Año Internacional de la Astronomía 2009 en España(AIA-IYA2009)

En el año 1.609 Galileo Galilei apuntó por primera vez al cielo con un telescopio. Fue el comienzo de 400 años de descubrimientos que aún continúan. El 27 de Octubre de 2.006 la Unión Astronómica Internacional (UAI) anunció la declaración por la UNESCO del 2009 como el Año Internacional de la Astronomía (AIA-IYA2009), ratificada por la ONU el 19 de Diciembre de 2.007.

El Año Internacional de la Astronomía (AIA-IYA2009) representará una celebración global de la Astronomía y nde su contribución a la sociedad, a la cultura, y al desarrollo de la humanidad.

Su objetivo principal es motivar a todos los ciudadanos de todo el mundo s replantearse su lugar en el Universo a través de todo un camino de descubrimientos que se inició hace ya 400 años.”

Así reseñan una noticia de la RSEF en relación a éste importante evento que será conmemorado en 2009. Sin embargo, ya se están haciendo muchos preparativos y actividades encaminadas a su mejor desarrollo y exposición, en diversos ámbitos, ante el público en general.

El titular de ésta página Web, miembro numerario de la Real Sociedad Española de Física, y, adscrito a los Grupos Especializados de Física Teórica y Astrofísica, no quiere dejar de participar en dichas efemérides, y, dentro de sus limitadas posibilidades, dará al público en general una serie de charlas, seminarios y conferencias a través de ésta página Web que serán expuestas en el Blog.

Ya nos hemos puesto en contacto con la Organización Oficial del AIA-IYA2009, para obtener el LOGO y exponerlo aquí en la Web, y, a partir de hoy, como ayer se prometió, comienza una serie dedicada a la Astronomía, y, se acercará a todos el conocimiento del Universo mediante explicaciones de todos los objetos que en él conviven y de las fuerzas que allí residen. Pasemos al primero.

AÑO INTERNACIONAL DE LA ASTRONOMÍA AIA-IYA2009

Comentario Número 1.

Desde hoy, y, cada día, como se prometió ayer, tendremos un pequeño apartado en el que se explicará algo del Universo, de manera tal que, cuando comiencen las celebraciones del Año Internacional de la Astronomía, todos los asiduos visitantes de esta Web, sabrán mucho más de Astronomía y, con conocimiento de causa, podrán entender todo lo que en dicho próximo año, oirán, leerán, escucharán y podrán ver sobre Astronomía.

Hoy, para comenzar, no me he podido resistir al escoger el primer comentario o la primera explicación sobre algo del Universo. Me he decidido por lo que más nos ha llamado siempre la atención cuando en la oscuridad de la noche miramos al cielo.

LAS ESTRELLAS:

Que por cierto, son algo más, mucho más, que simples puntitos luminosos que brillan en la oscuridad de la noche. Una estrella es una gran bola de gas luminosa que, en alguna etapa de su vida, produce energía por la fusión nuclear del hidrógeno para formar helio. El término estrella por tanto, no sólo incluye estrellas como nuestro 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, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que están formadas por combustible nuclear gastado.

La masa máxima de una estrella es de unas 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, y se convertirían en enanas marrones.

La luminosidad de las estrellas varían desde alrededor de medio millón la luminosidad del Sol para las más calientes hasta menos de una milésima de la del Sol para enanas más débiles.

Aunque las estrellas más prominentes visibles a simple vista son más luminosas que el Sol, la mayoría de las estrellas son en realidad más débiles que éste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.

Las estrellas brillan como resultado de la conversión de masa en energía por medio de reacciones nucleares, siendo las más importantes las que involucran al hidrógeno.

Por cada kilogramo de hidrógeno quemado de esta forma, se convierte en energía aproximadamente siete gramos de masa. De acuerdo con la famosa ecuación de Einstein E=mc2, los siete gramos equivalen a una energía de 6,3x10exp.14 Julios.

Las reacciones nucleares no sólo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que también producen elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Estos elementos pesados han sido distribuidos por todo el Universo mediante explosiones de supernovas o por medio de Nebulosas planetarias y vientos estelares.

Las estrellas pueden clasificarse de muchas maneras:

1. Mediante la etapa evolutiva, en presecuencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca o estrella de neutrones.
2. A partir de sus espectros, que indica su temperatura superficial conocida como clasificación de Morgan-Keenan.
3. En Población I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados.

