Plutón

Es el planeta más pequeño (ahora, ex-planeta o planeta enano) y el que se aleja más del Sol. Se descubrió en 1930, pero está tan lejos que, de momento, tenemos poca información.

Generalmente, Plutón es el planeta más lejano. Pero su órbita es muy excéntrica y, durante 20 de los 249 años que tarda en hacerla, está más cerca del Sol que Neptuno.

La órbita de Plutón también es la más inclinada, 17º. Por eso no hay peligro de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos. En vertical, les separa una distancia enorme.

Hizo la máxima aproximación en septiembre de 1989 y siguió en la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Ahora se aleja y no volverá a cruzar esta órbita hasta septiembre del 2226.

En la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) celebrada en Praga el 24 de agosto de 2006 se creó una nueva categoría llamada plutoide, en la que se incluye a Plutón.

Plutón tiene, al menos, cuatro satélites pequeños y uno mayor, muy especial: Caronte. Mide 1.172 Km. de diámetro y está a menos de 20.000 Km. del planeta. Con el tiempo, la gravedad ha frenado sus rotaciones y ahora se presentan siempre la misma cara.

De hecho, la rotación de esta pareja es única en el Sistema Solar. Parece que estuviesen unidos por una barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en la barra, más cercano a Plutón, que tiene 7 veces más masa que Caronte. El telescopio Hubble captó estas tres imágenes que muestran la rotación de Plutón.

Por su densidad, Plutón parece hecho de rocas y hielo. En cambio, su satélite es mucho más ligero. Esta diferencia hace pensar que se formaron separadamente y, después, se juntaron.

Plutón tiene una fina atmósfera, formada por nitrógeno, metano y monóxido de carbono, que se congela y cae sobre la superficie a medida que se aleja del Sol. La NASA prepara la misión Plutón Express para que llegue a Plutón en el 2008, antes que la atmósfera se congele. Serán un par de naves pequeñas y rápidas que pasarán a menos de 15.000 Km. del planeta.

La temperatura de Pluton puede variar mucho entre el punto de la órbita más cercano al Sol y el más lejano. La diferencia es de más de 2.500 millones de Km.

En 1951 el astrónomo Gerard Kuiper postuló que debía existir una especie de disco de proto-cometas en el plano del sistema solar, pasada la órbita de Neptuno, aproximadamente entre las 30 y 100 unidades astronómicas. De este cinturón provendrían los cometas de corto período.

A partir de 1992, con el descubrimiento de 1992 QB1 y los otros muchos que le han seguido, se tuvo constancia real de la existencia de una enorme población de pequeños cuerpos helados que orbitán más allá de la órbita del planeta Neptuno.

Aunque los valores de las estimaciones son bastante variables, se calcula que existen al menos 70.000 objetos "transneptunianos" situados entre las 30 y 50 unidades astronómicas de distancia desde el Sol, con diámetros superiores a los 100 km.

Más allá de las 50 UA es posible que existan más cuerpos de este tipo, pero en todo caso su localizacion es muy dificil con las actuales técnicas de detección. Las observaciones muestran también que se hallan confinados dentro de unos pocos grados por encima o por debajo del plano de la eclíptica. Estos objetos se les conoce como KBOs (Kuiper Belt Objects).

El estudio del cinturón de Kuiper es muy interesante porque contiene objetos muy primitivos, de las primeras fases de acreción del sistema solar, y porque parece ser la fuente de los cometas de corto período, del mismo modo que la nube de Oort lo es para los de largo período.

El cinturón de Kuiper dejó de ser una simple hipótesis cuando a fines de agosto de 1992, con el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawaii, David Jewitt y Jane Luu descubrían un lejano objeto de unos 280 km de diámetro denominado 1992 QB1. A este, siguió toda una serie de descubrimientos similares.

Tras el descubrimiento de 1992 QB1, el estudio de los objetos transneptunianos se ha convertido en un campo de la astronomía de muy rápida evolución, con grandes avances en el campo teórico en los últimos años. El número de objetos descubiertos cada vez es mayor y poco a poco se van obteniendo nuevos conocimientos sobre su significado y características físicas.

En 2003 se descubrió Eris (2003 UB313), el planeta enano conocido de mayor masa, en el Cinturón de Kuiper. Probablemente fue arrastrado a la órbita lejana que ahora ocupa por la influencia gravitatoria de Neptuno, mientras se formaba el Sistema Solar. Tiene un satélite natural llamado Disnomia.

