AIA-IYA2009. Año Internacional de la Astronomía

Los púlsares con estrellas de neutrones magnetizadas en rotación.  Las binarias de rayos X masivas también se piensa que contienen estrellas de neutrones.

Un pulsar es una fuente de radio desde la que recibimos señales altamente regulares.  Han sido catalogados más de 1000 púlsares desde que se descubrió el primero en 1.967.  Como antes dije, son estrellas de neutrones que están en rápida rotación y cuyo diámetro ronda 20-30 Km.  Estan altamente magnetizadas (alrededor de 10⁸ tesla), con el eje magnético inclinado con respecto al eje de rotación.  La emisión de radio se cree que surge por la aceleración de partículas cargadas por encima de los polos magnéticos.  A medida que rota la estrella, un haz de ondas de radio barre la Tierra, siendo entonces observado el pulso, de forma similar a la luz de un faro.  Los períodos de los pulsos son típicamente de 1 s, pero varían desde los 1’56 ms (púlsares de milisegundo) hasta los 4’35.  Los periodos de los pulsos se alargan gradualmente a medida que las estrellas de neutrones pierden energía rotacional, aunque unos pocos púlsares jóvenes son propensos a súbitas perturbaciones conocidas como ráfagas.

Las medidas precisas de tiempos en los púlsares han revelado la existencia de púlsares binarios, y un pulsar, PSR1257+12, se ha demostrado que está acompañado por objetos de masa planetaria.

Han sido detectados destellos ópticos procedentes de unos pocos púlsares, notablemente los púlsares del Cangrejo y Vela.

La mayoría de los púlsares se piensa que se crean en explosiones de supernova por el colapso del núcleo de una estrella supergigantes ( Como en el caso de los agujeros negros pero en estrellas menos masivas ), aunque en la actualidad hay considerables evidencias de que al menos algunos de ellos se originan a partir de enanas blancas que han colapsado en estrella de neutrones después de una acreción de masa de una estrella compañera, formando lo que se conoce como pulsar reciclada.

La gran mayoría de púlsares conocidos se encuentran en la Vía Láctea y están concentrados en el plano galáctico.  Se estima que hay unos 100.000 púlsares en la Galaxia. Las observaciones de la dispersión interestelar y del efecto Faraday en los púlsares suministran información sobre la distribución de electrones libres y de los campos magnéticos de la Vía Láctea.

Los púlsares se denotan por el prefijo PSR seguido de la posición aproximada en ascensión recta (4 dígitos) y declinación (2 o 3 dígitos), normalmente para la época 1.950,0.  Las cifras pueden estar precedidas por B si las coordenadas son para la época 1.950,0 o I para la época 2.000,0.

Nuestro universo es igual en todas partes.  Las leyes que rigen en todo el Universo son las mismas.  La materia que puebla el Universo, Gases estelares, polvo cósmico, Galaxias con cientos de miles de millones de estrellas y sistemas planetarios, también es iguales en cualquier confín del Universo.   Todo el Universo, por lo tanto, está plagado de Agujeros Negros y de estrella de neutrones.  En realidad, con el transcurso del tiempo, el número de estos objetos masivos estelares irá en aumento, ya que, cada vez que explota una estrella supermasiva, nace un nuevo agujero negro o una estrella de neutrones, transformándose así en un objeto distinto del que fue en su origen.  De gas y polvo pasó a ser estrella y después se transformó en un Agujero negro o en una estrella de neutrones.

G A L A X Í A

La Galaxia espiral que acoge a nuestro Sol y a las estrellas visibles a simple vista durante la noche; es escrita con G mayúscula para distinguirla de las demás galaxias.  Su disco es visible a simple vista como una débil banda alrededor del cielo, la Vía Láctea; de ahí que a la propia Galaxia se la denomine con frecuencia Vía Láctea.

Nuestra Galaxia tiene tres componentes principales.  Uno es el disco de rotación de unas 6×10¹⁰ MO (masas solares) consistentes en estrellas relativamente jóvenes (Población II), cúmulos cubiertos de gas y polvo, estando estrellas jóvenes y material interestelar concentrados en brazos espirales.  El disco es muy delgado, de unos 1.000 a.l., comparado con su diámetro de más de 100.000 años-luz.  Aún continúa una activa formación de estrellas en el disco, particularmente en las nubes moleculares gigantes.

