EL FIRMAMENTO 

Es  la  bóveda  celeste  en  que  se  encuentran  aparentemente  los astros  (cualquier  cuerpo  celeste  con forma definida). 

En  tiempos remotos  los  científicos creían que  las estrellas estaban  fijas en  la bóveda celeste, por  lo que se llamó firmamento a este conjunto “firme”. 

DEFINICIONES DE ALGUNOS OBJETOS CELESTES ESTRELLA FIJA 

Una  estrella  fija  es  un  cúmulo  de  materia  en  estado  de  plasma1  en  un  proceso  de  equilibrio hidrostático2  o muy  cercano  a  él,  que  genera  energía  en  su  interior.  Son  llamadas  fijas  porque  su movimiento propio es uniforme y guardan siempre entre sí la misma distancia sensible, por lo cual se las ha considerado como inmóviles  

Son  objetos  de  masas  enormes  comprendidas  entre  0,08  y  120‐200  masas  solares  (Msol).  Su luminosidad  también  tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a  tres millones de veces la luminosidad del Sol. 

Entre  las  fijas  unas  son  más  brillantes  y  claras  como  el  Sirio.  Otras  son  de  color  bermejo  como Aldebarán, Arturo, etc., otras  las  llaman nebulosas por ser muy pequeñas o más distantes y carecer del brillo de las otras. ESTRELLA VARIABLE 

Estrellas que experimentan variaciones significativas de luminosidad. Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas. 

• Estrellas variables intrínsecas: La variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas.  

• Variables  cataclísmicas:  aquellas  que  experimentan  algún  cambio  cataclísmico  de  sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas. 

• Estrellas variables extrínsecas: La variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. 

ESTRELLA BINARIA 

Una estrella binaria  es  un  sistema  estelar  compuesto  de  dos  estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un  centro de masas3  común. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco  o  más  estrellas  interactuando  entre  sí,  suelen  recibir  también  el nombre de estrellas binarias. Albireo,  considerada  inicialmente  como  una  binaria  óptica  (aparente)  se  ha demostrado  finalmente  que  sí  son  una  binaria  verdadera  a  pesar  de  la  gran distancia que hay entre ellas. 

NOVA 

Una nova es una explosión termonuclear causada por  la acreción4 de hidrógeno en  la superficie de una estrella enana blanca5. 

                                                             1 Cuarto estado de la materia parecido al gaseoso pero con diferencias en las propiedades de sus partículas ionizadas. 2 Fluido en el que las fuerzas de presión y las gravedad están en equilibrio 3 Punto geométrico que se comporta como si estuviese sometido a la resultante de las fuerzas externas al sistema 4 Crecimiento de un cuerpo por agregación de cuerpos menores. 5 Remanente que se genera cuando una estrella de masa menor a 9‐10 masas solares ha agotado su combustible nuclear 

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 Formación de una nova 

SUPERNOVA 

Una  supernova  es  una  explosión  estelar  que  produce  objetos muy brillantes en la esfera celeste. 

Las  supernovas  dan  lugar  a  destellos  de  luz  intensísimos,  se caracterizan  por  un  rápido  aumento  de  intensidad  hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o 

menos suave hasta desaparecer completamente. 

Fundamentalmente  se  originan  a  partir  de  estrellas  masivas  que  ya  no  pueden  fusionar  más  su agotado núcleo. 

Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas  de  choque,  llenando  el  espacio  que  la  rodea  con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604 

HIPERNOVA 

Una hipernova es un tipo teórico de supernova que se produce cuando  estrellas  extraordinariamente  grandes  se  colapsan  al final de sus vidas. En una hipernova, el núcleo de  la estrella se colapsa  directamente  en  un  agujero  negro,  emitiendo  dos chorros  de  plasma  extremadamente  energéticos  desde  sus polos a una velocidad cercana a la de la luz. CÚMULO ESTELAR 

Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. La clasificación tradicional  incluye  dos  tipos  de  cúmulos  estelares:  cúmulos  globulares  y  cúmulos  abiertos  (o 

galácticos). 

Cúmulo Globular 

Un cúmulo globular  consiste en una agrupación de 105 − 106 estrellas  viejas,  gravitacionalmente  ligadas,  con  distribución aproximadamente esférica, y que orbita en torno a una galaxia de manera similar a un satélite. Son estas estrellas viejas las que le dan a los cúmulos globulares su típico color dorado. 

Propiedades:  Los  cúmulos  globulares,  más  densos,  son  más estables frente a su disgregación. El cúmulo globular M80. 

Cúmulo Abierto 

Un  cúmulo  estelar  abierto  es  una  acumulación  de  estrellas formadas por  la misma nube molecular6  y que no posee estructura ni  simetría  alguna. También  se denominan cúmulos galácticos, ya que se pueden encontrar por toda la galaxia. 

Las estrellas de los cúmulos abiertos se encuentran ligadas por la gravedad, pero en menor medida que los cúmulos globulares. Las estrellas que albergan suelen ser jóvenes, masivas, y muy calientes y su número puede oscilar desde una docena hasta varios miles.                                                              6  Región  extensa  en  la  que  la  densidad  de  materia  es  suficientemente  alta,  y  la  temperatura  suficientemente  baja,  para  que  exista  hidrógeno molecular (H2). 

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Propiedades: Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del  tiempo  por  su  interacción  gravitatoria  con  nubes moleculares. Cúmulo estelar de las Pléyades. Se pueden contar hasta siete estrellas a simple vista. Los gigantes azules que dominan el cúmulo generan un halo de gas ionizado a su alrededor. Cúmulo  estelar  abierto  M11.  Puede  observarse  su  estructura  poco densa, estando formado por estrellas jóvenes y brillantes. 

NEBULOSA 

Las  nebulosas  son  regiones  del  medio  interestelar7 constituidas  por  gases  (principalmente  hidrógeno  y  helio)  y polvo.  Tienen  una  importancia  cosmológica  notable  porque son  los  lugares  donde  nacen  las  estrellas  por  fenómenos  de condensación8  y  agregación  de  la  materia,  aunque  en  otras ocasiones  se  tratan  de  los  restos  de  una  estrella  que  ha muerto. GALAXIA 

Una galaxia  es un masivo  sistema de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente.  La  cantidad  de  estrellas  que  forman  una galaxia  es  variable,  desde  las  enanas,  con  107,  hasta  las gigantes,  con  1012  estrellas.  Formando  parte  de  una  galaxia existen  subestructuras  como  las  nebulosas,  los  cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. 

El  espacio  intergaláctico  está  compuesto  por  un  tenue  gas, cuya  densidad  promedio  no  supera  un  átomo  por  metro cúbico. Nebulosa planetaria M­57 (Nebulosa del Anillo) NGC 4414, una típica galaxia espiral.  Recreación artística hecha por la NASA de la Vía Láctea. 

VÍA LÁCTEA 

La Vía Láctea  es  la galaxia en  la que se encuentra el Sistema Solar.  Con  un  diámetro medio  de  unos  100.000 años  luz  se  calcula  que contiene  entre  200  y  400 mil  millones  de  estrellas. La distancia desde el Sol al centro  de  la  galaxia  es  de alrededor  de  27.700  años luz. 

En  la  noche  se  aprecia como  una  borrosa  banda de luz blanca alrededor de toda  la  esfera  celeste.  El 

fenómeno visual de la Vía Láctea se debe a estrellas y otros materiales que se hallan sobre el plano de la galaxia.                                                              7 Contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. 8 Proceso físico que consiste en el paso de una sustancia en forma gaseosa a forma líquida. 

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PLANETA 

Un planeta es, según la definición adoptada por la Unión Astronómica Internacional el 24 de agosto de 2006, un cuerpo celeste que: 

• Orbita alrededor del Sol. • Tiene  suficiente  masa  para  asumir  una  forma  prácticamente  esférica  en  equilibrio 

hidrostático. • Ha  limpiado  la  vecindad de  su  órbita  de  planetesimales  (objetos  sólidos  que  se  estima que 

existieron alrededor de las estrellas jóvenes) 

Según  esta  definición,  el  Sistema  Solar  consta  de  ocho  planetas:  Mercurio,  Venus,  Tierra,  Marte, Júpiter,  Saturno, Urano  y Neptuno.  Plutón,  que hasta 2006  se  consideraba un planeta,  ha pasado  a clasificarse como planeta enano, junto a Ceres, y Eris. 

Los cuerpos que giran en torno a otras estrellas se denominan generalmente planetas extrasolares. Las condiciones que han de cumplir para ser considerados como tales son las mismas que señala la 

definición de planeta para el Sistema Solar. Representación artística del planeta OGLE­2005­BLG­390Lb, a 20 000 años luz de la Tierra 

SATÉLITE NATURAL  

Se  denomina  satélite  natural  a  cualquier  objeto  que  orbita alrededor  de  un  planeta.  Generalmente  el  satélite  es  mucho  más pequeño  y  acompaña  al  planeta  en  su  evolución  alrededor  de  la Estrella que orbite. 

Si dos objetos poseen masas similares, se suele hablar de sistema binario de planetas en lugar de un objeto primario y un satélite. El  criterio habitual para considerar un objeto como satélite es que el centro de masas del sistema formado por los dos objetos esté dentro del objeto primario. 

 Comparación de La Tierra con  las lunas  más  importantes  de  cada planeta del Sistema Solar 

COMETA  

Los  cometas  son  cuerpos celestes constituidos por agua, hielo  seco,  amoníaco,  metano, hierro,  magnesio  y  silicatos que  orbitan  el  Sol describiendo  órbitas  elípticas de  gran  excentricidad,  lo  que produce  su  acercamiento  al Sol  con  un  período considerable. 

Los  cometas  son  cuerpos sólidos  compuestos  de 

materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo,  llamada coma. Esta coma está  formada por gas y polvo. Conforme el  cometa  se acerca al Sol, el viento solar1 azota la coma y se genera la cola o cabellera característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado. 

Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material. 

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Cuando  la  Tierra  atraviesa  la  órbita  de  un  cometa,  estos  fragmentos penetran  en  la  atmósfera  en  forma  de  estrellas  fugaces  o  también llamadas lluvia de meteoros.  1: Flujo de partículas (en su mayoría protones de alta energía) emitidos por la atmósfera de una estrella. Cometa Hale­Bopp 

METEORITO 

Un meteorito es un meteoroide (aclaración más abajo) que alcanza la superficie de la Tierra debido a que no se desintegra por completo en la atmósfera. 

Cuando entra en la atmósfera de un planeta, el meteoroide se calienta y se  vaporiza  parcial  o  completamente.  El  gas  que  queda  en  la trayectoria  seguida  por  el meteoroide  se  ioniza  y  brilla.  El  rastro  de vapor  brillante  se  llama  técnicamente  meteoro  aunque  es  conocido como estrella fugaz. Meteorito Gibeon 

METEOROIDE 

Un meteoroide  es  una partícula  relativamente pequeña  (desde unas pocas  micras  unos  cien  metros)  que  orbita  alrededor  del  Sol.  La 

mayoría de meteoroides son fragmentos de cometas y asteroides aunque también pueden ser rocas de satélites o planetas que hayan sido impulsadas en grandes impactos. 

LA MATERIA OSCURA 

Se denomina materia oscura  a  la materia  hipotética  de  composición  desconocida,  que no  emite  o refleja  suficiente  radiación  electromagnética  (luz  y  otras  radiaciones)  para  ser  observada directamente  con  los medios  técnicos  actuales  pero  cuya  existencia  puede  inferirse  a  partir  de  los efectos  gravitacionales  que  causa  en  la  materia  visible,  tales  como  las  estrellas  o  las  galaxias.  La materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable. La materia oscura juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias. Todas estas líneas de pruebas  sugieren  que  las  galaxias,  los  cúmulos  de  galaxias  y  el  Universo  como  un  todo  contienen mucha más materia que  la que  interactúa con  la radiación electromagnética:  lo restante es  llamado 

"el componente de materia oscura". Distribución estimada de materia y energía oscura1 en el Universo.  