Eris tiene una órbita muy excéntrica que completa cada 557 años. Ahora está casi a la máxima distancia posible del Sol, a unos 14.500 millones de kilómetros. Al igual que Plutón y su satélite Caronte, Elis tiene metano metano helado en su superficie. Son los tres únicos cuerpos del Cinturón de Kuiper donde se ha detectado, lo cual indica que debe ser extremadamente frío.

Neptuno

Es el planeta más exterior de los gigantes gaseosos y el primero que fue descubierto, en septiembre de 1846, gracias a predicciones matemáticas.

El interior de Neptuno es roca fundida con agua, metano y amoníaco líquidos. El exterior es hidrógeno, helio, vapor de agua y metano, que le da el color azul.

Neptuno es un planeta dinámico, con manchas que recuerdan las tempestades de Júpiter. La más grande, la Gran Mancha Oscura, tenía un tamaño similar al de la Tierra, pero en 1994 desapareció y se ha formado otra.

Los vientos más fuertes de cualquier planeta del Sistema Solar son los de Neptuno. Muchos de ellos soplan en sentido contrario al de rotación. Cerca de la Gran Mancha Oscura se han medido vientos de 2.000 Km/h.

La nave Voyager II se acercó a Neptuno el año 1989 y lo fotografió. Descubrió seis de las ocho lunas que tiene y confirmó la existencia de anillos.

Neptuno tiene un sistema de cuatro anillos estrechos, delgados y muy tenues, difíciles de distingir con los telescopios terrestres. Se han formado a partir de partículas de polvo, arrancadas de las lunas interiores por los impactos de meteoritos pequeños.

En la atmósfera de Neptuno se llega a temperaturas cercanas a los 260 ºC bajo cero. Las nubes, de metano congelado, cambian con rapidez. La foto de la derecha muestra los cambios que detectó el Voyager II en un periodo de sólo 18 horas.

La distancia que nos separa de Neptuno se puede entender mejor con dos datos: una nave ha de hacer un viaje de doce años para llegar y, desde allí, sus mensajes tardan más de cuatro horas para volver a la Tierra.

Anillos y satélites pastores

Los satélites pastores son pequeñas lunas que, a causa de su influencia gravitatoria, mantienen agrupado el material de los anillos en los planetas gigantes.

Los anillos de Saturno son los más conocidos, grandes y visibles. Se extienden unos 200.000 kilómetros alrededor del planeta, pero son muy planos, apenas tienen unas decenas de metros de espesor.

Los demás planetas gigantes gaseosos del Sistema Solar también tienen anillos, aunque mucho menos espectaculares que los de Saturno y prácticamente invisibles incluso con la mayoría de telescopios.

Para que estos anillos se mantengan estables, existen unos satélites que lospastorean. Estas lunas orbitan en el interior o en los bordes de los sistemas de anillos y contribuyen a que éstos tengan unos límites bien definidos. ¿Cómo? Gracias a la gravedad, algunos materiales que pasan cerca del satélite pastor son enviados de nuevo sobre el anillo; otros son expulsados hacia el exterior o terminan cayendo sobre el propio satélite pastor.

Saturno, que tiene los anillos más espectaculares del Sistema Solar, dispone de varios satélites pastores. Prometeo y Pandora confinan el anillo F en una fina franja de material. Pandora es el satélite exterior y Prometeo, algo más grande, el satélite interior. Mimas es responsable de la existencia del mayor hueco entre anillos, la división de Cassini. Otros satélites pastores de Saturno son Atlas, pastor del anillo A; Dafne, responsable de la División Keeler, y Pan, responsable de la División de Encke.

Júpiter también tiene anillos y lunas pastoras, como Metis y Adrastea, que pastorean uno de sus anillos interiores de Júpiter. Al estar ambos en el interior del límite de Roche del planeta es posible que el material del anillo provenga de los propios satélites ya que éstos se encuentran en condiciones cercanas a la ruptura por los efectos de marea de Júpiter.

Se conocen satélites pastores en otros planetas con anillos. Así, el planeta Urano tiene a las lunas Cordelia y Ofelia que actúan como pastoras interior y exterior de su anillo Épsilon. Por su parte, el planeta Neptuno tiene al menos un satélite pastor, Galatea, responsable de mantener en su sitio al anillo Adams.