El segundo componente principal es un halo débil y aproximadamente esférico con quizás el 15-30% de la masa del disco.  El halo está constituido por estrellas viejas (Población II), estando concentradas parte de ellas en cúmulas globulares, además de pequeñas cantidades de Gas caliente, y se une a un notable bulbo central de estrellas,  también de la población II.

El tercer componente principal es un halo no detectado de materia oscura con una masa total de al menos 4×10¹¹ masas solares.  En total, hay probablemente alrededor de 2×10¹¹ estrellas en la Galaxia (unos 200 mil millones), la mayoría con masas menores que el Sol.

La edad de la Galaxia es incierta, si bien el disco tiene al menos 10.000 millones de años, mientras que los cúmulos globulares y la mayoría de las estrellas del halo se cree que tienen entre 12000 y 14000 millones de años.

El Sol se encuentra a una distancia que está entre 26.000 y 30.000 años-luz del centro galáctico, en el Brazo de Orión.

El mismo centro Galáctico se halla en la constelación Sagitarius.

La Vía Láctea es una espiral, aunque las observaciones desu estructura y los intentos de medir las dimensiones de los brazos espirales se ven impedidos por el polvo oscurecedor del disco y por las dificultades en estimar distancias.  Es posible que la Galaxia sea una espiral barrada dado que existen algunas evidencias de una estructura en forma de barra en las regiones centrales y el bulbo.

Todas las galaxias son sistemas de estrellas, a menudo con gas y polvo interestelar, unidas por la gravedad.  Las galaxias son las principales estructuras visibles del Universo.  Varían desde las enanas con menos de un millón de estrellas a las supergigantes con más de un billón de estrellas, y un diámetro desde unos pocos cientos a mas de 600.000 años-luz.  Las galaxias pueden encontrarse aislados, o en pequeños grupos, como el nuestro, conocido Grupo Local, o en grandes cúmulos, como el Cúmulo de Virgo.

Las galaxias se clasifican habitualmente de acuerdo a su apariencia (clasificación de Hubble).  A parecen en dos formas principales: espirales (con brazos) y elípticas (sin brazos).  Las elípticas tienen una distribución de estrellas suave y concentrada en el centro, con muy poco gas o polvo interestelar.  De las espirales hay varios tipos, espirales ordinarias y borradas.  Ambos tipos tienen material interestelar además de estrellas.  Las galaxias lenticulares presentan un disco claro,  aunque sin brazos espirales visibles.

Las galaxias irregulares tienen una estructura bastante amorfa e irregular, en ocasiones con evidencias de brazos espirales o barras.  Unas pocas galaxias no se parecen a ninguno de estos tipos principales, y pueden ser clasificadas como peculiares.  Muchas de éstas son probablemente los resultados de choques entre galaxias que han quedado fusionadas quedando configuradas después de manera irregular.

El tipo de galaxia más numeroso pueden ser las galaxias esferoidales, pequeñas, y relativamente débiles, que tienen forma aproximadamente elíptica.

Se cree que las Galaxias se han formado por la acumulación gravitacional de gas, algún tiempo después de la época de la recombinación.  Las nubes de gas podrían haber comenzado a formar estrellas,  quizás como resultado de las colisiones mutuas.  El tipo de galaxia generado podría depender del ritmo al que el gas era transformado en estrellas, formándose las elípticas cuando el gas se convertía rápidamente en estrellas, y las espirales si la transformación de estrellas era lo suficientemente lento como para permitir crecer de forma significativa un disco de gas.

Las galaxias evolucionan al convertir progresivamente su gas remanente en estrellas, si bien no existe probablemente una evolución entre las diferentes tipos de la clasificación del conocido sistema de Hubble.  No obstante, algunas galaxias elípticas pudieron haberse creado por la colisión y posterior fusión de dos galaxias espirales.

El número relativo de Galaxias de los diferentes tipos está intimamente relacionado con su brillo intrínseco y con el tipo de grupo o cúmulo al que pertenecen.   En los cúmulos densos, con cientos o miles de galaxias, una alta proporción de las galaxias brillantes son elípticas y lenticulares, con una pocas espirales (5-10%).