EVOLUCIÓN ESTELAR

El título anterior está referido a la serie de cambios que sufren las estrellas durante sus vidas, cuya escala de tiempo depende fuertemente de sus masas y también en cierta medida, de su composición inicial. El progreso de una estrella durante su evolución puede ser seguido en un gráfico denominado diagrama de Hertzsprung-Russell (HR).

Una estrella nace cuando se colapsa una extensa nube de gas por su propia gravedad (sería largo explicar aquí todo el proceso de rozamiento, ionización de las partículas y moléculas de la nube, hasta llegar a formarse el núcleo central). Una estrella brilla por primera vez porque la energía potencial gravitatoria perdida en este colapso se libera en forma de calor y luz.

Finalmente, la temperatura en el centro de la protoestrella se hace lo suficientemente alta como para hacer entrar en ignición una serie de reacciones nucleares que involucran deuterio (un isótopo del hidrógeno), siendo durante algún tiempo la energía de esta reacción suficiente para evitar un colapso mayor.

Una vez que el deuterio se ha agotado, el colapso continúa, y la estrella es clasificada como un objeto presecuencia principal, siguiendo una trayectoria característica en el diagrama HR. Para una estrella como nuestro Sol, esta fase dura varios millones de años.

Finalmente, el núcleo de la estrella se vuelve lo suficientemente caliente como para iniciar las reacciones nucleares que convierten el hidrógeno en Helio, uniéndose la estrella a la secuencia principal en el diagrama HR.

Esta fase de combustión del hidrógeno durará entre unos pocos millones de años, para las estrellas más masivas, a (potencialmente) más de la edad actual del Universo para estrellas poco masivas.

Una vez que el hidrógeno del núcleo se ha agotado, el núcleo se contrae bajo su propia gravedad (la que su propio peso genera) hasta que, en estrellas de más de 0,4 masas solares se vuelve lo suficientemente caliente como para iniciar reacciones nucleares que transforman helio en carbono.

La evolución posterior depende de la masa de la estrella. En estrellas de masa similar a la del Sol y mayor, mientras procede la combustión del helio, puede continuar la combustión del hidrógeno en una capa exterior al núcleo. En esta fase post-secuencia principal la estrella es más fría, más grande y más brillante de lo que lo era en la secuencia principal, y se clasifica como una gigante o, para las estrellas más masivas, una supergigante. Una vez que el helio del núcleo se ha agotado, el proceso de contracción del núcleo, seguido del comienzo de un nuevo conjunto de reacciones nucleares, puede comenzar nuevamente, repitiéndose varias veces.

Así pues, las gigantes más masivas y las supergigantes pueden desarrollar una estructura en capas, quemándose el combustible más pesado en el centro, mientras las capas superiores contiene combustibles más ligeros del ciclo de combustión anteriores. A través de estos procesos de las estrellas se hacen mayores y más brillantes.

Finalmente, sin embargo, bien la contracción del núcleo deja de producir una temperatura lo suficientemente alta como para que se produzcan más reacciones nucleares o bien, el las supergigantes, se llega a un punto en el que el núcleo está constituido por hierro, que no puede ser utilizado como combustible nuclear. El núcleo al colapsarse se convierte en una estrella de Neutrones o posiblemente en un Agujero Negro, mientras que las capas exteriores son eyectadas explosivamente en una explosión de supernova del tipo II.

En las estrellas menos masivas la evolución procede de manera bastante diferente, en parte porque sus núcleos son lo suficientemente densos como para que sean importantes los efectos de degeneración.

Cuando el helio entra en ignición en un núcleo degenerado lo hace explosivamente en un flash del helio, haciendo que el núcleo se expanda. Después, con la estrella en la rama horizontal del diagrama HR, el helio continúa quemándose de forma no explosiva en el núcleo, mientras que el hidrógeno se quema en una capa circundante. Una vez que el Helio se ha agotado en el núcleo, continúa quemándose en una capa durante la fase de la rama gigante asintótica.

Los detalles de la fase evolutiva posteriores son inciertos. Sin embargo, se piensa que las capas externas de las gigantes rojas son expulsadas para formar una Nebulosa planetaria, dejando al núcleo de la estrella expuesto, constituyendo una enana blanca. Así pues, el punto final de la evolución estelar, tanto en las estrellas masivas como en las poco masivas es que la mayor parte de la estrella es dispersada en el espacio interestelar, dejando un remanente colapsado de combustible nuclear agotado.

Mañana el comentario Número 2. CLASES DE ESTRELLAS.

Emilio silvera ( miembro del GEA y colaborador del AIA-IYA2009).

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