Cómo funciona el sistema de satélites pastores

El satélite pastor acelera las partículas del anillo exterior y frena a las del interior, con lo cual se abre una brecha cuya anchura depende de la masa del satélite.

Siguiendo las leyes de la física, una partícula interior se mueve más deprisa que una exterior. Como consecuencia, el satélite (que está en medio) adelanta a las exteriores y es adelantado por las interiores. Al pasar cerca, su influencia gravitatoria atrae estos materiales de forma que frena a los que pasan por el interior (más cerca del planeta) y acelera a los que pasan por su exterior.

La fuerza que el satélite ejerce sobre cada partícula interior se opone a la dirección de su movimiento orbital; por tanto, al frenarla, la hace caer a una órbita más baja. Esa misma fuerza actúa al revés sobre las partículas exteriores, es decir, las empuja en la misma dirección de su movimiento orbital; esto las aleja a una órbita más alta. De este modo, el satélite pastor limpia de materiales el camino a uno y otro lado de su trayectoria y mantiene los anillos en orden.

Las lunas de Neptuno

Desde Neptuno, el Sol está muy lejos, 30 veces más que la Tierra, y sólo parece un puntito muy brillante. Todos los demás planetas están entre él y el Sol, a distancias enormes, de manera que no se ven.

Pero Neptuno guardaba una sorpresa. El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo William Lassell descubrió que tenía un satélite, y brillaba más que los dos satélites de Urano conocidos hasta entonces.

Hasta agosto de 2004 se habían descubierto un total de 13 satélites de Neptuno.

Tritón: Tiene un diámetro de 2.700 Km. y gira a 355.000 Km. de Neptuno en poco menos de 6 días.

Dos características lo hacen especial: es el único satélite grande que gira en dirección contraria a la rotación de su planeta y es el objecto del Sistema Solar donde se ha medido la temperatura media más fría, 235 ºC bajo cero.

Su órbita está inclinada unos 30º con respecto al plano de la órbita de Neptuno alrededor del Sol. Se cree que se compone aproximadamente en una cuarta parte por hielo y en tres cuartas partes por roca.

Cuando fue capturado por la gravedad de Neptuno y forzado a describir una órbita elíptica en torno al planeta, Tritón rotaba sobre su eje a mucha más velocidad de lo que lo hace actualmente. Durante unos mil millones de años, la gravedad de Neptuno frenó la rotación de Tritón y lo llevó a describir una órbita circular.

Su superficie tiene pocos cráteres, pero abundantes grietas. También presenta llanuras heladas y accidentes geográficos semejantes a volcanes con diámetros de hasta 200 km. Hay géiseres que arrojan chorros oscuros a la tenue atmósfera. Esto puede deberse a que la luz del Sol vaporiza nitrógeno líquido situado bajo la superficie.

Las lunas de Urano

En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno, el más cercano, parece una estrella pálida. Claro: Saturno está tan lejos de Urano como de la Tierra y, además, en dirección al Sol

Pero hay cinco objetos que brillan más que Saturno. Son las cinco lunas grandes.

Además, Urano tiene otros 10 satélites con diámetros por debajo de los 170 Km, que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km de la superficie. Los últimos descubrimientos (agosto 2004) revelan la existencia de otros pequeños satélites, hasta un total de 27.

Titania: Es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie.

Su órbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta al planeta cada 8 días y 17 horas.

Oberón: Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de cráteres, algunos de un tamaño considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Júpiter.

Su diámetro es de 1.523 Km. y gira alrededor de Urano a una distancia media de 582.600 Km. en 13 días y 11 horas.

Urano

Es el septimo planeta desde el Sol y el tercero más grande del Sistema Solar. Urano es también el primero que se descubrió gracias al telescopio, en 1781.

La atmósfera de Urano está formada por hidrógeno, metano y otros hidrocarburos. El metano absorbe la luz roja, por eso refleja los tonos azules y verdes.

Urano está inclinado de manera que el ecuador hace casi ángulo recto, 98 º, con la trayectoria de la órbita. Esto hace que en algunos momentos la parte más caliente, encarada al Sol, sea uno de los polos.

