miércoles, 26 de noviembre de 2014
Cosmología
1) Cosmología, del griego κοσμολογία («cosmologuía», compuesto por κόσμος, /kosmos/, «cosmos, orden», y λογια, /loguía/, «tratado, estudio») es el estudio del universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro.
2) La teoría del Big Bang fue construida a partir de las contribuciones de Einstein y el astrónomo holandés Willem de Sitter (1917), el físico y matemático belga Georges Lemaitre (1948), el matemático ruso Alexander Friedmann (1922), y por el físico ruso George Gamow y sus dos colegas norteamericanos Robert Herman y Ralph Alpher de la universidad de George Washington. Refinamientos posteriores al modelo mostraron que éste es más preciso si se introduce un mecanismo de"inflación" que genera un crecimiento acelerado del radio del universo haciendo que crezca, en una fracción de segundo, de un valor de una diez millonésima parte del radio de un protón al valor de cien millones de años luz.
La hipótesis inflacionaria, propuesta originalmente en 1980 por Alan H. Guth del MIT y por Andrei D. Linde del Instituto Lebedev de Ciencias Físicas de Moscú, ha sido desarrollada hasta el punto de ser aceptada como elemento esencial del Big Bang ya que resuelve sus más graves problemas.
El Big Bang tiene dos problemas serios:
El problema de la causalidad (o problema del horizonte): El valor promedio de la temperatura de la radiación cósmica de fondo es el mismo en todas las direcciones. ¿Por qué sucede esto? Según el Big Bang, dos puntos de la esfera celeste separados por más de 2 grados jamás pudieron estar en contacto en el pasado (esto debido a que la velocidad de la luz es finita). Para que el fondo de radiación entre en equilibrio a la misma temperatura es necesario que todos sus puntos puedan tener contacto térmico.
El problema de la planitud: Para entender los argumentos expuestos en esta sección se recomienda ver primero la definición del parámetro de densidad (Omega en el alfabeto griego). La densidad del universo que observamos hoy es muy cercana a la densidad crítica (es decir = 0.2 - 1.0). Las ecuaciones de la teoría de la Relatividad General indican que si el parámetro comenzó con un valor de 1, entonces este valor se mantiene constante a medida que el universo se expande. Pero si al comienzo, es diferente de 1 con la expansión se aleja rápidamente de su valor inicial y por lo tanto se esperaría que el valor de actual sea muy diferente a 1. En resumen, debe ser exactamente 1 o muy lejos de 1. Esto se debe a que las ecuaciones para la evolución de omega dan una solución de equilibrio inestable en torno al valor de 1. Entonces, ¿Cómo es posible que hoy sea tan cercano a 1? La geometría del universo es plana para = 1, de ahí el nombre “Planitud”).
El problema de la causalidad (o problema del horizonte): El valor promedio de la temperatura de la radiación cósmica de fondo es el mismo en todas las direcciones. ¿Por qué sucede esto? Según el Big Bang, dos puntos de la esfera celeste separados por más de 2 grados jamás pudieron estar en contacto en el pasado (esto debido a que la velocidad de la luz es finita). Para que el fondo de radiación entre en equilibrio a la misma temperatura es necesario que todos sus puntos puedan tener contacto térmico.
El problema de la planitud: Para entender los argumentos expuestos en esta sección se recomienda ver primero la definición del parámetro de densidad (Omega en el alfabeto griego). La densidad del universo que observamos hoy es muy cercana a la densidad crítica (es decir = 0.2 - 1.0). Las ecuaciones de la teoría de la Relatividad General indican que si el parámetro comenzó con un valor de 1, entonces este valor se mantiene constante a medida que el universo se expande. Pero si al comienzo, es diferente de 1 con la expansión se aleja rápidamente de su valor inicial y por lo tanto se esperaría que el valor de actual sea muy diferente a 1. En resumen, debe ser exactamente 1 o muy lejos de 1. Esto se debe a que las ecuaciones para la evolución de omega dan una solución de equilibrio inestable en torno al valor de 1. Entonces, ¿Cómo es posible que hoy sea tan cercano a 1? La geometría del universo es plana para = 1, de ahí el nombre “Planitud”).
