GALAXÍA

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 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 cúmulos 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.

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Seguimos exponiendo conceptos relacionados con la Astronomía.

Chandrasekhar, limite de.

Masa máxima de una estrella que no puede colapsarse bajo su propia gravedad por la presión de degeneración tanto de los electrones (en una enana blanca) como de neutrones (en una estrella de neutrones).

Para las enanas blancas la masa estimada de Chandrasekhar es del orden de 1’4 veces la masa del Sol.  Para las estrellas de neutrones el valor es peor conocido debido a las incertidumbres en la ecuación de estados de la materia neutrónica, pero se toma generalmente en el rango de 1’5 a 3 veces la masa del Sol ( y con casi toda seguridad no más de 5).

Sobrepasando estos límites, la estrella que agote su combustible nuclear de fusión y colapse, será para convertirse en agujero negro.

Deceleración, parámetro de.

Magnitud que indica el ritmo al que está disminuyendo la expansión del Universo, debido al efecto de freno de la atracción gravitacional de las Galaxias, las unas sobre las otras.

Es una función de la densidad de la materia cósmica y en función del grado de esta Densidad Crítica, el universo continuará expandiéndose para siempre o por el contrario, se producirá el Big Crunch, mediante el cual, todas las galaxias se pararán por la fuerza de Gravedad y comenzarán el recorrido contrario, hasta que de nuevo, se junte toda la materia del Universo en una enorme bola de fuego, contrayéndose hasta alcanzar una densidad y energía infinitas, una singularidad, y, de nuevo, otro Big Bang y el ciclo comienzo de nuevo. Claro que, ésto sólo es una teoría más.

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Como venimos haciendo cada día, dejaremos aquí hoy algunas explicaciones de objetos estelates que pueblan el cielo de nuestro Universo. La única misión perseguida, que las personas que lean éstas páginas, cuando pase el año 2009, nombrado Año Internacional de la Astronomía, sepan más que antes sobre el Universo que les acoge.

Estrella.

Bola de gas luminosa que, desde su formación a partir de nubes de gas y polvo, comienza a fusionar, en su núcleo, el hidrógeno en helio.  El termino, por tanto, no solo incluye estrellas como el Sol, que están en la actualidad quemando hidrógeno, sino también protoestrellas, aún no lo suficientemente calientes como para que dicha combustión haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como estrellas gigantes y supergigantes, que están quemando otros combustibles nucleares para explotar en supernovas y convertirse, finalmente, en estrellas de neutrones o agujeros negros.  Estas estrellas súpermasivas, son generalmente, de vida más corta, ya que, necesitan quemar más combustible nuclear que las estrellas medianas como nuestro Sol que, por este motivo viven mucho más y, su final, es convertirse en gigantes rojas para explotar como Novas y convertirse en enanas blancas, formadas por combustible nuclear gastado.

La masa máxima de una estrella es de 120 masas solares, por encima de la cual sería destruida por su propia radiación.  La masa mínima es de 0’08 masas solares; por debajo de ella, los objetos no serían lo suficientemente calientes en sus núcleos como para que comience la combustión del hidrógeno o proceso de fusión nuclear necesario para que una estrella comience a brillar y emitir radiaciones termonucleares en forma de luz y calor, estos pequeños objetos son las estrellas marrones.

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Continuamos con la serie dedicada a la divulgación de la Astronomía. Es importante que el público en general, dentro de lo posible, sea consciente de lo que es la Astronomía, las cuestiones que los Astrónomos estudian, las leyes que rigen el Universo y las fuerzas que en él están presentes, los objetos de que lo pueblan y la mecánica que incide, con el paso del tiempo, en su evolución.

Continuémos:

Hawking, proceso de.

Emisión de partículas por un agujero negro como resultado de los efectos mecano-cuánticos.  Fue descubierta por el Físico-cosmólogo, Stephen Hawking (1.942).  El campo gravitacional del agujero negro es la causa de una producción de pares de partículas – antipartículas en la vecindad del Horizonte de sucesos.  Para un posible observador externo, parecería que el agujero está emitiendo radiación (radiación Hawking).

Es más, parece como si las energías de las partículas que caen fuera negativa y compensara exactamente la energía (positiva) de las partículas que escapan.  Esta energía negativa reduce la masa del agujero negro, y el resultado neto del proceso es que el flujo de partículas emitidas parece llevarse la masa del agujero negro.

Puede mostrarse que el agujero negro radia como un cuerpo negro, con una distribución de energía de las partículas que obedece la ley de radiación de Planck para una temperatura que es inversamente proporcional a la masa del agujero.

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