Su distancia al Sol es el doble que la de Saturno. Está tan lejos que, desde Urano, el Sol parece una estrella más. Aunque, mucho más brillante que las otras.

Urano, descubierto por William Herschel en 1781, es visible sin telescopio. Seguro que alguien lo había visto antes, pero la enorme distancia hace que brille poco y se mueva lentamente. Además, hay más de 5.000 estrellas más brillantes que él.

La inclinación sorprendente de Urano provoca un efecto curioso: su campo magnético se inclina 60 º en relación al eje y la cola tiene forma de tirabuzón, a causa de la rotación del planeta.

En 1977 se descubrieron los 9 primeros anillos de Urano. En 1986, la visita de la nave Voyager permitió medir y fotografiar los anillos, y descubrir dos nuevos.

Los anillos de Urano son distintos de los de Júpiter y Saturno. El exterior, Epsilon está formado por grandes rocas de hielo y tiene color gris. Parece que hay otros anillos, o fragmentos, no muy amplios, de unos 50 metros.

Las lunas de Saturno

Saturno tiene muchos satélites, quizá unos 200, de los cuales más de 60 tienen órbitas confirmadas.

Las observaciones a través del Telescopio Espacial Hubble (HST) y las fotos enviadas por el Voyager han mostrado diversos cuerpos cerca de Saturno que podrían ser nuevas lunas. El largo viaje de la sonda Cassini por el Sistema Solar tambiénEn general, la densidad de los satélites de Saturno es muy baja y, además, reflejan mucha luz. Esto hace pensar que la materia más abundante es el agua congelada, casi un 70%, y el resto son rocas.

El sistema de satélites alrededor de Saturno muestra algunos ejemplos de dinámica orbital interesantes, como los satélites pastores, satélites coorbitales y satélites troyanos. Además, algunos satélites de Saturno se encuentran en resonancia entre sí. ha dado sus frutos.

Titán es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo en tamaño de todo el Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km.

Titán tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.

Rea tiene 1.530 Km. de diámetro y gira a 527.000 Km. de Saturno cada cuatro días y medio. Tiene un pequeño núcleo rocoso. El resto es un océano de agua helada, con temperaturas que van de los 174 a los 220 ºC bajo cero.

Los cráteres provocados por los meteoritos duran poco, porque el agua se vuelve a helar y los borra.

Jápeto o Iapetus es uno de los satélites de Saturno más estraños. Tiene una densidad semejante a la de Rea, pero su aspecto es muy diferente, porque tiene una cara oscura y otra clara. La cara oscura es, probablemente, material de un antiguo meteorito. Su diámetro es de 1.435 Km. y gira muy lejos, a 3.561.000 Km. de Saturno en 79 días y un tercio.

Dione y Tetis son otros dos grandes satélites de Saturno que tienen órbitas cercanas y tamaños similares. Dione tiene 1.120 Km. de diámetro, mientras que Tetis tiene 1.048. La primera gira a 377.000 Km. y la segunda a 295.000.

Saturno

Saturno es el segundo planeta más grande del Sistema Solar y el único con anillos visibles desde la Tierra. Se ve claramente achatado por los polos a causa de la rápida rotación.

La atmósfera es de hidrógeno, con un poco de helio y metano. Es el único planeta que tiene una densidad menor que el agua. Si encontrásemos un océano suficientemente grande, Saturno flotaría.

El color amarillento de las nubes tiene bandas de otros colores, como Júpiter, pero no tan marcadas. Cerca del ecuador de Saturno el viento sopla a 500 Km/h.

Los anillos le dan un aspecto muy bonito. Tiene dos brillantes, A y B, y uno más suave, el C. Entre ellos hay aberturas. La mayor es la División de Cassini.

Cada anillo principal está formado por muchos anillos estrechos. Su composición es dudosa, pero sabemos que contienen agua. Podrían ser icebergs o bolas de nieve, mezcladas con polvo.

En 1850, el astrónomo Edouard Roche estudiaba el efecto de la gravedad de los planetas sobre sus satélites, y calculó que, cualquier materia situada a menos de 2,44 veces el radio del planeta, no se podría aglutinar para formar un cuerpo, y, si ya era un cuerpo, se rompería.

El anillo interior de Saturno, C, está a 1,28 veces el radio, y el exterior, el A, a 2,27. Los dos están dentro del límite de Roche, pero su origen todavía no se ha determinado. Con la materia que contienen se podría formar una esfera de un tamaño parecido al de la Luna.