- El universo que observamos es apenas una fracción del universo entero. Con la inflación el espacio se expande aceleradamente, la parte del universo que podemos observar está limitada por la velocidad finita de la luz. Estamos en el centro de una esfera (de radio = edad del universo * velocidad de la luz) más allá de la cual no podemos saber nada. Este límite se llama el horizonte.
- La inflación explica el origen del universo a partir de la nada (vacío). Si consideramos la naturaleza cuántica de la materia y los campos el vacío no es una entidad carente absolutamente de energía. El principio de incertidumbre de Heisemberg permite la aparición repentina de pares partícula-antipartícula que rápidamente desaparecen. La existencia de estos pares virtuales forma una presión negativa (esta posibilidad se llama el efecto Casimir y ha sido verificada experimentalmente).
- En la teoría de la Relatividad General no solamente la densidad de masa es fuente de atracción gravitacional. La gravedad resulta de la suma de la densidad de masa (energía) y la presión. Si esta suma es positiva la gravedad es atractiva (como lo decía Newton), y si la suma es negativa la gravedad es repulsiva.
- En el modelo inflacionario el universo al comienzo del tiempo pasa por una época en la que el vacío provee suficiente presión negativa para provocar una expansión acelerada del espacio. Esta burbuja puede brotar espontáneamente a partir del vacío por un proceso que en mecánica cuántica se llama efecto “túnel”.
- El problema del horizonte desaparece con la inflación ya que toda la región del universo a la que tenemos acceso proviene de una región muy pequeña antes de la inflación dentro de la cual todas sus partes estaban en contacto causal.
- El problema de la planitud también queda resuelto con la inflación. El proceso de la expansión acelerada hace que la curvatura del espacio tienda siempre hacia una geometría plana (W = 1). Este proceso es similar a lo que ocurre cuando inflamos un globo hasta alcanzar un tamaño muy grande, por ejemplo si nos imaginamos que la Tierra es el globo inflado podemos apreciar que a escalas humanas la curvatura de la Tierra es imperceptible (la Tierra parece plana).
- El modelo explica el espectro de perturbaciones primordiales en la distribución de mater
4) El Gran Colisionador de Hadrones, GCH (en inglés Large Hadron Collider, LHC) es un acelerador y colisionador de partículas ubicado en la Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN, sigla que corresponde a su antiguo nombre en francés: Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire), cerca de Ginebra, en la frontera franco-suiza. Fue diseñado para colisionar haces de hadrones, más exactamente de protones, de hasta 7 TeV de energía, siendo su propósito principal examinar la validez y límites del Modelo Estándar, el cual es actualmente el marco teórico de la física de partículas, del que se conoce su ruptura a niveles de energía altos.
Dentro del colisionador dos haces de protones son acelerados en sentidos opuestos hasta alcanzar el 99,99% de la velocidad de la luz, y se los hace chocar entre sí produciendo altísimas energías (aunque a escalas subatómicas) que permitirían simular algunos eventos ocurridos inmediatamente después del big bang.
El LHC es el acelerador de partículas más grande y energético del mundo.1Usa el túnel de 27 km de circunferencia creado para el Gran Colisionador de Electrones y Positrones (LEP en inglés)
5) La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".
De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.
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Nuestro Universo
1) Una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; 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 equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.
2) Es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.
3)Son grupos de estrellas ligadas entre sí por la gravedad. A veces también las liga su origen. Se los suele llamar cúmulos estelares. Hay abiertos y cerrados.
4) hay dos tipos de agrupaciones estelares :cúmulos globulares y abiertos o galácticos
Los cúmulos globulares son grandes, tanto en volumen como en número de estrellas, pudiendo llegar a tener cientos de miles de estrellas relativamente juntas entre sí. Algunos poseen tantas estrellas en su parte central (su forma aproximada es esférica) que parecen bolas luminosas cuyas estrellas en su núcleo parecen formar una sola masa compacta.