No obstante, la proporción de espirales pudo haber sido mayor en el pasado, habiendo perdido las espirales su gas de manera que ahora se asemejan a los lenticulares, o habiendo sufrido fusiones con otras galaxias espirales e irregulares para convertirse en elípticas.  Ya sabéis que nada desaparece, solo se transforma.

Fuera de los cúmulos la mayoría de las galaxias pertenecen a grupos que contienen entre unos pocos y varias docenas de miembros, siendo raras las galaxias aisladas.  Las espirales constituyen el 80% de las Galaxias brillantes en estos entornos de baja densidad, con una correspondiente baja proporción de elípticas y lenticulares.

Algunas galaxias presentan una actividad inusual en su centro, como las galaxias Seyfert o las galaxias N.  Una radiogalaxia es un emisor inusualmente intenso de energía en forma de ondas de radio.

Hablando de Galaxias podríamos movernos en un amplio abanico de posibilidades de las que relaciono algunas a continuación:

Galaxia head-tail Una elíptica en la que una intensa emisión de radio en el núcleo está acompañada por una cola irregular de radioemisión difusa que se extiende cientos de miles de años-luz.  Es una radiación sincrotrón de electrones energéticos.

Galaxia anular Inusual galaxia con anillo luminoso bien definido alrededor de un núcleo brillante.   El anillo puede parecer suave y regular, o anudado y deformado, y puede contener gas y polvo además de estrellas.  Un ejemplo es la Galaxia de la Rueda de Carro.

Galaxia binaria Par de galaxias en órbita de una en torno a la otra.  Las auténticas galaxias binarias son muy difíciles de distinguir de las superposiciones casuales de dos galaxias en la línea de visión.  La investigación estadística de los pares binarios que sigue las órbitas, es valiosa en el estudio de la estimación de las masas totales de algunos tipos particulares de galaxias.

Galaxia compacta Tipo de galaxia que solo puede ser distinguida de una estrella mediante placas de exploración del cielo tomadas con cámaras Schmidt.  Tienen diámetros aparentes de 2-5″ y una región de alto brillo superficial que puede ser definido y debido a núcleos brillantes de las regiones activas que están formando nuevas estrellas.   Unos 2.000 objetos de este tipo fueron catalogados por F.Zwichky.

Galaxia con bajo brillo superficial (LSB) Tipo de Galaxia cuya densidad de estrellas es tan baja, que es difícil detectarla frente al fondo del cielo.  Se desconoce la proporción e galaxias con bajo brillo superficial en relación a las galaxias normales, pudiendo representar una parte significativa del Universo.  Muchas de estas débiles galaxias son enanas, situadas particularmente en cúmulos de galaxias; algunas son tan masivas como las grandes espirales, por ejemplo, Malin-1.

Galaxia con envoltura Galaxia espiral rodeada por débiles arcos o capas de estrellas, situadas a ángulos rectos con respecto a su eje mayor.  Pueden observarse entre una y veinte capas casi concéntricas, aunque incompletas.  Se disponen de manera que capas sucesivas puedan aparecer normalmente en lados opuestos de la Galaxia.  Alrededor del 10% de las elípticas brillantes presentan envolturas, la mayoría de ellas en regiones de baja intensidad o densidad de Galaxias.  No se conoce ninguna espiral con una estructura de capas de ese tipo.  Podrían ser el resultado de una elíptica gigante que se come una compañera.

Galaxia de anillo polar Raro tipo de galaxia, casi siempre una galaxia lenticular, que tiene un anillo luminoso de estrellas, gas y polvo orbitando sobre los polos de su disco.  Por tanto, los ejes de rotación del anillo y del disco forman casi un ángulo recto.  Dicho sistema puede ser el resultado de una colisión, una captura de por maneras, o la unión de una galaxia rica en gas con la galaxia lenticular.

Galaxia de disco Tipo de galaxia cuya estructura principal es un delgado disco de estrellas con órbitas aproximadamente circulares alrededor de su centro, y cuya emisión de luz típicamente disminuye exponencialmente con el radio.  El término se aplica a todos los tipos de galaxias que no sean elípticas, esferoidales enanas o algunas galaxias peculiares.  El disco de las galaxias lenticulares contiene muy poco material interestelar, mientras que los discos de las galaxias espirales e irregulares contienen cantidades considerables de gas y polvo además de estrellas.