Se  especula  que  la  materia  oscura constituye  el  90%  de  la  masa  en  la mayoría  de  las  galaxias.  La  naturaleza de  este  componente  no  está  bien comprendida.  Hay  evidencias  que sugieren  la  existencia  de  agujeros negros  supermasivos  en  el  núcleo  de algunas  galaxias.  La  Vía  Láctea,  que acoge  a  nuestro  sistema  solar,  parece tener uno de estos objetos en su núcleo. 

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LA NATURALEZA FÍSICA DE LA LUZ:   Ha  sido uno de  los  grandes problemas de  la  ciencia. Desde  la  antigua Grecia  se  consideraba  la  luz como  algo  de  naturaleza  corpuscular,  eran  corpúsculos  que  formaban  el  rayo  luminoso.  Así explicaban fenómenos como la reflexión y refracción de la luz. Newton en el siglo XVIII defendió esta idea, suponía que  la  luz estaba  formada por corpúsculos  lanzados a gran velocidad por  los cuerpos emisores de luz. Escribió un tratado de Óptica en el que explicó multitud de fenómenos que sufría la luz.  

En 1678 Huygens defiende un modelo ondulatorio , la luz es una onda. Con este modelo se explicaban fenómenos como la interferencia y difracción que el modelo corpuscular no era capaz de explicar. Así la  luz  era  una  onda  longitudinal,  pero  las  ondas  longitudinales  necesitan  un  medio  para  poder propagarse, y surgió el concepto de éter como el "medio" en el que estamos inmersos. Esto trajó aún más problemas, y la naturaleza del eter fue un quebradero de cabeza de muchos científicos.  

La solución al problema la dió Maxwell en 1865, la luz es una onda electromagnética que se propaga en  el  vacío.  Quedaba  ya  por  tanto  resuelto  el  problema  del  éter  con  la  aparición  de  estas  nuevas ondas.  

Maxwell  se  basó  en  los  estudios  de  Faraday  del  electromagnetismo,  y  concluyó  que  las  ondas luminosas  son de naturaleza electromagnética. Una ONDA ELECTROMAGNÉTICA  se produce por  la variación  en  algún  lugar  del  espacio  de  las  propiedades  eléctricas  y magnéticas  de  la materia.  No necesita ningún medio para propagarse, son ondas transversales.  

 

ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO 

Se  denomina  espectro  electromagnético  a  la  distribución  energética  del  conjunto  de  las  ondas electromagnéticas  emitidas  por  un  cuerpo,  estrella,  galaxia,  etc.  Los  espectros  se  pueden  observar mediante espectroscopios que, además de permitir observar el espectro, permiten realizar medidas sobre  éste,  como  la  longitud  de  onda,  la  frecuencia  y  la  intensidad  de  la  radiación.  El  espectro electromagnético se extiende desde la radiación de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los  rayos  X,  pasando  por  la  luz  ultravioleta,  la  luz  visible  y  los  rayos  infrarrojos,  hasta  las  ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio.  

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 Partes del espectro electromagnético:  

• Los rayos gamma  tienen una  frecuencia muy elevada. Pueden resultar muy nocivos para el tejido humano, aunque también pueden emplearse para el tratamiento del cáncer.  

• Los rayos X,  descubiertos por  el  físico  alemán W. Roentgen, deben  su nombre  a que  en un principio  su  origen  era  un  misterio.  Tienen  longitudes  de  onda  muy  cortas,  son  muy penetrantes,  pero  son  absorbidos  por  materiales  densos,  como  el  plomo  o  los  huesos.  Se utilizan  en  medicina  para  examinar  el  interior  del  cuerpo  humano.  Dosis  muy  elevadas pueden producir cáncer.  

• La radiación de longitud de onda algo más corta que la visible se denomina ultravioleta. Una parte de esta  radiación procedente del  Sol broncea  la piel,  pero una  exposición prolongada puede originar, a largo plazo, cáncer de piel. Aunque la capa de ozono absorbe la mayoría de rayos ultravioleta que emite el Sol, es recomendable evitar las horas de mayor radiación solar y utilizar gafas de sol y cremas solares de alto factor de protección.  

• De  todo  este  espectro  nuestros  ojos  solo  perciben  la  banda  de  longitudes  de  onda comprendida  entre  0,4  y  0,8 milésimas de milímetro,  lo  que  llamamos  el espectro visible. Dentro de él,  la  luz roja  tiene mayor  longitud de onda; y  la  luz azul, menor  longitud de onda.  

• La  radiación  con  longitud  de  onda  algo  mayor  que  la  luz  visible  se  denomina  infrarroja. Cualquier objeto caliente emite esta radiación, que depende de la temperatura y del color del objeto. Las gafas de visión nocturna se usan para detectar la radiación infrarroja que emiten personas  y  animales  en  la  oscuridad.  Los  mandos  a  distancia  también  emplean  radiación infrarroja.  

• Otras ondas menos energéticas son las microondas, muy empleadas en la industria moderna (y en muchas cocinas actuales).  

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• Las  ondas  electromagnéticas  con  longitud  de  onda más  larga  son  las ondas de  radio y de televisión, empleadas en telecomunicaciones (telefonía móvil), en radares, etc. 

Cualquier estrella o cuerpo a una  temperatura por encima de 0K emite energía en  forma de ondas electromagnéticas, siendo esta radiación, que se emite incluso en el vacío, tanto más intensa cuando más elevada es la temperatura del emisor. La energía radiante emitida por un cuerpo a temperatura ambiente es escasa y corresponde a longitudes de onda superiores a las de la luz visible (es decir, de menor frecuencia y por lo tanto invisibles). Al elevar la temperatura, como ocurre en last estrellas,  no 

sólo aumenta la energía emitida sino que lo hace a longitudes de onda más cortas;  a  esto  se  debe  el  cambio  de color  de  un  cuerpo  cuando  se calienta.  

• Los  objetos  con  una  mayor temperatura  emiten  la mayoría  de  su  radiación  en longitudes  de  onda  más cortas;  por  lo  tanto parecerán ser más azules . 

• Los  objetos  con  menor temperatura  emiten  la mayoría  de  su  radiación  en longitudes  de  onda  más largas; por lo tanto parecerán ser más rojos . 

Además,  en  cualquiera  de  las longitudes  de  onda,  el  objeto  más caliente  irradia  más  (es  más luminoso)  que  el  de  menor temperatura.  Distribución  Espectral  de  la  energía radiada  a  partir  de  estrellas  y  otros objetos  celestes    a  diferentes temperaturas El espectro de emisión del Sol. El Sol emite la mayor parte de su energía en la región de  la  luz  visible  y  en  el  infrarrojo; también es considerable su emisión en el ultravioleta  cercano.  La  emisión  en longitudes  de  onda  menores  que  el ultravioleta o mayores que el infrarrojo es sumamente  pequeña  en  condiciones normales.  

 

Conociendo  el  valor de  longitud de onda para  el  cual  es máxima  la  emisión de  luz de una  estrella, podemos conocer su temperatura superficial. 

VENTANAS ATMOSFÉRICAS DEL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO:  

Las radiaciones que pueden atravesar la atmosfera son las ventana de la atmosfera. El Universo emite luz en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, pero la mayoría de esta luz no nos llega a  la  superficie de  la Tierra porque es bloqueada por nuestra atmósfera. Este es el  caso de  los rayos‐X, los rayos‐gamma y el ultravioleta, que de llegar a la superficie terrestre harían imposible la 

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existencia de vida en la Tierra. La atmósfera bloquea también la mayor parte de la luz infrarroja, así como las ondas radio menos energéticas. Por otra parte, la atmósfera permite la transmisión de la luz visible,  de  la  mayoría  de  las  ondas  radio  y  del  cercano  infrarrojo,  haciendo  posible  que  los astrónomos puedan, desde la superficie de la Tierra, ver el Universo a esas longitudes de onda. 

OBSERVATORIOS ESPACIALES 

Un  observatorio  espacial  ,  también  conocido  como  telescopio  espacial  ,  es  un  [satélite  artificial]  o [sonda  espacial]  que  se  utiliza  para  la  observación  de  [planeta]  s,  [estrella]  s,  [galaxia]  s  y  otros [cuerpos  celestes]  de  forma  similar  a  un  [telescopio]  en  tierra.  Se  han  lanzado  una  cantidad importante de telescopios espaciales a órbita, proporcionando mayor información y conocimiento del 

cosmos.  

Existe  varias  razones  para  que  la  observación  desde  el  espacio  sea  deseable,  debido  a  que  evita algunos  problemas  que  tienen  los  observatorios  en  tierra.  Los  beneficios  de  los  observatorios espaciales son:  

• Un telescopio en el espacio no sufre  la [contaminación lumínica] producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire.  

• La  atmósfera  terrestre  añade  una  distorsión  importante  en  las  imágenes,  conocida  como [aberración  óptica]  .  La  capacidad  de  resolución  de  los  telescopios  en  tierra  se  reduce  de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por  lo que su capacidad  siempre  rinde  cerca  del  máximo  teórico.  Este  problema  para  los  telescopios  en tierra  se  ha  resuelto  de  forma  parcial  con  el  uso  de  [óptica  adaptativa]  ,  como  en  el  [Very Large Telescope] , pero son complejos y no solucionan el problema completamente 

• Además,  la  atmósfera  absorbe  fuertemente  la  radiación  electromagnética  en  ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre 

ESPECTROS DE EMISIÓN Y DE ABSORCIÓN LOS ESPECTROS DE EMISIÓN:  

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Todos  los  cuerpos  emiten  energía  a  ciertas  temperaturas.  El  espectro  de  la  radiación  energética emitida es su espectro de emisión. Todos los cuerpos no tienen el mismo espectro de emisión. Esto es, hay cuerpos que emiten en el infrarrojo, por ejemplo, y otros cuerpos no.  

En realidad, cada uno de los elementos químicos tiene su propio espectro de emisión. Y  esto  sirve  para identificarlo y conocer de su existencia  en  objetos lejanos,  inaccesibles  para nosotros,  como  son  las estrellas.  

Así,  el  sodio  tiene  su característico  espectro  de emisión,  lo  mismo  que  el calcio,  o  que  el  hidrogeno, etc..  

Algunos  ejemplos  de espectros de emisión:  

 Diremos que el hidrógeno emite, dentro del visible, en una cierta longitud de onda del naranja (6560 A), en otra del azul (4858 A), otra del añil (4337 A) y otra del violeta (4098 A).  

 

 ESPECTROS DE ABSORCIÓN 

Y  también  los  cuerpos absorben  radiación emitida  desde  otros cuerpos,  eliminando  del espectro  de  radiación que  reciben  aquellas bandas  absorbidas,  que quedan  de  color  negro. Son  lo  que  se  llaman rayas  negras  o simplemente  rayas  del espectro.  

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También  ocurre  con  la  absorciòn,  que  unos  cuerpos  absorben  la  radiaciòn  de  unas  determinadas longitudes de onda y no absorben la radiación de otras longitudes de onda, por lo que cada cuerpo, cada elemento químico en realidad, tiene su propio espectro de absorción, correspondiéndose con su espectro de emisión, cual si fuera el negativo con el positivo de una película.  

Algunos ejemplos de espectros de absorción:  

 El hidrógeno, pues, absorbe radiación en las mismas bandas en las que la emite, es decir, absorbe en una cierta longitud de onda del naranja, en otra longitud de onda del azul, en otra del añil y en otra del violeta.  

 

   

COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO Entre  los  más  importantes  logros  de  la  Astrofísica  y  de  la  espectroastronomía,  debe  incluirse  el descubrimiento  de  que  los  elementos  químicos  que  constituyen  los  diversos  cuerpos  celestes  y  su abundancia relativa, son prácticamente iguales en todo el Universo. 

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A este resultado se ha llegado tanto por medio del análisis indirecto de estrellas y galaxias lejanas con los métodos de la Espectroscopia, como a través del análisis químico directo de rocas terrestres, de meteoritos y de rocas lunares. 

