forman parte los satélites, cuerpos menores concentrados principalmente en el cinturón de asteroides, entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno.

Asímismo están los objetos del cinturón de Kuiper y los cometas que son objetos helados pequeños provenientes de la nube de Oort.

El límite exterior del sistema solar se sitúa a unos 15.000 millones de Kms, que es donde termina la influencia del Sol.

En cuanto a los objetos del sistema solar, tenemos el Sol y del más cercano al más alejado:

Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Ceres (planeta enano), Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, y los planetas enanos: Plutón, Haumea, Makemake y Eris.

Se añaden a esta lista, los satélites como nuestra Luna, las lunas asteroidales, jovianas, saturnianas, uranianas, neptunianas, plutonianas, haumeanas y eridiana.

Finalmente, cinturón de asteroides, objetos transneptunianos, cinturón de Kuiper, y la nube de Oort.

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN

En la actualidad, la hipótesis nebular es la que se considera la más adecuada para explicar su formación. 

Sostiene que hace unos 4,6 millones de años el sistema solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Dicha nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue lugar de nacimiento de varias estrellas.

Se ha sugerido que el Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs.

Una región de éstas de gas colapsante, la nebulosa protosolar pudo formar lo que llegó a ser el Sol.

FORMACIÓN DE LOS PLANETAS

De la nube de gas y polvo denominada nebulosa solar, se cree que se formaron varios planetas.

Comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central formándose por el contacto directo entre grupos de entre 1 y 10 kms de diámetro, los cuáles a su vez colisionaron para formar cuerpos más largos denominados planetesimales de unos 5 kms de tamaño gradualmente incrementados por colisiones de 15 cms por año, en el transcurso de los siguientes millones de años.

Se cree que el sistema solar era muy diferente en su formación que el actual.

En su formación, han influído, aunque no con mucha frecuencia, los impactos.

El sistema solar interior, se acepta actualmente que fue completado por un impacto gigante en el cual la joven Tierra colisionó con un objeto del tamaño de Marte. De dicho impacto surgió la Luna.

Respecto al cinturón de asteroides, inicialmente contenía más que suficiente materia para formar un planeta y de hecho ahí se formó un gran número de planetesimales. Pero Júpiter, que se formó antes y con sus resonancias orbitales dispersó los planetesimales lejos del cinturón de asteroides.

PLANETAS EXTERIORES

Los protoplanetas más grandes fueron lo suficientemente masivos para acumular gas del disco protoplanetario.Júpiter es el planeta joviano más grande al acumular gases de hidrógeno y helio por el período más largo de tiempo y Saturno es el siguiente.

Los protoplanetas Urano y Neptuno alcanzaron el tamaño crítico para colapsar mucho después y por eso capturaron menos hidrógeno y helio.

Siguiendo la captura de gas, se cree que el sistema solar exterior se formó por migraciones planetarias.

BOMBARDEO PESADO

Mucho tiempo después de que el viento solar limpiara el disco de gas, una gran cantidad de planetesimales permanecieron atrás sin ser "aceptados" por ningún otro cuerpo planetario.Estos planetesimales se dispersaron del planeta siguiente y se encontraron de una manera similar, moviendo las órbitas de los planetas hacia fuera mientras los planetesimales se movieron hacia adentro.

La cantidad de planetesimales hacia el interior para alcanzar el resto del sistema solar ha aumentado enormemente y con varios impactos en todos los cuerpos planetarios y lunares observados. Dicho período se conoce como bombardeo intenso tardío.

El período de bombardeo pesado duró varios millones de años y es evidente en los cráteres que continuan siendo visibles en cuerpos geologicamente muertos del sistema solar.

El impacto de los planetesimales en la Tierra trajo agua y otros compuestos hidrogenados, incluso se sostiene que la vida, aunque esto último no se acepta ampliamente.

LUNAS

Han llegado a existir alrededor de la mayoría de los planetas y muchos otros cuerpos del sistema solar y como causas de su existencia se apuntan:

• Co-formación desde un disco protoplanetario.
• Formación a partir de escombros.
• Captura de un objeto pasando.

Las lunas exteriores de los gigantes gaseosos tienden a ser pequeñas con órbitas elípticas e inclinaciones arbitrarias, características de cuerpos capturados.

En el caso de los planetas interiores y otros cuerpos sólidos del sistema solar, las colisiones parecen ser el mayor creador de lunas.

FUTURO DEL SISTEMA SOLAR

Los astrónomos estiman que el sistema solar tal y como lo conocemos hoy durará unos cientos de millones de años.Los anillos de Saturno no se calcula que sobrevivan más allá de 300 millones de años.

Dentro de entre 1,4 y 3,5 miles de millones de años, caerá la luna de Neptuno, Tritón y la fuerza de marea la hará pedazos.

Nuestra Luna se irá retirando de la Tierra.

Dado que el Sol se hace más brillante en una tasa en torno al 10% cada mil millones de años, dentro de 10.000 millones de años habrá un efecto invernadero descontrolado en la Tierra, y se extinguirá toda la vida en superficie, aunque sobreviviría en los océanos más profundos.

INVESTIGACIÓN Y EXPLORACIÓN

En la actualidad el sistema solar es estudiado por telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales. Se han posado sondas espaciales terrestres en Venus, la Luna, Marte, Júpiter y Titán.Todos los cuerpos mayores han sido visitados por misiones espaciales incluyendo algunos cometas como el Haley, y excluyendo Plutón.

Damos aquí por finalizada esta entrada y os dejamos con un vídeo referente al sistema solar.

Fuentes:

BLOG PSIKOREY & GALÁN

- Sistema solar (1) publicado 21 de junio de 2010.

- Sistema solar (2) publicado 30 de junio de 2010.

- Sistema solar (3) publicado 9 julio de 2010.

- Sistema solar (4) publicado 18 de julio 2010.