La observación de los asteroides

La observación de los Asteroides es difícil, pero con un telescopio refractor de 60 mm pueden observarse algunos de ellos. Algunos pueden ser apreciados con binóculos como Vesta, el más brillante de todos con magnitud 6, su diámetro angular no supera el segundo de arco aún estando en su mejor periodo de observación: la oposición.

Sirviéndose de cartas de efemérides se determina la zona del cielo en donde pasará el asteroide, si este es muy brillante podrá directamente observarse con binoculares o telescopios realizando un dibujo de las estrellas observadas y en observaciones posteriores (horas o días) de la misma zona, las "estrella" que se haya movido con respecto a las otras es el asteroide. Un evento interesante son las ocultaciones: cuando en la ruta del asteroide se cruza una estrella de fondo esta perderá el brillo durante el tiempo en que se encuentre eclipsada por él. La mejor forma para observar el detalle de los movimientos de los asteroides es utilizando la astrofotografía con registros tomados en la misma zona en días diferentes. En la actualidad las técnicas de CCD son claramente la elección asociadas a un telescopio con diámetros entre 10 y 12 pulgadas.

Tipos de Asteroides

Se han utilizado técnicas de observación directas, espectrometría y radio para el estudio de los asteroides. Se clasifican en varios tipos de acuerdo a su espectro y albedo (capacidad de reflejar la luz solar).

Tipo C. Incluye mas del 75% de los asteroides conocidos, son extremadamente oscuros con un albedo de 0.03; son similares a los meteoritos compuestos de carbón (condritas).

Tipo S. Constituyen el 17%, son relativamente brillantes con albedo entre  0.10 - 0.22. están compuestos de una mezcla de hierro – níquel.

Tipo M. Son brillantes con albedo entre 0.10 y 0.18, están compuestos de hierro - níquel puro

Existen docenas de otros tipos diferentes pero individualmente raros

También se han clasificado de acuerdo a su posición en el sistema solar:

Cinturón principal: localizados entre Marte y Júpiter (entre 2 – 4 U.A. del Sol), a su vez se subdividen en : Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles e Hildas (cuyo nombre proviene del principal asteroide en el grupo).

Asteroides que cruzan la órbita de Marte o que están dentro de su órbita, son los Near-Earth Asteroids (NEARs) debido a que se encuentran cerca o se aproximan a la Tierra.

Atens: eje semimayor < 1 UA y distancia en el afelio mayor a 0.983 UA;

Apolos: eje semimayor > 1 UA y distancia en perihelio < 1.017 UA

Amors: Distancia en perihelio entre 1.017 y 1.3 UA;

Troyanos. Localizados cerca a los puntos Lagrangianos de Júpiter (60º por delante y por detrás del planeta). Estos puntos fueron fueron predichos por el matemático francés Joseph Louis Lagrange y están dados por las fuerzas gravitacionales de Júpiter y el Sol.

Los Asteroides pertenecientes al cinturón principal no tienen una distribución uniforme, existen zonas que tienen un numero reducido y se denominan Zonas de Kirkwood. Estas regiones poseen objetos con periodos orbitales que son fracción de la de Júpiter y por tanto los objetos en estas zonas pueden ser acelerados por el gigante gaseoso y enviados a otras zonas.

Existen Asteroides en otras zonas del sistema solar como son los Centauros: 2060 Chiron (95 P/Chiron) orbitan entre Saturno y Urano; La órbita de 5335 Damocles se encuentra entre Marte y Urano; 5145 Pholus orbita entre Saturno y Neptuno.

Las primeras imágenes cercanas que se obtuvieron de un asteroide las realizo la misión Galileo en 1991 cuando pasó por el cinturón principal en su ruta a Júpiter, mostró a Gaspra e Ida como objetos irregulares con presencia de cráteres y grietas uno de ellos (Ida) con un pequeño asteroide orbitándolo el cual se nombró como Dactyl.

LOS ASTEROIDES

Gracias a las tecnologías de información y comunicación, la ciencia a podido evolucionar en sus estudio en lo que a asteroides se refiere.