Los cúmulos abiertos sólo tienen algunos pocos cientos de estrellas y sus separaciones son más espaciadas que en los globulares. No presentan morfología esférica y es fácil distinguir sus estrellas individuales.
5)Con este nombre se indican grupos de estrellas con características físicas similares y que se encuentran reunidas en una cierta región del espacio.
No deben confundirse con los cúmulos estelares porque, al contrario de éstos, tienen una densidad bastante menor y no están caracterizados por una estructura particular. Entre asociaciones y cúmulos existe sin embargo una relación, ya que en el centro de muchas asociaciones se han descubierto cúmulos abiertos.
6) La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de laintensidad del fondo continuo del espectro. Según una ley descubierta por W. Wien en el siglo XIX, la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente. En rigor, la ley de Wien sólo es válidad para la radiación emitida por un cuerpo ideal denominado cuerpo negro, que absorbe toda la radiación que recibe y que sirve a los físicos como referencia.
7)Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.
Clase
|
Temperatura1
(kelvins)
|
Color convencional
|
Masa1
(Masa solar)
|
Radio1
(Radio solar)
|
Luminosidad1
(bolométrica)
|
Hidrógeno
líneas
|
Fracción de la
Secuencia principal5
| |
≥ 33.000 K
|
azul
|
azul
|
Débil-Media
|
~0.00003%
| ||||
10.000–33.000 K
|
azul a blanco azulado
|
azul a blanco azulado
|
Medio
|
0,13%
| ||||
7.500–10.000 K
|
blanco
|
blanco a blanco azulado
|
0,6%
| |||||
6,000–7,500 K
|
blanco amarillento
|
blanco
|
Medio
|
3%
| ||||
5.200–6,000 K
|
amarillo
|
blanco amarillento
|
Débil
|
7,6%
| ||||
3.700–5.200 K
|
naranja
|
anaranjado
|
Muy débil
|
12,1%
| ||||
≤ 3.700 K
|
rojo
|
rojo anaranjado
|
Muy débil
|
76,45%
|
8) El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.
9) Para calcular la masa de las estrellas losastrónomos se valen principalmente de las binarias eclipsantes o de las binarias en general, dado que son su fuente principal de información o de datos. De ellas, es posible calcular el “peso” de las estrellas y hallar su masa. Como en los sistemas binarios las estrellas están ligadas gravitatoriamente, la fuerza de atracción entre ambos componentes dependerá sólo de de distancia que separe las estrellas y de sus masas.
10) Estructura Interna
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 fria de las estrellas y en ellas se producen los fenomenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción 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.
12)Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.
A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla. Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio.
El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial. Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente. Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad. Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas. Pero en realidad sucede exactamente lo contrario. Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años. Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años. En el otro extremo, una estrella de 0,1 M0 brillará durante 3 billones de años antes de morir.
13)
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 negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada como 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 70. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.
La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos.
16)Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombrarán con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultaran cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.
17) 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 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.
18) Una nebulosa planetaria es en realidad una estrella que ha llegado al fin de su propia existencia, que lanza hacia afuera las capas periféricas de su atmósfera, las cuales adquieren una característica configuración de anillo.
El objeto celeste más famoso de este tipo está representado por la nebulosa de anillo de la Lira.
Las estructuras de este tipo son muy frecuentes en el Universo: cálculos estadísticos indican que deben sumar unas cuantas decenas de miles, sin embargo sólo unas mil, por lo general concentradas hacia el núcleo de nuestra Galaxia, son bien conocidas.
Se trata de objetos estelares viejos desde el punto de vista evolutivo, pertencientes a la llamada Población 11. Se ha podido establecer que la parte central de las nebulosas planetarias está formada por el núcleo de la primitiva estrella a temperaturas muy elevadas, entre 30.000 y 150.000 grados.