EJEMPLO: LA COMPOSICIÓN DEL SOL 

El Espectro Solar:

Si analizamos mediante un espectroscopio la luz que nos llega del Sol observamos en el espectro que no es completamente continuo, sino que aparecen ciertas rayas de absorción. Indicándonos este hecho que la luz del sol ha atravesado gases que han absorbido las longitudes de onda que a cada uno de ellos le es característica. Algunos de estos elementos sabemos que no pueden existir en la atmósfera de nuestro planeta, por lo que hemos de concluir que se encuentran en la atmósfera solar:

Se observa fácilmente, por tanto, la existencia de Sodio (las dos líneas amarillas), hidrógeno, etc..  

El primero en describir las líneas oscuras del espectro solar fué Joseph Von Fraunhofer (1787-1826), por lo que se le denominaron "Líneas de Fraunhofer", aunque ya habian sido descubiertas en 1802 por William H. Wollaston (1766-1828).

COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO 

Al igual que como se ha explicado para el caso del sol, la luz de las estrellas, galaxias y otors cuerpos celestes, puede ser analizada y a partir del análisis espectral conocer  la temperatura y composición del objeto observado. 

 

Desde el punto de vista cuantitativo, el elemento más abundante  es  el  Hidrógeno  (H)  que  representa, aproximadamente,  el  83,9  por  100  de  todos  los átomos presentes en el Universo; en segundo lugar se encuentra el Helio (He) con el 15,9 por 100. Todos los otros elementos cubren el restante 0,2 por 100. 

Habitualmente  la  abundancia  de  los  elementos  se expresa  con  relaciones  de números  de  átomos.  En  el análisis  de  la  composición  química  de  la  Tierra  y  de los meteoritos se elige con frecuencia, como elemento de referencia, el silicio; en el del Sol y de las estrellas 

en general, el hidrógeno. 

HIPÓTESIS SOBRE LA FORMA DE LA TIERRA: Al principio de la antigüedad clásica, la creencia generalizada consistía en que la Tierra era plana. Los filósofos  griegos  de  ese  periodo  tenían  tendencia  a  sacar  conclusiones  similares  a  las  de Anaximandro, quien creía que la Tierra era un corto cilindro con una superficie plana y circular. Esta 

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idea, aparte de coincidir con lo que se observa,  se veía reforzada por argumentos de sentido común como los siguientes:  

• No se puede observar de ninguna forma su curvatura  • Si la Tierra fuera redonda, al viajar hacia el Sur, la gente caería hacia abajo, al espacio  

A pesar de lo aplastante que puede ser la idea de que la Tierra es plana,  a partir del siglo III antes de nuestra  era,  prácticamente  todos  los  científicos  aceptaban  como  hipótesis  la  forma  esférica  de  la Tierra. Fue Pitágoras el primer geómetra en descubrir científicamente la forma esférica de la Tierra. También  

 

OBSERVACIONES PRIMITIVAS PARA CONFIRMAR LA ESFERICIDAD DE LA TIERRA 

Aristóteles presentó evidencias de la  forma esférica de la Tierra mediante sus observaciones, apuntando que  los  viajeros  que  viajaban hacia  el  sur  veían  las constelaciones  de  ese  hemisferio  subir  su  posición en  el  horizonte.  Eso  sólo  es  posible  si  dicho horizonte  se  encuentra  formando  un  ángulo  con respecto  al  horizonte  de  alguien  ubicado  más  al norte. Por lo tanto, la forma de la Tierra no podía ser plana.  Todas  las  culturas  antiguas  consideraban inicialmente  que  la  Tierra  es  plana,  pero  los científicos observaron: 

• Los viajeros que han llegado a lugares meridionales ven estrellas que no se ven en Grecia, y al revés. Esto indica que su horizonte y el nuestro no son paralelos, lo cual sólo es posible si la superficie de la Tierra es curva.  

• La sombra de la Tierra sobre la Luna en un eclipse lunar es siempre redonda. Si la sombra de un objeto es siempre redonda, independientemente de la dirección desde la que se proyecta, este objeto debe ser una esfera. 

• Cuando un barco se acerca a  la costa,  lo primero que se ve de él es el extremo superior del mástil,  y  los marineros  ven primero  el  pico de  las montañas de  la  costa.  Esto  indica  que  la superficie  es  convexa;  puesto  que  el  efecto  es  igual  en  todas  direcciones  y  en  todos  los puertos, la superficie debe ser esférica 

Sin  embargo  era  sólo  eso,  una  hipótesis  que  tuvo  que  esperar  casi  2000  años  hasta  que  fue demostrada experimentalmente. 

EXPERIMENTO SOBRE LA FORMA DE LA TIERRA Y OBSERVACIONES En  el año 1870  el periódico  inglés  "The Field" publicase un par de  cartas  en  las que un hombre  llamado  Jonh Hampden ofrecía un premio de 500 Libras esterlinas quién fuese capaz de demostrar que  la tierra no era plana. 

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Hampden afirmaba que  la tierra era plana como una mesa, y que nadie sería capaz de demostrar  lo contrario y embolsarse el premio. Nada menos que Alfred Russel Wallace, el hombre que que descubrió la misma teoría de la evolución que Darwin de forma independiente, que era un más que competente geólogo, biólogo y geógrafo (En aquellos tiempos, a eso se le llamaba "Naturalista") y que había pasado años en las antípodas cuya posibilidad física negaba Hampden. Se había lanzado un desafío y alguien lo había aceptado. Faltaba determinar un lugar para el "duelo", pactar unas normas, y elegir unos "padrinos". El lugar fue El Old Bedford River es, en realidad, un canal artificial construido dentro de un sistema mayor para drenar una zona pantanosa de los condados de Cambridgeshire, Lincolnshire y Norfolk, al este de Inglaterra. Su trazado recto y su cauce lento y tranquilo lo hacían perfecto para el experimento y que consistió en lo siguiente:  Sobre uno de los puentes del Old Bedford River, y a una altura cuidadosamente medida sobre la superficie del agua (13 pies y cuatro pulgadas, unos 4.06 metros) se colocaba un "blanco". A seis millas de distancia (unos 9.66 km), y a 

la misma altura, se situaba un telescopio apuntando a ese blanco.  Justo  a  mitad  de  camino  y  a  la  misma  altura estaba situada una "diana".  Si  la  tierra  resultaba  ser  plana,  las  dos  marcas  y  el telescopio  deberían  estar  alineadas  (y  la  más  cercana taparía  la  visión  de  la  del  puente).  Si  la  superficie  de  la tierra  era  efectivamente  curva,  la  diana  central  debería aparecer,  vista  desde  el  telescopio,  más  alta  que  la  del puente. Luego  se  reunieron  junto  al  Old  Bedford  River  John Hampden, Alfred Wallace, William Carpenter (testigo por parte de Hampden), M. W. B. Coulcher  (testigo por parte de Wallace) y J. H. Walsh, editor del periódico "The Field" y árbitro acordado para el desafío. El  resultado  del  experimento  fue  el  predecible:  La  diana central aparecía elevada sobre la visual telescopio­puente unos  cinco  pies  y  medio  (1.68  m.),  dándole  la  razón  a Wallace. Durante los años siguientes, un furioso Hampden acosaría a  Wallace  y  su  familia  a  través  de  todos  los  medios, 

incluidos los legales, acusándole de hacer trampas. La primera prueba directa de que la Tierra es una esfera fue  el viaje de vuelta al mundo iniciado por Magallanes y terminado por Juan Sebastián Elcano en 1522, después de una travesía de tres años. 

SISTEMA GEOCÉNTRICO Y HELIOCÉNTRICO 

¿QUÉ TIENEN QUE EXPLICAR? 

El Sol y la Luna parecían moverse de una forma más o menos regular,  a  lo  largo  del  fondo  de  estrellas  que  forman  el zodiaco,  avanzando  siempre de oeste  a  este,  pero  los  cinco planetas  conocidos  desde  la  actualidad,  viajaban  de  una forma más irregular. Así el resto de los planetas se desplazan a lo largo del zodíaco de oeste a este, pero dicho movimiento se  ve  interrumpido  durante  breves  intervalos  por  un movimiento retrógrado de este a oeste. Fotografías de Marte, apuntando a  la misma dirección del espacio, con intervalos de tiempo de un día 

El retroceso va precedido de una pérdida en la velocidad de avance  hasta  pararse  (planeta  estacionario);  luego, retrocede hasta alcanzar otra vez una posición estacionaría y reemprende el movimiento normal de oeste a este. 

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Mediante  una  observación  cuidadosa  los  antiguos  observaron  que  los  periodos  entre  las retrogradaciones  o  periodo  sinódico  y  aunque  variaban  eran  por  término  medio  116  días,  para Mercurio; 584 para Venus; 780 días para Marte; 399 para Júpiter y 378 para Saturno. 

CÓMO EXPLICA LA RETROGRADACIÓN EL MODELO GEOCÉNTRICO 

En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo del Universo con la Tierra en el centro. En el modelo,  la  Tierra  permanece  estacionaria  mientras  los  planetas,  la  Luna  y  el  Sol  describen complicadas órbitas alrededor de ella. 

Para  poder  explicar  los  movimientos  retrógrados  de  los  planetas  exteriores,  lo  mismo  que  el movimiento oscilatorio próximo al Sol de los planetas interiores, el sistema ptolemaico estableció la existencia de círculos menores alrededor de ciertos puntos del circulo deferente del planeta, que se denominaron epiciclos. 

La concepción Ptolemaica del cosmos implicaba postular la existencia de epiciclos sobre círculos deferentes

CÓMO EXPLICA LA RETROGRADACIÓN EL SISTEMA HELIOCÉNTRICO 

La  teoría  heliocéntrica  fue propuesta  por  Nicolás Copérnico  (1473‐  1543),  el cual afirmó que  la  tierra y  los demás  planetas  giraban  en torno  a  un  sol  estacionario. Esta  publicación  marcó  el comienzo  de  una  revolución en  astronomía,  al  indicar  la falsedad  de  la  teoría geocéntrica  de  Claudio Tolomeo. 

Copérnico  adoptó  la  idea  de  una  Tierra  en movimiento  para  resolver  el  problema  planetario  que, según opinaba, no estaba satisfactoriamente resuelto, además de que los cálculos de las órbitas de los planetas  eran  más  sencillos.  En  el  sistema  heliocéntrico  resultaba  mucho  más  sencillo  realizar  el cálculo  correcto  de  las  posiciones  planetarias,  y  por  ello  Copérnico  no  dudó  en  romper  con  una tradición de más de 2000 años de una Tierra en reposo 

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HIPÓTESIS FUNDAMENTALES EN LA TEORÍA DE COPÉRNICO: 

Postulados 

• No existe ningún centro de gravedad de todos los círculos o esferas celestes  • El  centro de  la  tierra no  es  el  centro del  universo,  sino  tan  sólo de  gravedad y de  la  esfera 

lunar.  • Todas las esferas giran alrededor del sol como de su punto medio y, por lo tanto, el sol es el 

centro del universo.  • La razón entre la distancia de la tierra al sol y la altura del firmamento es a tal punto menor 

que la razón entre el radio de la tierra y la distancia de ésta al sol, que la distancia de la tierra al sol es imperceptible, si se le compara con la altura del firmamento.  

• Todo movimiento aparente que se percibe en los cielos proviene del movimiento de la tierra, y no de algún movimiento del firmamento, cualquiera que fuere.  

• Lo  que  nos  parece  movimiento  del  sol  no  proviene  del  movimiento  de  éste,  sino  del movimiento de la tierra y de nuestra esfera, junto con la cual giramos en derredor del sol, lo mismo que cualquier otro planeta.  

• El  movimiento  aparentemente  directo  y  retrógrado  de  los  planetas  no  proviene  del movimiento suyo, sino del de la tierra. Por consiguiente, el movimiento de la tierra por sí solo 

para  explicar  las  aparentes anomalías de los cielos. 