Los asteroides son pequeños cuerpos celestes cuyos diámetros en general son inferiores a los 1000 kilómetros que giran en torno al Sol. La mayoría de ellos se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, y se han catalogado mas de 7000 y cientos mas se descubren cada año.

Titius y Bode en el siglo XVIII observaron cierta relación matemática entre las órbitas de los planetas que hoy se conoce como Ley de Titius – Bode. De esta relación se supuso la existencia de un planeta entre Marte y Júpiter. La idea de encontrar este nuevo planeta fue un gran estímulo para los astrónomos de la época. Giuseppi Piazzi el 1 de Enero de 1801 descubrió un pequeño objeto en movimiento en la zona descrita pero su observación solo fue comprobada por Franz Xaver, Baron von Zach en diciembre del mismo año siguiendo los cálculos hechos por Johann Carl Friedrich Gauss. Este cuerpo fue bautizado como Ceres por el dios siciliano de la cosecha.

Ceres que desde 2006 se considera como un planeta menor ya que comparte la constitución rocosa y la forma de los planetas terráqueos, orbita al Sol cada 4.6 años a una distancia promedio de 2.77 UA. Su diámetro se estima en 930 km. Ceres fue clasificado como un asteroide, palabra acuñada por William Herschel la cual, en Griego, quiere decir parecido a una estrella.

El 28 de Marzo de 1802 Heinrich Olbers descubrió otro objeto que se movía rápidamente al cual llamó Pallas que al igual que Ceres orbita al Sol a una distancia promedio de 2.77 UA en un periodo de 4.6 años, su diámetro fue calculado en 522 km. Dos cuerpos más fueron descubiertos en los siguientes años Juno en 1804 y Vesta a mediados del siglo XIX.

A finales del siglo XIX con la utilización de técnicas fotográficas se habían encontrado 228 asteroides, en la actualidad cientos de asteroides son descubiertos cada año. No se sabe exactamente cuantos son y es probable que ya se hayan detectado la mayoría de los que miden mas de 100 km de diámetro y casi la mitad de los que llegan a 10 km, pero pueden haber mas un millón de no más de 1 km. A la franja en donde orbitan estos cuerpos que se encuentra entre 2 a 3.5 UA de distancia del Sol se le conoce como el cinturón de asteroides.

Los asteroides muestran variaciones de brillo periódicas que revelan que se encuentran en rotación sobre si mismos, un periodo de rotación típico es de 5 a 20 horas. Las órbitas alrededor del Sol son elípticas y ocasionalmente pueden cruzar las órbitas planetarias, estos acercamientos planetarios podrían alterar su curso y eventualmente llevarlos a colisionar con algún planeta. En la Tierra el choque de un asteroide o cometa hace 60 millones de años condicionó la desaparición de los grandes dinosaurios y el desarrollo de pequeños mamíferos en cuya evolución apareció el hombre moderno. Existen actualmente programas de observación telescópica que realizan un permanente rastreo en  búsqueda  de objetos que puedan acercarse a nosotros, dos de ellos son el Near Earth Asteroid Tracking Telescope localizado en el cráter Haleakala en Maui, Hawaii y el Spacewatch Telescope en Kitt Peak, Arizona.

Clasificacion de las estrellas

Clasificación estelar

Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta tarea se complica en el caso de estrellas distantes. La espectroscopia permite entonces una mejor clasificación atendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.

Clasificación gravitacional de estrellas

Las pueden clasificar de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006.

Clasificación por centro gravitacional estelar

El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales forman el segundo tipo.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.

Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

Clasificación de estrellas por sistema planetario

Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.

Clasificación según magnitudes

Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.

Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.

Clasificación por tipos espectrales

Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.

Clasificación por clases de luminosidad

Clasificación de Morgan-Keenan.

En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.

Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa.

Formación y evolución de las estrellas

Formación y evolución de las estrellas

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.

Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.3

La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.4 Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

Generalidades de las Estrellas

Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.

Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.

Descripción

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. 

Ciclo de vida

Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.

Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

LAS ESTRELLAS

En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. En términos más técnicos y precisos, podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen la evolución de la estrella.

Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.

Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.