El origen de los anillos de Saturno no se conoce con exactitud. Podrían haberse formado a partir de satélites que sufrieron impactos de cometas y meteoroides. Cuatrocientos años después de su descubrimiento, los impresionantes anillos de Saturno siguen siendo un misterio.

La elaborada estructura de los anillos se debe a la fuerza de gravedad de los satélites cercanos, en combinación con la fuerza centrífuga que genera la propia rotación de Saturno.

Las partículas que forman los anillos de Saturno tienen tamaños que van desde la medida microscópica hasta trozos como una casa. Con el tiempo, van recogiendo restos de cometas y asteroides. Si fuesen muy viejos, estarían oscuros por la acumulación de polvo. El hecho que sean brillantes indica que son jóvenes.

Las lunas de Júpiter

Hace 400 años, Galileo dirigió su telescopio rudimentario hacia Júpiter y vió que lo acompañaban tres puntitos. Continuó mirando y, cuatro días más tarde, descubrió otro. No podian ser estrellas, porque había observado que giraban alrededor del planeta. Eran satélites y, hasta entonces, no se conocía ningún otro planeta que los tuviera (salvo el nuestro, claro).

Después se han descubierto 12 lunas más, todas pequeñas, hasta completar un total de 16. Las naves Voyager estudiaron y fotografiaron el sistema de Júpiter en 1979. Después, en 1996 se puso en marcha un nuevo proyecto que permitiria observar Júpiter y sus lunas una buena temporada. A este ambicioso proyecto, naturalmente, se le llamó Galileo.

Las observaciones realizadas por las sondas que se han acercado a Júpiter han permitido localizar otros muchos perqueños satélites de Júpiter. Hasta un total de 67 se habían descubierto en 2011 y, desde entonces, su número sigue en aumento.

Ganímedes: Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días.

Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y rios de lava.

Calisto: Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar.

Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Galileo.

Io: Io tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km. de Júpiter en poco más de un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por la proximidad de Europa y Ganímedes.

Es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC, pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC.

Europa: Tiene 3.138 Km. de diámetro. Su órbita se sitúa entre Io y Ganímedes, a 671.000 Km. de Jupiter. Da una vuelta cada tres días y medio.

El aspecto de Europa es el de una bola helada con líneas marcadas sobre la superficie del satélite. Probablemente son fracturas de la corteza que se han vuelto a llenar de agua y se han helado.

Júpiter

Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.

Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene muchos satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.

Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.

La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.

Los anillos de Jupiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.

Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.

Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.

Catálogos astronómicos

Los catálogos astronómicos son listas de objetos del espacio profundo que ocupan una posición fija en el cielo. Son muy útiles para los aficionados a la astronomía, ya que recogen las principales galaxias, nebulosas y cúmulos de estrellas que pueden verse con un telescopio mediano.

Los más conocidos son:

Catálogo Messier: es el más famoso y el primero que se publicó. Lo elaboró el astrónomo francés Charles Messier en 1.769. Reúne 110 objetos numerados del M1 al M110, en el orden en que Messier los descubría mientras observaba el cielo en busca de cometas. Sólo reúne objetos visibles desde el hemisferio norte.

Catálogo Caldwell: se elaboró para complementar al catálogo Messier. Recoge 109 objetos numerados del C1 al C109, por orden de latitud de norte a sur. Incluye objetos del hemisferio sur y otros importantes del hemisferio norte que no aparecen en el Messier, como las Híades.

Catálogo Herschel 400: se creó para su uso por aficionados a la astronomía. Recoge 400 objetos fáciles de ver con un telescopio medio. Es una selección de objetos del Catálogo General de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas, elaborado en 1.864 por el astrónomo inglés William Herschel.

Nuevo Catálogo General: actualmente es, junto con el Messier, el catálogo más empleado para nombrar los objetos del espacio profundo. Se publicó en 1.880 para actualizar el catálogo general de Herschel, e incluía todos los objetos conocidos hasta entonces. Emplea las siglas NGC y a continuación el número de objeto. La versión actual del NGC reúne más de 13.000 objetos.

Las nebulosas

Las nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar. Según sean más o menos densas, son visibles, o no, desde la Tierra.

Las nebulosas se puede encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas.

Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía Láctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar en dos grandes grupos:

1.- Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas.

2.- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares.

Clasificación de las nebulosas según su luz

Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:

Las nebulosas de emisión, cuya radiación proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Algunos de los objetos más sorprendentes del cielo, como la nebulosa de Orión, son nebulosas de este tipo.

Las nebulosas de reflexión reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías. Las Pléyades de Tauro son un ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexión.

Las nebulosas oscuras son nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube. Una de las más famosas es la nebulosa de la Cabeza de Caballo, en Orión. Toda la franja oscura que se observa en el cielo cuando miramos el disco de nuestra galaxia es una sucesión de nebulosas oscuras.

Las Galaxias

Durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos sólo pudimos observar las galaxias como unas manchas difusas en el cielo nocturno. Sin embargo, hoy sabemos que son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales.

De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la única que hemos visto desde dentro: La Vía Láctea. Siempre la hemos conocido aunque, naturalmente, en la antiguedad nadie sabía de qué se trataba. Aparece como una franja blanquecina que cruza el cielo y, de ahí, toma su nombre: camino de leche.

Dentro de la Vía Láctea podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo interestelar. Las más destacables son las nebulosas y los cúmulos estelares. Es de suponer que también existen en otras galaxias.

¿Que Clases de Galaxias Hay?

Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas.

En 1930 Edwin Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e irregulares. Las dos primeras clases son más frecuentes.

Galaxias elípticas

Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas. En la foto, la elíptica Galaxia del Sombrero.

Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, usiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.

Galaxias espirales

Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas.

Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.

Las galaxias espirales se designan con la letra S (spiral). Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb, SBc).

Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante.

Galaxias irregulares

Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es dificil de identificar.

Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.

Estrellas visibles

Alcor: Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.

Aldebarán: Estrella a de la constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las más brillantes del cielo. También conocida como ojo o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.

Algol: Estrella b de la constelación de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones periódicas de luminosidad se deben a la interposición mutua de sus componentes.

Arturo: Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene un diámetro 22 veces superior al del Sol.

Betelgeuse:Estrella a de la constelación de Orión, la más brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular, con un período de 2,07 días.

Cabra: Estrella más brillante de la constelación del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente de 0,2.

Cabrillas: Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.

Canícula.: Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.

Capella o Capela: Estrella principal de la constelación del Cochero, de magnitud 1.

Cástor: Estrella a de la constelación de Géminis. Es una estrella doble, con un período de 350 años, y sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.

Deneb: Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.

Denébola: Segunda estrella más importante (b) de la constelación de Leo, de magnitud 2.

Espiga: Estrella principal de la constelación de Virgo. Se trata de un sistema doble con un periodo de 4 días. Situada a unos 160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral B2.

Estrella Polar: Estrella situada a menos de 1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil para localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelación de la Osa Menor. Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año 13.000 esta posición estará ocupada por la estrella Vega.

Formalhaut: Estrella principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoño.

Lince o Lynx: (Alpha Lyncis) Estrella de tercera magnitud, la más brillante de la constelación del mismo nombre, situada en el hemisferio norte, entre las del Cochero y la Osa Mayor, al sur de la Jirafa y al norte de Cáncer

El Universo

Una de las preguntas que se hace el ser humano desde que empezó la evolución se refiere al mundo que nos rodea.

El Universo ha sido un misterio hasta hace pocos años, de hecho, todavía lo es, aunque sabemos muchas cosas. Desde las explicaciones mitológicas o religiosas del pasado, hasta los actuales medios científicos y técnicos de que disponen los astrónomos, hay un gran salto qualitativo que se ha desarrollado, sobre todo, a partir de la segunda mitad del siglo XX.

Quedan muchísimas cosas por descubrir, pero es que el Universo es enorme, o nosotros demasiado pequeños. En todo caso, vamos a hacer un viaje, en lenguaje sencillo y sin alardes, por lo más significativo que nos ofrece el conocimiento actual del Universo.

EL SOL Y SU ESTRUCTURA

El Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar.

Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor. Esta a 150 millones de kilómetros de la Tierra.

El Sol contiene más del 99,8% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor. Junto con los asteroides, meteoroides, cometas y polvo forman el Sistema Solar.

El Sol se formó hace unos 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. En nuestros tiempos se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.

Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar.

Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

ESTRUCTURA

Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:

Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.

Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.