EL SISTEMA DE COPÉRNICO Y SU INFLUENCIA 

La  teoría  de  Copérnico  establecía  que  la Tierra giraba sobre sí misma una vez al día, y  que  una  vez  al  año  daba  una  vuelta completa  alrededor  del  Sol.  Además afirmaba  que  la  Tierra,  en  su movimiento rotatorio,  se  inclinaba  sobre  su  eje.  Sin embargo, aún mantenía algunos principios de  la  antigua  cosmología,  como  la  idea  de las  esferas  dentro  de  las  cuales  se encontraban  los  planetas  y  la  esfera exterior  donde  estaban  inmóviles  las estrellas. En principio no  se prestó mucha atención  al  sistema  de  Copérnico (heliocéntrico) hasta que Galileo descubrió pruebas  sobre  el movimiento  de  la  Tierra cuando se inventó el telescopio en Holanda 

Las  aportaciones de Copérnico  supusieron un cambio radical y un nuevo impulso para una  ciencia  que  estaba  dormida.  Una  de 

ellas, era el nuevo orden de alineación de los planetas según sus periodos de rotación. A diferencia de la  teoría de Tolomeo, Copérnico vio que cuanto mayor era el  radio de  la órbita de un planeta, más tiempo tardaba en dar una vuelta completa alrededor del Sol. Pero en el siglo XVI,  la idea de que la Tierra se movía no era fácil de aceptar y, aunque parte de su teoría fue admitida, la base principal fue rechazada. 

Entre 1543 y 1600 Copérnico contó con muy pocos seguidores. Fue objeto de numerosas críticas, en especial  de  la  Iglesia,  por  negar  que  la  Tierra  fuera  el  centro  del  Universo.  La  mayoría  de  sus seguidores servían a la corte de reyes, príncipes y emperadores. Los más importantes fueron Galileo y 

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el  astrónomo  alemán  Johannes  Kepler,  que  a  menudo  discutían  sobre  sus  respectivas interpretaciones de la teoría de Copérnico.  

En el siglo XVII, con el auge de las teorías de Isaac Newton sobre la fuerza de la gravedad, la mayoría de  los  pensadores  en Gran Bretaña,  Francia,  Países Bajos  y Dinamarca  aceptaron  a  Copérnico.  Los filósofos puros de otros países de Europa mantuvieron duras posturas  contra él durante otro  siglo más. 

OBJECIONES AL MODELO COPERNICANO 

Desde el punto de vista astronómico, tan aceptable era en principio el modelo copernicano como el tolemaico pues ambos explicaban los mismos fenómenos casi con la misma precisión cuantitativa. 

Sin embargo existían una serie de objeciones al movimiento de la Tierra: 

• ‐ Si la Tierra se mueve, ha de hacerlo con una velocidad muy grande, ¿por qué no lo notamos? • ‐ Si la Tierra rota, ¿por qué la fuerza centrífuga no hace salir despedidos a los objetos que se 

hallan en su superficie? • ‐ ¿Por qué en su traslación no pierde la atmósfera? • ‐ ¿Por qué no vemos a los pájaros y las nubes quedarse atrás en su vuelo por no poder seguir a 

velocidad tan enorme? • ‐ ¿Por qué vemos caer los cuerpos verticalmente y no oblicuamente?. ¿Por qué un hombre que 

da un salto vuelve a caer sobre el punto de partida? • ‐ ¿Por qué siendo la Tierra un cuerpo pesado no se precipita hacia el Sol que ocupa ahora el 

centro Del mundo? 

APORTACIONES DE TYCHO BRAHE 

El observador más importante del siglo XVI fue Ticho Brahe, quien tenía el don de la observación y el dinero  para  construir  los  equipos más  avanzados  y  precisos  de  su  época. Desde  1580  hasta  1597, Tycho  observó  el  Sol,  la  Luna  y  los  planetas  en  su  observatorio  situado  en  una  isla  cercana  a Copenhague y después en Alemania. 

Sus  observaciones,  que  eran  las  más  exactas  disponibles,  darían después  de  fallecido  las  herramientas  para  que  se  pudieran determinar las leyes del movimiento celeste, dadas por su ayudante y uno de los más grandes científicos de la historia: Johannes Kepler. 

APORTACIONES DE KEPLER: 

La  principal  aportación  de http://www.artehistoria.jcyl.es/historia/contextos/1891.htm  Kepler al mundo  científico  consiste  en  la  formulación de  las  leyes que  rigen las  órbitas  planetarias.  (Estudió  las  observaciones  del  planeta Marte hechas  por  Tycho  Brahe,  llegando  a  deducir  la  forma  de  su  órbita. Después  de  innumerables  tanteos  y  de  interminables  cálculos realizados  durante  muchos  años,  llegó  a  deducir  sus  famosas  tres leyes.) 

Las  tres  leyes  son  leyes  empíricas,  nacidas  de  la  observación  y  solo  se  ha  tenido  en  cuenta  para formularlas los datos experimentales. Es cierto que ello no es ciertamente nuevo, ya que en Física este método ha permitido formular otras. Sin embargo en la época en que se plantea sí lo es. 

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LEYES DE KEPLER 

Las  leyes  de  Kepler  fueron  enunciadas  por  Johannes  Kepler para  explicar  el  movimiento  de  los  planetas  en  sus  órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las enunció en el mismo orden, en la actualidad las leyes se numeran como sigue: 

Primera Ley: Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.  

Segunda Ley: El  radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.  

La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular,  es  decir,  cuando  el  planeta  está  más  alejado  del  Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol  (perihelio).  En  el  afelio  y  en  el  perihelio,  el  momento angular  L  es  el  producto  de  la  masa  del  planeta,  por  su velocidad y por su distancia al centro del Sol. 

 Tercera Ley: Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol.  

 donde,  P   es  el  periodo  orbital,  r   la  distancia  media  del  planeta  con  el  Sol  y  K   la  constante  de proporcionalidad. 

Estas  leyes  se  aplican  a  otros  cuerpos  astronómicos  que  se  encuentran  en  mutua  influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna. 

UNIDADES PARA MEDIR DISTANCIAS EN EL UNIVERSO 

Medir  el  Universo  es  complicado.  A  menudo  no  sirven  las  unidades  habituales.  Las  distancias,  el tiempo  y  las  fuerzas  son  enormes  y,  como  es  evidente,  no  se  pueden  medir  directamente. Unidades: 

• Unidad astronómica‐ Distancia media entre la Tierra y el Sol. No se utiliza fuera del Sistema Solar. 

• Año luz‐ Distancia que recorre la luz en un año. Si una estrella está a 10 años luz, la vemos tal como era hace 10 años. Es la más práctica 

• Pársec  (paralaje‐segundo)‐ Distancia  de  un  cuerpo que  tiene  una paralaje  de  2segundos de arco.  

TAMAÑO DEL UNIVERSO 

PRIMERAS MEDIDAS DE LA TIERRA La primera medida correcta del radio de la Tierra la llevó a cabo Eratóstenes de Cirene (284 -196 a. C.), que hacia el año 240 a. C. llegó a ser el director de la Biblioteca de Alejandría, el mayor centro de investigación de la época.

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Para medir el radio de la Tierra, Eratóstenes se sirvió de la observación de que el tamaño de las sombras que proyectaban los objetos variaba en diferentes latitudes.

Él sabía que en Siena (actual ciudad de Asuán y situada muy próxima al trópico de Cáncer) a mediodía del día 21 de junio se podían ver iluminados los fondos de los pozos y que, lógicamente, los edificios no proyectaban sombra. Es decir, el Sol se encontraba exactamente en la vertical de Siena. En cambio, ese mismo día, en Alejandría, situada más al Norte, un mástil clavado en el suelo proyectaba una sombra apreciable. Inmediatamente determinó el ángulo que formaban los rayos del Sol con la vertical, que resultó ser de 7,2º.

Entonces comprobó que la dirección de la línea recta que unía ambas ciudades coincidía prácticamente con la dirección Norte-Sur (es decir, que estaban sobre el mismo meridiano) y mandó determinar la distancia entre ambas ciudades por el sencillo procedimiento de contar los pasos, bien calibrados, que un caminante debía dar para desplazarse de una ciudad a otra.

Esta distancia resultó ser de unos 800 kilómetros (unos 5000 estadios egipcios, en Alejandría).

Varias podían ser las razones por las que ocurría este extraño fenómeno:

• Porque  la Tierra  fuese plana y el Sol se encontrara muy cerca de  la Tierra,  justamente en  la vertical  de  Siena  y  desviado  7,1  grados  de  la  vertical  de  Alejandría,  como  se  ilustra  en  el esquema.  Pero  en  este  caso  la  distancia  al  Sol  sería  de  unos  6000  kilómetros,  como  podía deducirse sin más que prolongar las dos líneas que definen las direcciones de los rayos de sol.  

• Porque la Tierra fuese esférica y el Sol se encontrara muy alejado de la Tierra, de manera que los rayos que llegaban a Siena y a Alejandría se podían considerar paralelos.  

En ese caso las sombras de los objetos situados en ambas ciudades y perpendiculares al suelo no podrían ser paralelos. Tenían que formar un ángulo de 7,1 grados uno respecto al otro (como en la figura adjunta).

Con este modelo de Tierra se podía calcular muy fácilmente su radio por una simple proporción. Si a un ángulo de 7,2º le corresponde un arco de 800 Km , a 360º le corresponderá una longitud de 800 por (360/7,2), es decir de 40.000 Km.

Y utilizando la conocida fórmula de la longitud de la circunferencia: C=2•π•R , se obtiene la longitud del radio de la Tierra, aproximadamente 6.400 Km. (exactamente 6366 km.)

Milagrosamente la medida de Eratóstenes resultó ser bastante acertada. Las mediciones más modernas dan la cifra de 40.074 kilómetros para la longitud de la circunferencia y 6.378 kilómetros para el radio.

PRIMERAS MEDIDAS DEL TAMAÑO DE LA LUNA 

La  primera  medida  del  tamaño  de  la  Luna  y  la distancia a la que se encuentra de nosotros la llevó a cabo Hiparco  de  Nicea,  hacia  el  año  150  a.  C.  Para 

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ello utilizó el método que había ideado Aristarco de Samos unos ciento veinte años antes, cuando aún no se había determinado el tamaño de la Tierra.  

Se sabía que los eclipses de Luna se producen porque la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna.  De esta manera la sombra de la Tierra proyectada sobre la superficie de la Luna va avanzando hasta que la cubre completamente.  Hiparco, siguiendo el método de Aristarco, dibujó la silueta de la Luna y de la  sombra  de  la  Tierra  en  varias  fases  del  eclipse. Suponiendo  que  el  Sol  se  encontraba muy  alejado de la Tierra y de la Luna, la sombra proyectada de la Tierra  tenía  exactamente  el  mismo  tamaño  que  la Tierra,  de  la  misma  manera  que  las  sombras chinescas mantienen exactamente el tamaño de las manos. 

Una  vez  pasado  el  eclipse  Hiparco  completó  los círculos que correspondían a las sombras y midió la relación  de  radios  entre  los  círculos  que correspondían a la silueta de la Luna y a la sombra de la Tierra.  

Llegó a la conclusión de que la relación entre ambos radios era: Radio Tierra / Radio Luna = 3,7 con lo que el radio de la Luna resultaba ser de 1.720 kilómetros, valor muy aproximado al que se maneja en la actualidad. 

PRIMERAS MEDIDAS DE LA DISTANCIA DE LA TIERRA A LA LUNA 

Una  vez  conocido  el  tamaño  real  de  la  Luna,  es  fácil calcular  la  distancia  a  la  que  se  encuentra  de  la  tierra  a partir del ángulo con que se ven los bordes más separados de la circunferencia que la limita.  

Este ángulo es de 0,51º. Entonces la forma de calcularla es la siguiente proporción: 

Si al diámetro de la luna (3440 Km) le corresponden 0,51 grados,  a  la  longitud  de  la  órbita  lunar  (2·π·R)  le corresponderán  360º.  El  radio  R  de  la  órbita  es  la distancia entre la Luna y la Tierra.

Esa  distancia  resultó  ser  de  379.000  kilómetros,  lo  que constituye una estimación magnífica de la realidad. 