En estas condiciones el astro emite sobre todo rayos ultravioletas de manera que, observada en luz normal, la parte central se presenta como una débil estrellita. El anillo periférico está en cambio formado por hidrógeno en rápida expansión. El diámetro medio de los anillos de las nebulosas planetarias es aproximadamente de unas 40.000 UA. Las nebulosas planetarias resultan objetos muy espectaculares si se observan con un telescopio de media o gran potencia.
19) La vía láctea
La Vía Láctea es la proyección, sobre la esfera celeste, de uno de los brazos espirales de la galaxia de la cual nosotros formamos parte, que toma, por extensión, el mismo nombre. Es una agrupación de unos 100.000 millones de estrellas en forma de espiral o girándula, cuyas dimensiones se estiman en torno a los 100.000 años-luz y cuyo disco central tiene un tamaño de 16.000 años-luz.
La Vía Láctea, también llamada Camino de Santiago, puede observarse a simple vista como una banda de luz que recorre el firmamento nocturno, que Demócrito ya atribuyó a un conjunto de estrellas innumerables tan cercanas entre sí que resultan indistinguibles. En 1610 Galileo, usando por primera vez el telescopio, confirmó la observación de Demócrito. Hacia 1773 Herschel, contando las estrellas que observaba en el firmamento, construyó una imagen de la Via Láctea como un disco estelar dentro del cual la Tierra se encuentra inmersa, pero no pudo calcular su tamaño. En 1912 la astrónoma H. Leavitt descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas llamadas variables cefeidas, lo que le permitió medir las distancias de los cúmulos globulares.
Varios años después Shapley demostró que los cúmulos están distribuidos con estructura más o menos esférica alrededor del centro del disco, en lo que denominó el halo galáctico. También mostró que éste no está centrado en el Sol, sino en un punto distante del disco en la dirección de la constelación de Sagitario, donde situó correctamente el centro de la galaxia.
Esta estructura quedó confirmada cuando se observó desde el observatorio de Monte Wilson en California que el objeto espiral llamado Andrómeda estaba constituido por estrellas individuales y no era una mera nebulosa de gas como hasta entonces se creía. Hacia 1930 Trumpler descubrió el efecto de oscurecimiento galáctico producido por el polvo interestelar, con lo que se logró corregir tanto el tamaño de la Galaxia como la distancia a la que se encuentra el Sol a los valores hoy en día aceptados. De acuerdo con estos datos, el sistema Solar se encuentra a una distancia entre 8.000 y 10.000 parsecs de distancia del centro galáctico, aproximadamente a dos tercios de distancia.
Todas las estrellas que componen la Vía láctea están rotando alrededor del núcleo, que se cree que puede contar en su interior con un agujero negro. Las observaciones astronómicas referidas a galaxias distantes muestran que la velocidad de rotación del Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250 millones de años en realizar una revolución completa. Las estrellas próximas al Sol realizan una órbita relativamente parecida, pero las más cercanas al centro de la galaxia giran más rápido, hecho que se conoce como rotación diferencial.
La edad de la Vía Láctea se estima en unos 13 mil millones de años, dato que se desprende del estudio de los cúmulos globulares y que concuerda con el resultado obtenido por los geólogos en su estudio de la desintegración radiactiva de ciertos minerales terrestres.
La observación del mapa estelar ha permitido reconstruir los brazos espirales de la Galaxia, zonas en las cuales es abundante el número de cúmulos estelares o zonas de formación estelar. Éstos se nombran por las constelaciones que en ellos se encuentran. El brazo más cercano al centro galáctico es llamado de Centauro o de Norma-Centauro. El siguiente brazo hacia el exterior es el de Sagitario. El brazo de Orion es nuestro brazo local, también llamado del Cisne, y el brazo contiguo hacia el exterior se conoce como el de Perseo.