Galaxia de tipo tardío Galaxia espiral o irregular.  El nombre proviene de la posición convencional de estas galaxias en el diagrama diapasón de los tipos de galaxias.  Por razones similares, una galaxia espiral Sc o Sd pueden ser denominadas espiral del tipo tardío, en contraposición a una espiral Sa o Sb de tipo temprano.

Galaxia de tipo temprano Galaxia elíptica o lenticular: una sin brazos espirales.  El hombre proviene de la posición de las galaxias en el diagrama diapasón de las formas de las galaxias.  Por razones similares, una galaxia Sa podría ser referida como una espiral de tipo temprano, en contraposición, en contraposición a una espiral Sc o Sd de tipo tardio.

Se podría continuar explicando lo que es una Galaxia elíptica, enana, compacta azul, esferoidal enana, espiral (como la Vía Láctea), espiral enésima, espiral barrada, interaccionante, irregular, lenticular, peculiar, starburst, primordiales… etc.  Sin embargo, creo que ya se ha dejado constancia aquí de los datos necesarios para el que lector tenga una idea de lo que es una galaxia.

En el espacio exterior, el cosmos, lo que conocemos por Universo, las distancias son tan enormes que se tienen que medir con unidades especiales como el año-luz (Distancia que recorre la luz en un año a razón de 299.792.458 metros por segundo.  Otra unidad, ya mayor, es el Pársec (pc) Unidad básica de distancia estelar, correspondiente a una paralaje trigonométrica de un segundo de arco (1″).  En otras palabras, es la distancia a la que una Unidad Astronómica (UA=150.000.000 Km.) subtiende un ángulo de un segundo de arco.  Un Pársec es igual a 3’2616 años-luz, o 206.265 Unidades Astronómicas, o 30,857×10¹² Km.  Para las distancias a escalas Galácticas o intergalácticas, se emplea una Unidad de medida superior al Pársec, el Kiloparsec (kpc) y el megaparsec (Mpc).

Para tener una idea aproximada de estas distancias, pongamos el ejemplo de nuestra Galaxia hermana, Andrómeda, situada a 725 kiloparsec de nosotros) en el Grupo local a 2’3 millones de años-luz de la Vía Láctea.

Ahí reside la imposibilidad física de viajar a otros mundos y no digamos a otras Galaxias.  Las velocidades que pueden alcanzar en la actualidad nuestros ingenios espaciales no llega ni a 50.000 km/h ¿Cuánto tardarían en recorrer los 21.759.840.000.000.000.000 km que nos separa de Andrómeda ?

Incluso el desplazarnos hasta la estrella más cercana, Alfa Centauri, resulta una tarea impensable si tenemos encuentra que la distancia que nos separa es de 4’3 años-luz y un año-luz=9.460.800.000.000 km.

Hasta que no se busque la manera de esquivar la barrera de la velocidad de la luz, los viajes a otros mundos están algo complicados para nosotros.

La única ventaja a nuestro favor: ¡EL TIEMPO!  Tenemos mucho, mucho tiempo por delante para conseguir descifrar los secretos del Hiperespacio que nos mostraría otros caminos para desplazarnos por las estrella que, en definitiva, será el destino de la Humanidad.

Todo ello, claro está, si antes no es la misma humanidad la que lo fastidia todo.  El mirar hacia atrás y comprobar comportamientos anteriores, en verdad no resulta muy alentador, el proceso de Humanización aún está muy crudo y con suma facilidad sacamos fuera el animal que llevamos dentro de nosotros.  Los actos terroristas, las guerras, los miles de niños muertos de hambre, los pueblos que mal viven en la más absoluta miseria y sin agua, es la prueba irrefutable de la calidad humana de la que podemos presumir.  Y, todo ello, agravado por el hecho cierto de que, la otra parte del mundo, mientras los otros padecen de toda clase de privaciones, derrochan, malgastar en inútiles caprichos y tiran la comida que podría paliar el hambre de los otros.

Así resulta ser la Humanidad. Sin embargo, aunque nos costará un largo camino, cambiaremos y, con el avance exponencial que se está prodiciendo en todos los ámbitos del saber, esperemos que sea lo antes posible. El LHC, la Nanotecnología, la robótica, la computación y otros apartados de la ciencia, finalmente nos llevarán a ese otro mundo mejor que, desde luego, sería deseable.

emilio silvera

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