PRIMERAS MEDIDAS DE LA TIERRA AL SOL 

El  siguiente  paso  en  el  programa  griego  de  investigación  en  astronomía  contemplaba  la determinación  de  la  distancia  de  la  Tierra  al  Sol.  Fue  también  Aristarco  el  que  realizó  la  primera medida.  

6.400 Km

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Se dio cuenta de que cuando la Luna estaba iluminada justamente a la mitad del círculo, es decir en el primer  o  último  cuarto,  el  Sol,  la  Luna  y  la  Tierra  formaban  un  triángulo  rectángulo  con  el  ángulo recto situado en la Luna.  

Como  se  conocía  la  distancia  Tierra‐Luna, midiendo el ángulo que forman la recta Tierra‐Luna  (un  cateto)  y  la  recta  Tierra‐Sol  (la hipotenusa)  pudo  calcular  la  distancia  Tierra‐Sol.  

Midió un ángulo de 87º y una distancia Tierra‐Sol  de  unas  veinte  veces  la  distancia  Tierra–Luna, es decir, 7.580.000 Kms, que es, a su vez, unas  veinte  veces menor  que  la  distancia  real que  hoy  sabemos:  150  millones  de  Kms.  El error estribaba en la dificultad que tenían para medir  ángulos  en  aquella  época  (a  ojo prácticamente). El ángulo real es de 89º51’. 

Así  pues,  y  a  pesar  del  error  de  cálculo, Aristarco alejó todavía mucho más la esfera de las estrellas fijas. De esta forma, recordando el 

modelo de Universo de los griegos con varias esferas por encima de la del Sol, concluimos que para los  griegos  del  siglo  II  a.C.,  las  estrellas  fijas  se  encontraban  en  una  esfera  gigantesca  de  muchos millones de kilómetros de diámetro. 

MEDIDAS MÁS ALLÁ DEL SISTEMA SOLAR 

CONCEPTOS PREVIOS: MAGNITUD ESTELAR 

Los  objetos astronómicos, ya  sean  astros con luz propia, o  bien  astros que  reflejan  la luz  que reciben  de otros  astros, 

emiten luminosidad  o brillo  que recibimos  al 

observarlos provocando en nosotros la sensación de "mayor o menor magnitud". El mayor o menor brillo  se  puede  deber  a  diferentes  factores,  como  el  tamaño  del  objeto,  la  distancia  a  la  que  se encuentra de nosotros,  la potencia de los procesos de combustión o desintegración nuclear si es un astro con luz propia, la estructura o composición del objeto si se trata de un astro que refleja la luz, etc. Desde Hiparco se admite que las estrellas más brillantes se indiquen con el número uno, y las que están ya en el límite de la visibilidad, a simple vista, con el número 6. (En las magnitudes, los números más grandes  corresponden a  los objetos más débiles  y  los números más pequeños, a  los objetos más brillantes; los objetos más brillantes de todos tienen magnitudes negativas.) 

• La magnitud aparente (m) de una estrella, planeta o de otro cuerpo celeste es una medida de su brillo aparente; es decir, la cantidad de luz que se recibe del objeto 

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• La magnitud absoluta (M) es la magnitud aparente, m, que tendría un objeto si estuviera a una distancia fija de nosotros. 

Una  estrella  con  M  grande,  si  se  encuentra  a  mucha  distancia  la  podemos  observar  con  una  m pequeña; por el contrario una estrella de brillo débil, si está cerca puede aparecer con una magnitud aparente alta. 

Si se conoce la magnitud aparente y la magnitud absoluta de un cuerpo celeste, se puede conocer la distancia mediante la relación9:(Fórmula 1) 

d= 10(1 + 0,2*(m – M) + 0.141) 

MÉTODOS DE MEDIDA 

Los métodos de medida de distancias en el universo se clasifican en galácticos y extragalácticos. Y a su vez, dentro de  los extragalácticos  (los que nos  sirven para medir distancias más allá de nuestra galaxia), subdividirlos entre primarios y secundarios. MÉTODOS GALÁCTICOS 

Son  los  utilizados  para  medir  distancias  dentro  de  nuestra  galaxia,  cosmológicamente  hablando distancias muy cortas. 

• Método del paralaje. • Espectroscopia estelar. 

MÉTODOS EXTRAGALÁCTICOS 

Primarios 

Son  los  métodos  que  pueden calibrarse  a  partir  de observaciones  en  nuestra galaxia  o  a  partir  de consideraciones teóricas. 

• ‐Estrellas cefeidas • ‐Supernovas 

Secundarios 

Son métodos  cuya  calibración se hace a partir de galaxias del grupo  Local  y  otros  grupos cercanos,  cuyas  distancias  se han  conocido  a  partir  de  los 

métodos primarios. 

• ‐Método de Tully‐Fisher 

MÉTODO DEL PARALAJE 

Es  un  fenómeno  que  consiste  en  el  desplazamiento aparente  de  una  estrella  cercana  sobre  el  fondo  de  otras estrellas más lejanas, a medida que la Tierra se mueve a lo largo  de  su  órbita  alrededor  del  Sol.  Hay  un  modo  muy sencillo de  comprender prácticamente qué es el paralaje: 

                                                             9 La distancia aparece medida en Parsecs 

Hipparcos  (The  High  Precision  Parallax Collecting  Satellite)  fue  un  satélite astrométrico  lanzado por  la Agencia Espacial Europea (ESA) y dedicado a medir el paralaje y  los  movimientos  propios  de  más  de  2.5 millones de estrellas a menos de 150 pc de  la Tierra. Los resultados se publicaron en  forma de  un  catálogo  estelar  conocido  como Catálogo Tycho. El proyecto Hipparcos  fue propuesto en 1980. Fue  lanzado por un  cohete Ariane 4  el 18 de agosto de 1989. La misión se dio por concluida el 17 de agosto de 1993. 

1 2 3 4

C

1 2 3 4

L

1 2 3 4

1 2 3 4

C

C 1 2 3 4

1 2 3 4L

L

Estrella lejanas

Sol

Tierra en enero

Tierra enjulio

Sol

Tierra en enero

Tierra enjulio

Foto del firmamento en enero

Foto del firmamento  en julio

Estrella lejanas

Foto del firmamento  en enero

Foto del firmamento en julio

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basta con tener el dedo índice de la mano recto delante de los ojos y cerrar alternativamente una vez el  ojo  derecho  y  otra  el  izquierdo;  se  tendrá  entonces  la  neta  sensación  de  que  nuestro  dedo  se desplaza con respecto a los objetos que están en el fondo. 

Un  fenómeno  idéntico  se  produce  cuando  medimos  la  posición  de  una  estrella  cercana  en  dos momentos del año, a seis meses de distancia el uno del otro, es decir, cuando la Tierra se encuentra en  los  dos  extremos  opuestos  de  su  órbita.  Conocida  la  línea  de  base  (el  diámetro  de  la  órbita terrestre) y el ángulo determinado por el desplazamiento aparente, es  fácil conocer  la distancia del objeto observado, aplicando una fórmula elemental de trigonometría. 

El método de medida de las distancias astronómicas por medio del paralaje es aplicable solamente a estrellas relativamente próximas, hasta algunos centenares de años luz.  

MÉTODO DE ESPECTROSCOPÍA ESTELAR 

Cada  estrella  tiene  un  color  debido  a  su  temperatura superficial.  A  cada  color  de  estrella  (temperatura) corresponde  un  brillo  intrínseco  determinado dependiendo del tipo de estrella de que se trate, algo que podemos conocer gracias a la espectroscopia. Una vez que sabemos, gracias a la paralaje, lo que debería de brillar ese tipo  de  estrella  (magnitud  absoluta)  y  lo  que  realmente brilla  (magnitud  aparente),  es  fácil  saber  a  qué distancia está,  ya  que  el  brillo  disminuye  con  la  inversa  de  la distancia al cuadrado. (Dos bombillas, una de 100 vatios y otras de 25 vatios,  parecen brillar  lo mismo  si  la  de 100 vatios está el doble de lejos que la de 25.) 

Las  magnitudes  absolutas  correspondientes  a  cada  tipo espectral  han  sido  determinadas  por  el  método  del paralaje. Una vez calibrado, este método es aplicable hasta las nubes de Magallanes, que están a unos 170.000 años‐luz Ejemplo.  Si  observamos  con  el  telescopio  el  color  de  la  estrella Altair  (ver diagrama) observamos que  tiene  el mismo  color que un  cuerpo  incandescente  a  9500K,  correspondiéndole  una Magnitud absoluta de 2,25. Al estar a una distancia considerable, nosotros  la  observamos  con  una magnitud  aparente  de  0,77.  Si aplicamos la fórmula (1) hallaremos una distancia de 5,05 parsecs 

METODO DE CEFEIDAS 

Este  método  primario  de  medir  distancias  lo  encontró Henrietta Leavitt en 1914. Esta astrónoma se dio cuenta de que había unas estrellas variables que seguían una regla: a mayor  velocidad  de  variación  del  brillo, menor magnitud absoluta de la estrella. La estrella más famosa de este tipo está  en  la  constelación  de  Cefeo  (la  estrella  de  cuarta magnitud ä ‐delta‐) y por eso el método recibe ese nombre. 

Las cefeidas son estrellas jóvenes, hasta 10.000 veces más brillantes  que  el  Sol,  que  se  contraen  y  dilatan  de  forma regular, lo que hace que su luminosidad varíe a lo largo del tiempo, ya que el brillo de  la estrella es proporcional a su área  superficial.  Es  un  método  muy  fiable  porque  el 

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comportamiento teórico de ese tipo de estrellas variables se conoce muy bien. Al ser muy luminosas son  fáciles  de  reconocer  en  otras  galaxias.    La  expresión  encontrada  que  relaciona  la  Magnitud absoluta con el periodo (en días) es: 

 De nuevo, en cuanto conocemos la magnitud absoluta que debe de tener la estrella, podemos saber a qué distancia está al observar la magnitud aparente. 

Se calibra a partir de otros métodos y es aplicable hasta 100 millones de años‐luz (algo más allá del Grupo  Local  de  galaxias).  Aunque  el  margen  de  error  es  del  15%,  es  uno  de  los  pilares  de  las distancias en astronomía. Ejemplo: la estrella delta cephei presenta un periodo de oscilación (ver gráfica) de 5,37 días. Aplicando la fórmula anterior, su Magnitud absoluta debería ser (­3,47). La magnitud aparente de Delta oscila de 3,5 a 4,4, teniendo un valor promedio de 3.71. Aplicando la fórmula (1) obtenemos una distancia de 273 parsecs. 

MÉTODO DE SUPERNOVAS 

La estrellas enanas blancas en sistemas binarios “roban” materia de la compañera y aumenta su masa hasta  una  cantidad  en  la  que  la  estrella  explota  como  supernova  de  tipo  Ia  (léase:  uno  a).  Estas supernovas tienen un espectro similar y siempre alcanzan la misma magnitud absoluta en el máximo de  brillo  (‐20,75),  por  lo  que  son  luces  estándar  perfectas.  Esa  luminosidad  rivaliza  con  la  de  la galaxia  donde  está,  por  lo  que puede  verse  a  grandes  distancias Aunque  la muerte  de  una  estrella como supernova es un  fenómeno poco  frecuente  (unas  cinco por  siglo  en una galaxia masiva),  hay tantas galaxias, que se detecta, en promedio, una supernova cada semana. Aunque no es un método muy preciso permite llegar a distancias de hasta 5.000 millones de años. SN 1987A fue una supernova que tuvo lugar en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula. La luz de la supernova llegó a  la Tierra el 23 de  febrero de 1987. Como  fue  la primera  supernova descubierta en 1987,  fue designada "1987A". Su brillo alcanzó su punto máximo en mayo con una magnitud aparente de alrededor de 3, disminuyendo lentamente en los meses siguientes. Fue la primera oportunidad para que los astrónomos modernos pudieran ver de cerca una supernova. Conociendo la magnitud absoluta de las supernovas (­20,75) y la que realmente mostró o aparente (3), se pude calcular una distancia de 562.000 parsecs. 