Las estrellas que se encuentran en la Galaxia suelen agruparse en dos grandes grupos, llamados comúnmente poblaciones. El grupo llamado de población I está integrado por estrellas de composición solar, relativamente jóvenes, que se distribuyen en órbitas aproximadamente circulares en el disco galáctico, dentro de sus brazos. Las estrellas de población II son ricas en hidrógeno y helio, con escasez de elementos pesados, son de mayor edad, y tienen órbitas que no se encuentran dentro del plano galáctico.
20) Principales caracteristicas de las galaxias:
Las galaxias son uno de los objetos de estudio más recurrentes para la ciencia. Como nosotros en Ojo Científico nos dedicamos a seguirles los pasos a estos peculiares señores, las galaxias también son de nuestro buen interés.
Pero, ¿cuáles son las características principales de las galaxias? Esa es a pregunta que responderemos en este nuevo artículo de hoy. Primero comenzaremos diciendo que 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) Quasares
Los Quasares u objetos casi estelares se llaman así porque parecen estrellas. Pero no son estrellas. Se encuentran muy distantes, algunas llegan a ser los objetos más distantes que podamos ver y son muy brillantes. Pero, ¿qué son? Durante muchos años, los astrónomos no sabían que eran.
Actualmente, los astrónomos creen que los Quasares son el centro de Galaxias Activas. En el centro de muchas galaxias podrían existir hoyos negros super masivos. Alrededor de estos hoyos negros discos gigantes de material cae dentro de ellos. Este material se calienta a temperaturas increíblemente elevadas, y es lo que los hace tan brillantes. Algunos quasares brillan mucho más que las galaxias que los contienen.
Los hoyos negros también forman de chorros de materia que son expulsados desde el centro de la galaxia. Si la galaxia está alineada y directmente al chorro, se puede ver un quasar.
Estas fotos del Telescopio Espacial Hubble muestra diversos quasáres. Los quasáres son objetos distantes de gran energía. El quasar de arriba a la izquierda está a 1.4 mil millones de años luz de la Tierra. La imagen a la derecha muestra un quasar que puede ser el resultado del choque de dos galaxias viajando a 1 millón de millas por hora. Esta galaxia está a 3 mil millones de años luz de distancia. En la foto del centro un quasar se une con una galaxia.22) Relación entre los quásares y las galaxias
Se especula que los quásares podrían representar un estado particular en el desarrollo y evolución de las galaxias: tal vez el de las primeras fases de su existencia como tales; el análisis de su emisión ha sugerido que el origen de la misma no es el resultado de la presencia de estrellas. La intensa energía proveniente de los quásares parece deberse a procesos diferentes a los estelares: se trataría de radiación que no depende de la T del cuerpo emisor.
Sus brillos son muy débiles y para su identificación es necesario un cuidadoso análisis de sus espectros. Los desplazamientos de líneas observado s en ellos, como en las galaxias, representan el corrimiento al rojo debido a la expansión del univ erso. Sin embargo, algunos astrónomos sugieren otra posibilidad y como evidencia se han detectado quásares cercanos a galaxias, aparentemente conectados físicament e entre sí, y ambos con corrimientos al rojo totalmente diferentes.
Un estudio detallado de posibles interacciones entre quásares y galaxias ha mostrado que esas conexiones parecen no existir y por lo tanto aquello que se observa es una simple coincidencia de alineación aparente, visible desde la Tierra.
Existen quásares peculiares, como el par de objetos conocidos como PHL 1222; este sistema doble es la única evidencia de dos quásares tan juntos uno del otro. El corrimiento al rojo de PHL 1222 indica una distancia del orden de los 12.000 millones de AL y sus componentes tienen una separación de unos 100.000 AL. Las fotografías muestran que este doble quásar está rodeado por numerosos objetos débiles (posiblemente galaxias); de ser así, ambos quásares se encontrarían formando parte de un cúmulo de galaxias.
Presentación de los problemas de Ley de Gravitación
https://docs.google.com/presentation/d/1ydy-t8WYH6QvDaI7Y5E-khaJD173HxBO1acQ7SeoJtY/mobilepresent#slide=id.g3982a89cf_0114
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