LA VELOCIDAD DE LA LUZ 

La velocidad de la luz es aproximadamente 300.000 km/s. ¿Quién y cómo se dio cuenta por primera vez que la luz tiene una velocidad finita pero muy grande?  En nuestra vida cotidiana consideramos que la luz es instantánea, o sea, tiene velocidad infinita.  

Ya Galileo intentó medir la velocidad de la luz haciendo que dos hombres con linternas se subieran a dos montañas separadas por un par de kilómetros. El experimento de Galileo consistió en hacer que uno de ellos destapara una luz y que en respuesta, el segundo, al ver esa luz, destapara otra suya que iría de regreso al primero. Galileo quería ver si era posible medir el tiempo transcurrido entre que la primera emisión y la llegada de la segunda señal. El no lo sabía pero necesitaba ser capaz de medir un lapso de tiempo de alrededor de una cienmilésima de segundo, que es el tiempo que tardaba la luz en hacer  el  viaje  de  ida  y  vuelta  entre  las  dos  montañas.  Además  sucedía  otra  cosa  que  no  podían explicar y es que si aumentaba la distancia entre las montañas los tiempos eran los mismos. 

Para medir con algo de rigor la velocidad de la luz tuvieron que juntarse tres factores:  

• El telescopio,  • Las lunas de Júpiter • Una medición precisa del tiempo 

Cuando Galileo dirigió  su  telescopio a  Júpiter  se dio  cuenta que  tenía 4  satélites. Observó que esos satélites  aparecían  y  desaparecían  con  un  determinado  lapso  de  tiempo.  Cada  satélite  tenía  un 

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período diferente y buscaba una manera de hacer mediciones precisas para predecir el momento en que uno iba a hacerse visible o no. 

Necesitaba un reloj muy preciso y por aquella época no existía, así que no pudo hacer mucho más. 

Más  adelante,  en  1656  se  empezó  a trabajar con el reloj de muelle que se abre lentamente.  Los  primeros  en  sacarle provecho  en  el  Observatorio  de  París fueron  los  astrónomos  Jean  Picard  y Cassini.  

Cassini.midió  los  períodos  de  los  4 satélites.  Era  posible  predecir  cuándo  se perderían de vista y cuándo reaparecerían por detrás del planeta. 

Aunque Cassini  había  hecho predicciones exactas no cuadraban completamente con 

las observaciones. Parece ser que en una mitad del año en los momentos en que la órbita de la Tierra se  acercaba  a  Júpiter  los  eclipses de  los  satélites del mismo se  adelantaban progresivamente hasta llegar a 8 minutos en el momento en que se alineaban Júpiter‐Tierra‐Sol (mayor acercamiento) y en la otra mitad de año en que la órbita de la Tierra se alejaba se retrasaban gradualmente hasta otros 8 minutos en el momento de  la alineación Júpiter‐Sol‐Tierra (mayor alejamiento). El promedio global era correcto pero los adelantos y atrasos eran desconcertantes. 

En 1675 un astrónomo danés llamado Olaus Roemer se preguntó si era posible que la luz necesitara cierto tiempo para propagarse. Cuando la Tierra y Júpiter estuvieran en el mismo lado del Sol ambos planetas tendrían el mayor acercamiento posible pero si la Tierra estaba a un lado del Sol y Júpiter al otro  la  luz  tendría  que  recorrer  la  distancia  anterior  más  el  diámetro  de  la  órbita  de  la  Tierra. Haciendo cálculos llegó a la conclusión que todo cuadraba perfectamente si la luz tardaba alrededor de 16 minutos para recorrer  la órbita de  la Tierra. Como por aquel entonces era un dato conocido, aunque no de  forma muy exacta, pudo darse el gustazo de resolver el problema. Roemer obtuvo  la 

cifra de c=312.000 Km/s 

La  primera  vez  que  pudo  medirse  la velocidad de  la  luz  en un  laboratorio  fue  en un experimento llevado a cabo por Armand‐Hypolite‐Louis Fizeau. 

. La luz sale de la fuente y pasa por una de las rendijas  del  disco,  se  va  a  hacer  un  largo camino (del orden de 8 km) entre la cima de la  colina  de  Surenes  y MontMartre  y  vuelve para continuar e intentar pasar por la rendija del  segundo disco.  Los discos  se mueven de 

forma solidaria a un eje. Si el eje está parado, la luz puede pasar por el primer disco pero encontrar que el segundo la detiene y viceversa. Pero si  los hacemos girar lo suficientemente rápido habrá un momento en que  la  luz  tarde  lo  justo  como para que  la  ranura del disco haya  recorrido el  espacio suficiente y el rayo de luz pase limpiamente.  

Conociendo la distancia hacia el espejo, el número de dientes del engrane, y el índice de rotación, se podría calcular la velocidad de la luz. Fizeau reportó la velocidad de la luz como 313.000 km/s. 

Logró  medir  la  velocidad  de  la  luz  con  un  5%  de  error  respecto  la  aceptada  actualmente.  El experimento anterior fue perfeccionado en 1850 por León Focault.  

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Albert Michelson  tenía  una  especie  de obsesión por  la velocidad de  la  luz.  Ya había  recibido  el  premio Nobel por  la  exactitud  de  sus  trabajos  experimentales.  Pues con  73  años  de  edad  hizo  que  la  luz  efectuara  un recorrido  de  ida  y  vuelta  entre  las  cimas  de  las montañas Wilson y San Antonio en California utilizando espejos rotatorios para medir el tiempo que tardaba la luz en hacer un viaje redondo. Calculó su valor con una exactitud  impresionante.  Era  299.796  km/s  con  un error  de  4  km/s  cuyo  margen  en  error  experimental coincide  con  la  aceptada  actualmente  que  es  de 299.792,5 km/s.  

MIRAR LEJOS, MIRAR AL PASADO 

La luz viaja a aproximadamente 300.000 km/s. 

Del universo estiman que tiene un diámetro de 156.000 millones de años luz. 

Esto significa que a la luz que emite una estrella en una punta del universo le cuesta 156.000 millones de años llegar al otro lado, por lo que cuando en dicho lado miren hacia la estrella, la estarán viendo como era hace 156.000 millones de años. 

De  idéntico  modo  sucede  en  la  tierra:  como  las  distancias  entre  las  estrellas,  galaxias  etc.  es  tan grande, a la luz, aunque viaja muy rápido, le cuesta mucho llegar.  

La  luz del sol tarda unos 8 minutos en llegar a  la Tierra. Es poco tiempo porque está relativamente cerca, pero la estrella más cercana que tenemos aparte del sol, Alfa Centauri, ya está a 4.3 años luz. La galaxia más lejana de la que se tiene noticia esta a 13.2 mil millones de años luz, es decir, la luz que nos llega hoy se emitió hace 13.2 mil millones de años. 

Así que las grandes distancias hacen que al mirar tan lejos veamos la luz que se emitió hace mucho tiempo. 

REACCIONES NUCLEARES. Este apartado es necesario para entender los conceptos posteriores de evolución estelar. 

Reacción nuclear:  Son  los  procesos  por  los  cuales  se  combinan o  se  fragmentan  los  núcleos  de  los átomos con la liberación o absorción de energía y de partículas, y la subsecuente formación de nuevos elementos. 

Entre  los  tipos  más  importantes  de reacciones nucleares debemos citar:  

• Fisión: En este tipo de reacción, un núcleo  pesado  se  rompe  en, generalmente,  dos  fragmentos cuyos  tamaños  son  del  mismo orden  de  magnitud,  lo  que  va acompañado  de  una  emisión  de neutrones  y  radiación  gamma,  con la  liberación  de  una  gran  cantidad de energía.  

• Fusión nuclear: Es una reacción entre dos núcleos de átomos ligeros en la que se produce un núcleo de un átomo más pesado, unido a la liberación de partículas elementales y de una gran cantidad de energía 

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FUSIÓN NUCLEAR 

En física, la fusión nuclear es el proceso mediante el cual dos núcleos atómicos se unen para formar uno de mayor peso atómico.  

El  núcleo  nuevo  tiene  una masa  inferior  a  la masa  de  los  dos  núcleos  que  se  han  fusionado  para formarlo. Esta diferencia de masa es  liberada en forma de energía y está relacionada con  la  famosa ecuación de Einstein, E=mc2 

Para que ocurra una reacción de fusión es necesario que los núcleos estén muy cerca el uno del otro de manera que  las  fuerzas nucleares sean relevantes y "peguen"  los núcleos. La  fuerza nuclear solo actúa en distancias pequeñísimas y tiene que contrarrestar a las fuerzas electrostáticas por la que los núcleos de  carga positiva  se  repelen. Por  estas  razones,  las  fusiones ocurren más  fácilmente en un ambiente de muy alta densidad y temperatura. Este ambiente se puede alcanzar en el interior de una estrella,  donde  la material  se  ve muy  comprimida por  el  enorme peso de  todos  los materiales  que tiene por encima 

En la Tierra, la fusión nuclear fue lograda por primera vez con la explosión de la bomba de Hidrógeno 

EVOLUCIÓN ESTELAR En  astronomía,  se  denomina  evolución  estelar  a  la secuencia  de  cambios  que  una  estrella  experimenta  a  lo largo de su existencia. 

Durante  mucho  tiempo  se  pensó  que  las  estrellas  eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las  primeras  teorías  científicas  sobre  el  origen  de  su energía:  Lord  Kelvin  y  Helmholtz  propusieron  que  las estrellas  extraían  su  energía  de  la  gravedad contrayéndose  gradualmente.  Pero  dicho  mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios millardos de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una  fuente de energía distinta a  la gravedad y en  los años 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa.  

PROTOESTRELLAS Y FORMACIÓN 

El proceso de  la  formación de una estrella se  inicia cuando una nube de gas comienza a contraerse bajo  su  propia  atracción  gravitacional.  Conforme  se  contrae,  la  energía  potencial  gravitatoria  se 

convierte en energía térmica y la nube de gas se calienta.. 

Después  de  varios  millones  de  años  de  esta  lenta  contracción,  el centro  de  la  nube  de  gas  llega  a  ser  lo  suficientemente  caliente  y densa  para  que  empiecen  a  ocurrir  reacciones  nucleares.  El hidrógeno  se  convierte  en helio,  liberando  considerable  energía.  En este punto la nube de gas se estabiliza. 

La energía irradiada desde la superficie se compensa ahora mediante la generación de energía nuclear, de modo que la nube no tiene que contraerse  más  para  obtener  la  energía  térmica  necesaria  para mantener  la  presión  que  exige  su  propia  conservación.  Ahora tenemos una estrella. 

GRAVEDAD:La  gravedad,  denominada  también  fuerza gravitatoria,  fuerza  de  gravedad,  interacción gravitatoria o gravitación, es la fuerza teórica de  atracción  que  experimentan  entre  sí  los objetos con masa AGITACIÓN TÉRMICA: La agitación térmica es el movimiento caótico que  tienen  las  moléculas,  átomos  o  iones dependiendo de la temperatura y del estado de agregación. Por  movimiento  caótico  se  entiende  un movimiento no ordenado, cada una  se mueve en  un  sentido  y  constantemente  están cambiando  su  dirección  y  sentido  de movimiento. La  dependencia  con  la  temperatura  es,  a mayor  temperatura, mayor agitación  térmica y viceversa. 

Energía 

Energía 

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El diagrama de la izquierda representa un estado primitivo  de  la  formación  del  Sol,  cuando  se contrajo hasta  llegar a  su  tamaño actual. El  gas que colapsaba calentó el núcleo del Sol hasta que comenzó  la  fusión nuclear del hidrógeno en helio. El  diagrama  de  la  derecha  representa  el  estado actual de  la evolución del Sol. No  se contrae más porque  el  intenso  calor  del  núcleo  produce  una presión  hacia  afuera  que  equilibra  la  fuerza  de gravedad hacia dentro 

Una vez formada la estrella, ella entra en una larga fase estable que dura miles de millones 

de años, durante los cuales el hidrógeno es convertido en helio en el centro de la estrella. Nuestro Sol fue formado hace unos 4,5 miles de millones de años, y continuará en esta fase estable de evolución, durante otros cinco mil millones de años. 

GIGANTES ROJAS 

Al cabo del tiempo, se forma un núcleo de helio en el centro de la estrella. El hidrógeno sigue siendo fusionado en una capa fuera del núcleo de helio. Ahora el centro de helio de la estrella se encuentra en una  situación muy parecida  a  la  de  la nube original  de  gas.  Empieza  a  contraerse  a  causa de  la fuerza de gravedad y se calienta. Esto hace que  la combustión de hidrógeno en  la capa exterior del centro continúe con mayor rapidez. Al ocurrir esto, las capas exteriores de la estrella se expanden y enfrían. La estrella se convierte en una gigante roja (roja por su baja temperatura superficial y gigante por  la  gran  expansión  de  las  capas  exteriores).Nuestro  Sol  puede  convertirse  en  una  gigante  roja dentro de unos 5 mil millones de años. 

A  continuación,  el  centro  de  helio  se  vuelve  tan  caliente  y  denso  que  allí  comienzan  a  ocurrir reacciones nucleares, convirtiéndose principalmente el helio en carbono y oxígeno. Se libera energía en este proceso y se estabiliza temporalmente la contracción del núcleo. 

ENANAS BLANCAS 

Si la estrella es pequeña, como nuestro sol, la gravedad no podrá provocar la fusión de más núcleos de carbono  y  oxígeno,  ira  perdiendo  energía  poco  a  poco,  se  enfriará  convirtiéndose  en  una  estrella denominada ·enena blanca” (enanas , porque están muy condensadas y de tamaño pequeño, y blancas porque  la  temperatura  de  su  superficie  es  muy  elevada  cuando  entran  en  esta  fase).  Ya  no  hay ninguna evolución posterior en  las enanas blancas,  sólo se van enfriando  indefinidamente. Nuestro Sol terminará sus días como una enana blanca. 

EVOLUCIÓN DE ESTRELLAS MÁS MASIVAS QUE EL SOL 

Por otra parte  si  la masa  es  superior  a 12  veces  la masa del  Sol,  la  estrella  continuará  colapsando gravitacionalmente y la evolución continuará. 

Habíamos  quedado  en  un  núcleo  de  carbono  y  oxígeno.  Éste  se  contrae  y  calienta  hasta  que  el carbono comienza a sufrir reacciones de fusión nuclear, produciendo neón y otros elementos. 

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A continuación se repite el modelo básico de la construcción de un centro, seguida de contracción y calentamiento, seguidos a su vez de nucleosíntesis de nuevos elementos. Al final, la configuración de la estrella será aproximadamente la siguiente: en el centro de la estrella habrá un núcleo gaseoso de hierro  y  níquel,  rodeado por  capas  sucesivas de  elementos más  ligeros;  la  envoltura  exterior de  la 

estrella  todavía  estará  constituida  predominantemente  por hidrógeno. 

Así  pues,  las  estrellas  de  más  de  10  M  Sol  atravesarán  fases sucesivas  de  quemado  de  hidrógeno,  helio,  carbono,  neón, oxígeno y silicio. Al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructura  interna similar a  la de una cebolla,  con diversas capas, cada una de una composición distinta. Capas  de  combustión  en  una  estrella  agonizante  en  sus  últimos momentos antes del colapso final. Distintos  estados  evolutivos  finales  para  estrellas  de  diferente  masa inicial <M>. La masa está expresada en masas solares (Msol = 1). 

Cada estrella  termina  su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces  la  del  Sol)  y  que  no  pierde  mucha  materia  durante  su  evolución  termina  su  vida  en  una explosión muy  violenta  que  se  denomina  supernova;  cuando  esto  ocurre  la  estrella  brillará  tanto como  toda  la  galaxia  en  la  cual  se  encuentra,  aunque  su  brillo  será  efímero:  la  estrella  ya  está condenada a extinguirse como tal. 

En  el  cuadro  adjunto  se  muestran  los  distintos  estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1). 

Los  restos  gaseosos  de  una  supernova  se  esparcen cubriendo  una  extensa  zona  del  espacio,  formando  una nube  en  permanente  expansión  que  se  aleja  a  varios miles de kilómetros por segundo. 

El  gas  procedente  de  la  explosión  de  la  supernova  es bastante  diferente  al  gas  de  la  nube  que  formó  a  la estrella.  La  nube  de  origen  estuvo  compuesta  casi 

exclusivamente  por  helio  y  helio,  mientras  que  en  el  remanente  existe  una  gran  variedad  de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova. De este modo se recicla el material estelar: las estrellas que se formen con el gas expulsado en una explosión de supernova, serán menos ricas en hidrógeno y helio, pero más ricas en los elementos químicos más pesados, que las estrellas de su generación anterior. 

LO QUE QUEDA TRAS UNA SUPERNOVA. REMANENTES ESTELARES 

Después de la explosión de una supernova, lo que queda es un cuerpo de apenas algunos kilómetros de  diámetro,  conformado  por  él  núcleo  modificado  de  la  estrella  original.  Sin  ninguna  fuente  de energía  que  luche  contra  el  colapso  gravitacional,  estas  estrellas  muertas  están  comprimidas  al máximo de lo que permite su masa. A tan elevadas densidades, la materia se halla en un estado que se denomina degenerado 

Los remanentes pueden ser estrellas de neutrones o agujeros negros. 

• Una  estrella  de  neutrones  es  un  remanente  estelar  dejado  por  una  estrella  supergigante después de  agotar  el  combustible nuclear  en  su núcleo  y  explosionar  como una  supernova. Como su nombre  indica, este tipo de estrellas está compuesto principalmente de neutrones. La  masa  original  de  la  supernova  debe  ser  mayor  que  10  masas  solares.  Los  protones  y 

Masa Inicial Estado evolutivo final

M < 0,01 Planeta

0,01 < M < 0,08 Enana marrón

0,08 < M < 10 Enana blanca

10 < M < 40 Supernova + estrella de 

neutrones

40 < M Supernova + agujero negro

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electrones de la materia se unen mediante una reacción  para formar neutrones. Su densidad es tan enorme que si  la bola de  la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 91.000 toneladas 

• Un agujero negro es una región del espacio‐tiempo provocada por una gran concentración de masa  en  su  interior,  con  enorme  aumento  de  la  densidad,  lo  que  provoca  un  campo gravitatorio tal que ninguna partícula ni la energía, por ejemplo la luz, puede escapar de dicha región  Se  produce  a  partir    de  remanentes  estelares  de masa  inicial  mayor  que  40 masas solares. Debido a su enorme poder de tracción gravitatoria, pueden absorber otras estrellas incluso galaxias enteras. 

GÉNESIS DE LOS ELEMENTOS: 

Desde el punto de vista cuantitativo, el elemento más abundante es el Hidrógeno (H) que representa, aproximadamente, el 83,9 por 100 de todos los átomos presentes en el Universo; en segundo lugar se encuentra el Helio (He) con el 15,9 por 100. Todos los otros elementos cubren el restante 0,2 por 100. La  génesis  de  los  elementos  más  pesados  y  raros,  se  explica  admitiendo  los  procesos  de transformación nuclear que se producen en el interior de las estrellas a partir de los elementos más livianos. 

DESCRIPCIÓN DEL SISTEMA SOLAR:  El sistema solar es un sistema planetario de la galaxia la Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, el Brazo de Orión. A parte del sistema solar también se han descubierto más de mil sistemas planetarios orbitando alrededor de otras estrellas que parecen marcadamente diferentes al sistema solar. 

COMPONENTES DEL SISTEMA SOLAR 

• Sol. Estrella de tipo espectral G2 con un diámetro de 1.400.000 Km. • Planetas. Divididos en interiores y exteriores. Describen trayectorias llamadas orbitas al girar 

alrededor  del  Sol,  tienen  la  suficiente masa  como  para  superar  la  fuerza  de  la  gravedad  y mantener una forma casi esférica. Además limpian la vecindad de su órbita de asteroides.  

• Planetas  enanos.  que  son  aquellos  demasiado  pequeños  para  considerarlos  planetas.  Tiene suficiente masa  para  que  su  propia  gravedad  haya  superado  la  fuerza  de  cuerpo  rígido,  de manera que adquiera forma casi esférica pero no ha limpiado la vecindad de su órbita. Entre ellos están Ceres, plutón y Eris. 

• Satélites.  Cuerpos  mayores  orbitando  alrededor  de  los  planetas,  algunos  de  gran  tamaño, como la Luna. 

• Cuerpos menores: 

Asteroides o  llamados también planetas menores que giran,  la mayoría entre Marte y  Júpiter. A destacar el cinturón de asteroides, una región del Sistema Solar en la que se encuentran abundantes asteroides que no llegaron a formar nunca un planeta. 

Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables.   Cometas. Objetos helados pequeños que se acercan y se alejan mucho del Sol.  

Las órbitas de los planetas son elipses, con el Sol en uno de sus focos (recordamos: la elipse tiene dos focos). Dichas órbitas están todas más o menos en el mismo plano (plano llamado elíptica y el mismo está  definido por el plano de la órbita de la Tierra). Es el plano que contiene el recorrido de la Tierra alrededor del Sol. La elíptica está  inclinada solo 7º del plano del ecuador del Sol. La órbita de Plutón es la más desviada con una inclinación de 17 grados sobre la misma. 

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Todos ellos orbitan en  la misma dirección, en el sentido contra‐reloj mirándolo desde una posición por encima del polo norte de Sol (determinar el norte es arbitrario).  

CLASIFICACIÓN DE LOS PLANETAS EXTERIORES E INTERIORES Y SUS DIFERENCIAS: 

POR LA COMPOSICIÓN:  

Planetas rocosos o terrestres: Mercurio, Venus, Tierra y Marte:  

Algunas de las características principales de estos planetas son:  

• Todos tiene una densidad elevada (3‐5 g/cm³)  • Formados principalmente por materiales rocosos y metálicos. • Estructura interna bien diferenciada.  • Un tamaño similar (pequeño en comparación con los exteriores).  • Superficies sólidas con los tres últimos poseyendo también una atmósfera.  • Giran lentamente sobre sí mismos (Mercurio 58 días, Venus 243 y 24 horas para la Tierra y 

Marte) • Ningún anillo y pocos satélites o ninguno.  

Jovianos o planetas gaseosos: Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno: 

‐ Sus características más importantes son: 

• De gran tamaño. • Tienen densidades bajas. • Son  gaseosos,  careciendo  de  superficie  sólida.  Urano  y  Neptuno  poseen  núcleos  en  estado 

líquido.  • Giran muy deprisa.  • Disponen de fuertes campos magnéticos.  • Poseen muchos satélites.  • Poseen sistemas de anillos a su alrededor.  • Están formados por profundas atmósferas de hidrógeno y helio . 

POR EL TAMAÑO:  

Planetas pequeños: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón:  

• ‐ los planetas pequeños tienen diámetros menores de 13.000 kilómetros,  

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• ‐ Mercurio y Plutón a veces se los refiere como planetas menores (no deben ser confundidos con los planetoides, que reciben el término oficial de asteroides).  

Planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno:  

• ‐ los planetas gigantes tienen diámetros mayores de 48.000 Km,  • ‐ estos planetas se los refiere como los gigantes de gas.  

POR LA POSICIÓN RELATIVA AL SOL:  

• Planetas interiores: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.  • Planetas exteriores: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno. • El Cinturón de Asteroides entre Marte y Júpiter forman el límite entre el sistema solar interior 

y el sistema solar exterior.  

La  diferencia  entre  los  planetas  exteriores  y  los  interiores,  se  debe  a  la  posición que  ocupan  en  el Sistema  Solar.  Los  interiores  (Mercurio,  Venus,  Tierra  y Marte)  son  llamados  así  porque  se  sitúan entre el Sol y el Cinturón de Asteroides. Los exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, así como el recién degradado planetoide Plutón) son los que se encuentran después del Cinturón de Asteroides. POR LA POSICIÓN RELATIVA A LA TIERRA:  

Planetas interiores: Mercurio y Venus:  

• ‐ por ser más cercanos al Sol que la Tierra,‐ los planetas inferiores muestran "fases" como la Luna cuando son observados desde la Tierra.  

La Tierra.  

Planetas superiores: de Marte hasta Plutón:  

• ‐ por ser más lejanos del Sol que la Tierra,  • ‐ los planetas superiores siempre aparecen llenos o casi llenos.  

POR LA HISTORIA:  

Planetas clásicos: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno:  

• ‐ son conocidos desde tiempos prehistóricos,  • ‐ visible al ojo libre, sin ayuda de óptica.  

Planetas modernos: Urano, Neptuno, Plutón:  

• ‐ descubierto en tiempos modernos,  • ‐ visibles únicamente con telescopios.  

FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR: 

Qué debe explicar una teoría sobre el origen del sistema solar: 

El sistema solar tiene unas características que cualquier teoría debe de explicar: 

• El sol y todos los planetas giran en el mismo sentido: cuando se dan regularidades, cuando un hecho se repite, el científico debe pensar que no pasa x casualidad sino que existe causalidad, es decir que hay alguna razón que lo justifica. 

• Las  órbitas  de  los  planetas  son  elipses:  de  muy  poca  excentricidad,  es  decir,  su  forma  se aproxima a la de la circunferencia. 

• Las órbitas de todos los planetas se sitúan en el mismo plano: llamado eclíptica, que coincide con el plano ecuatorial del sol. 

• Los planetas interiores: son pequeños y densos. • Los planetas exteriores: grandes y ligeros. 

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• Cráteres  de  impactos:  todos  los  cuerpos  celestes  que  son  rocosos  tiene  numerosas depresiones (hendidura) que deja el  impacto de un meteorito en  la superficie de un cuerpo planetario. 

TEORÍA PLANETESIMAL: 

¿Cómo  pueden  los  científicos  elaborar  una  teoría  sobre  algo  que  ocurrido  hace  4600  años?  Las dimensiones espaciales hacen imposible experimentar el proceso en el laboratorio. La formación de una  estrella  requiere  millones  de  años,  de  manera  que  no  es  posible  fijarse  en  una  estrella  en formación y seguir día a día su formación 

Los astrónomos estudian lugares de nuestra galaxia que se hallan en diversos momentos de evolución y con estos datos componen la secuencia de completa. 

Se  cuenta  con  unos  “testigos”  de  las  fases  iniciales  de  la  formación  del  sistema  solar:  son  los asteroides  i  cometas  como  los que hay en el  cinturón de Kuiper o  el de  asteroides. Representan  la materia  que  no  se  concentró  en  el  sol  ni  el  os  planetas  y  satélites.  Los  datos  y  observaciones astronómicas han permitido a la teoría planetesimal proponer un origen común para todo el sistema solar que explica sus características. 

Esta teoría describe el escenario en el que se formaron los planetas del sistema solar. 

De acuerdo con los datos disponibles, la formación de la tierra se pudo producir de esta manera: 

Es  difícil  precisar  el  origen  del  Sistema  Solar.  Los  científicos  creen  que  puede  situarse  hace  unos 4.600 millones de años, cuando una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana.  

 La mayor parte  de  la materia  se  acumuló  en  el  centro.  La  presión  era  tan  elevada que  los  núcleos atómicos comenzaron a  fusionarse,  liberando energía y  formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta.  

 También  había  muchas  colisiones.  De  millones  de  objetos  (denominados  planetesimales)  se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución. 

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FORMACIÓN DEL PROTOPLANETA TERRESTRE:  

• Diferenciación   por densidades:( peso/volumen), La  tierra primitiva, como consecuencia del calor generado por el choque entre los planetesimales que la formaron,  estuvo parcialmente fundida, lo que favorecido que sus componentes se ordenaran de acuerdo con su densidad. El hierro se desplazó a lo más profundo en un proceso llamado la “catástrofe del hierro”, el cual, propició la formación del núcleo terrestre. A la vez, los gases del interior de la tierra, como el vapor de agua, escaparon dando lugar a lo atmósfera en un proceso llamado desgasificación del  planeta.  Esta  diferencia  por  densidades marcó  la  evolución  de  la  tierra,  sin  ella  lo mas probable es k no hubiese aparecido vida en la tierra. 

• Enfriamiento de la superficie y formación de océanos: La tierra se fue alejando del sol????  y a la vez se fue enfriando. Al descender la temperatura de las rocas de la superficie, se favoreció la condensación del vapor de agua, permitiendo que las aguas ocuparan los relieves más bajos u se formasen los océanos. 

FORMACIÓN DE LA LUNA: 

Hay 3 hipótesis: 

• Como  una  hermana:  la  luna  se  habría  formado  al  mismo  tiempo  que  la  tierra,  en  su  zona orbital y siguiendo un proceso paralelo al de nuestro planeta. Sin embargo la luna tiene 100 millones de años menos que nuestro planeta, y por lo tanto no es esto lo que ocurre 

• Como si fuera adoptada: la luna y la tierra se habrían formado     simultáneamente pero la luna lo habría hecho en una zona más alejada del sol, y posteriormente habría sido capturada por el campo gravitatorio de la tierra. 

• Como una hija: (la más aceptada hoy).En los primeros momentos de la existencia de la tierra un planeta de tipo terrestre, de un tamaño similar al de Marte, colisionó con  la tierra. Parte del astro que impacto formó una nube de residuos que quedó orbitando en torno a la tierra. La acreción de estos materiales forma la luna. 

EFECTO DOPPLER Y SU APLICACIÓN A LA MEDIDA DE ALEJAMIENTO DE LAS GALAXIAS: 

EFECTO DOPPLER 

Se  define  con  este término  la  variación  de la longitud de onda de la luz  o del  sonido  causada por el movimiento. 

Típico es el ejemplo de la sirena  de  una 

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ambulancia, cuyo sonido se hace más agudo (y por lo tanto aumenta de frecuencia) cuando el coche se acerca a nosotros, y más grave (y por lo tanto desciende de frecuencia) cuando se aleja. 

En  el  caso  del  espectro  visible  de  la  radiación electromagnética si el objeto se aleja, su luz se desplaza a longitudes de onda más largas, desplazándose hacia el rojo. Si el objeto se acerca, su luz presenta una longitud de  onda  más  corta,  desplazándose  hacia  el  azul.  Esta desviación  hacia  el  rojo  o  el  azul  es  muy  leve  incluso para  velocidades  elevadas,  como  las  velocidades relativas  entre  estrellas  o  entre  galaxias,  y  el  ojo humano  no  puede  captarlo,  solamente  medirlo indirectamente  utilizando  instrumentos  de  precisión como espectrómetros. Si el objeto emisor se moviera a fracciones  significativas  de  la  velocidad  de  la  luz, entonces sí seria apreciable de forma directa la variación de longitud de onda. 

 

La  luz procedente de una galaxia puede dispersarse en  sus diferentes  colores. A este proceso  se  le denomina ”producir espectro”.  

Para  estudiar  las  estrellas  y  galaxias  en detalle  tomando  espectros  utilizamos  el telescopio,  los  espectrógrafos  y  detectores electrónicos  En  el  caso  de  los  objetos celestes,  el  efecto  Doppler  determina  el desplazamiento  de  las  bandas  espectrales hacia  el  azul  (o  hacia  el  rojo)  según  el propio objeto esté en  fase de acercamiento o de alejamiento con respecto a nosotros 

Una causa conocida en la cual podemos nombrar el efecto Doppler es la del desplazamiento hacia el rojo, que desplaza la longitud de onda de la luz emitida por los objetos celestes hacia el rojo (mayor longitud de onda) cuando los objetos se alejan de la Tierra. Por la cantidad de desplazamiento hacia el rojo, los astrónomos pueden calcular la velocidad de ese alejamiento.  

http://www.iac.es/cosmoeduca/relatividad/charlas/doppler/dopplerespectro.htm 

LA LEY DE HUBBLE Y SUS CONSECUENCIAS 

La ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad porporcional a su distancia. Esta  ley conduce al modelo del universo en expansión y, retrocediendo en el  tiempo, a  la teoría del Big Bang. EL DIAGRAMA DE HUBBLE 

La idea de que vivimos en un universo en expansión es uno de los descubrimientos más inesperados e importantes de  la  física del siglo XX. Durante decenas de miles de años  todos y  todas,  incluidos  los astrónomos,  habían  supuesto  que  el  universo  era  un  escenario  estable  e  inmutable  en  el  que  los eventos  astronómicos  tenían  lugar.  Pero  en  los  años  1910s  y  1920s,  varios  físicos  y  astrónomos hicieron diversos descubrimientos que desafiaban las interpretaciones fáciles. Estos descubrimientos fueron  explicados  todos  por  el  astrónomo  Edwin  Hubble  en  1929,  con  la  teoría  del  universo  en expansión. Vesto Slipher, un astrónomo en el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, estaba  terminando un estudio detallado del cielo nocturno. Examinó varias de las ``nebulosas'' (hoy consideradas galaxias) débiles y borrosas que vio en su telescopio. Midió cuidadosamente los espectros de las nebulosas ‐‐la cantidad de luz que emiten a distintas longitudes de onda. Encontró que los espectros de casi todas 

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ellas estaban ``desplazados hacia el rojo'' ‐‐su luz era más roja de lo que debería haber sido. Slipher sabía que cuando la  luz de un objeto está  desplazada  hacia  el  rojo,  el  objeto  se aleja  de  la  Tierra,  y  que  su  velocidad  es proporcional  al  desplazamiento  al  rojo. Calculó  las  velocidades  de  las  nebulosas  y encontró  que  todas  se  alejaban  de  nosotros increíblemente  rápido:  una  de  ellas,  la Nebulosa  del  Sombrero,  se  alejaba  a  cuatro millones de kilómetros por hora. 

Mientras  tanto,  astrónomos  en  California construían  el  telescopio  más  grande  en  la historia  del  mundo  hasta  entonces  ‐‐un nuevo  telescopio  en  el  Monte Wilson,  cerca 

de Pasadena,  con un  espejo  de  2.5 metros  de  diámetro.  En 1923,  Edwin Hubble  utilizó  este  nuevo telescopio  para  demostrar  que  algunas  de  las  nebulosas,  incluida  la  del  Sombrero,  son  realmente otras galaxias semejantes a nuestra propia Vía Láctea. Pasó el resto de la década observando a través del telescopio, tratando de encontrar maneras creativas de medir las distancias a miles de galaxias. 

 En 1929, Hubble comparó sus distancias con las medidas de los desplazamientos al rojo, hechas por Slipher,  e  hizo  su  famosa  gráfica,  hoy  conocida  como diagrama de Hubble.  El  diagrama original  de Hubble mostraba que el desplazamiento al rojo de una galaxia aumenta linealmente con su distancia de la Tierra. Mientras más lejos está una galaxia, más rápidamente se aleja de nosotros. La explicación más simple de la observación de Hubble, y la que ofreció el propio Hubble, es que el universo entero se  está  expandiendo,  exactamente  como  las  ecuaciones  de  Einstein  habían  predicho  que  debería hacerlo. LA GRAN EXPLOSIÓN 

Si el universo se está expandiendo, entonces en algún momento en el pasado debe haber comenzado a partir de un solo punto ‐‐una idea conocida como la Gran Explosión (Big Bang). El descubrimiento de Hubble, y el posterior desarrollo de  la  teoría de  la Gran Explosión, cambiaron a  la astronomía para siempre. 

 

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Analogía  del  globo  para  dos  instantes diferentes  de  la  expansión  del  universo. Los  puntos  amarillos  representan galaxias  o  cúmulos  de  galaxias  (en general  estructuras  ligadas gravitatoriamente). Se puede observar la analogía  de  las  onda  de  luz  (en  azul) estirándose  debido  a  la  expansión  del universo  (en  rojo)  como  interpretación estándar del desplazamiento al rojo