Plutón ya no es el noveno planeta del Sistema Solar. Con fecha 24 de Agosto de 2006, la IAU (International Astronomical Union), decidió excluirlo oficialmente de la lista de planetas del Sistema Solar e introducir una nueva categoría, la de planetas menores o enanos (dwarf planets), en la que, además de Plutón, se incluye a Ceres, Caronte, y el cuerpo celeste denominado 2003 UB313 (que algunos astrónomos denominan Xena).
Plutón ha pasado a convertirse en un mero objeto transneptuniano.
Son cuerpos menores del sistema solar que se desplazan alrededor de los planetas.
Existen planetas con un numeroso cortejo de satélites como Júpiter y Saturno, planetas con un solo satélite como la Tierra, alrededor de la cual orbita la Luna, y planetas carentes de satélites como Venus.El movimiento de la mayor parte de los satélites conocidos del Sistema Solar alrededor de sus planetas es directo, es decir, de oeste a este y en la misma dirección que giran sus planetas. Solamente ciertos satélites de grandes planetas exteriores giran en sentido inverso, es decir, de este a oeste y en dirección contraria a la de sus planetas; probablemente fueron capturados por los campos gravitatorios de los planetas algún tiempo después de la formación del Sistema Solar.
Muchos astrónomos creen que Plutón, que se mueve en una órbita independiente alrededor del Sol, pudo haberse originado como satélite de Neptuno; recientemente se ha descubierto que el mismo Plutón tiene un satélite, Caronte.
Esta palabra deriva de una griega que quiere decir errante, y se trata de un cuerpo que no emite luz propia, sino que brilla en el cielo por luz reflejada, y que está en órbita alrededor de una estrella.
Desde un punto de vista físico, un planeta puede estar formado por materiales sólidos, como rocas y metales, o bien por un cúmulo de gas. Desde un punto de vista genético, hoy se piensa que los planetas se forman por procesos de condensación de gases y polvos alrededor de una o más estrellas. Nuestro Sistema Solar no sería por lo tanto un caso único, sino uno de los muchos existentes en el Universo.
El límite superior de materia que puede estar contenida en un planeta es del 1 por 100 con respecto a la masa de nuestro Sol (es decir unas 10 veces la masa de Júpiter, el mayor planeta de nuestro sistema solar). Además de este límite, las temperaturas y las presiones que se crean en el interior del cuerpo serían suficientes como para hacer desencadenar procesos nucleares, y el planeta se transformaría progresivamente en una estrella.
Cuerpos con dimensiones de algunos centenares de km. son en cambio llamados Asteroides o Planetas Menores; y cuerpos aún más pequenos entran en la clase de los Meteontos y Micrometeoritos. Todos estos fragmentos menores se pueden considerar como los restos de procesos formativos de nuestro sistema solar, o bien como los fragmentos de acontecimientos colisionales.
Los cometas son cuerpos que giran alrededor del Sol de manera similar a los planetas, pero en órbitas elípticas muy alargadas. En cuanto a sus dimensiones y a su estructura, sólo desde 1950 ha sido posible precisar la física y la química de los cometas: se trata de conglomerados de hielo con diámetros de pocos kilómetros que, en proximidad del Sol, a causa del calor absorbido, subliman (la sublimación es el paso del estado sólido al gaseoso) liberando en el espacio grandes cantidades de gas, con el que se forman los espectaculares atributos visibles del cometa: la cabellera y la cola.
En la antiguedad, cuando la astronomía estaba muy estrechamente relacionada con la astrología y otras creencias mágicas, los cometas eran considerados como presagio de acontecimientos excepcionales como la muerte de gobernantes, el estallido de una guerra o el advenimiento de pestes. Hoy, que la ciencia ha logrado liberarse completamente del lastre de las supersticiones, que ha debido soportar durante tan largo tiempo, los cometas tienen sobre todo un interés cosmogónico.
En efecto, se considera la posibilidad de que sean los primeros conglomerados de gases y polvos que se condensaron, hace cinco mil millones de años, en los bordes de la nebulosa primordial que dio origen al Sol y a los planetas. Figurarían, por lo tanto, entre los objetos más antiguos de nuestro sistema solar, y un directo análisis suyo podría revelarnos muchos misterios, aún sin resolver, sobre los hechos que acompañaron el nacimiento de los planetas.
Son grupos de estrellas que no tienen necesariamente vínculos físicos o de proximidad y que son consideradas en conjunto para facilitar su reconocimiento.
Desde la antiguedad, los pueblos orientales, los griegos, los latinos, etc., atribuyeron a cada constelación semblanzas humanas o animales. Así tenemos la Osa Mayor, la Osa Menor, Hércules, Andrómeda, los Lebreles, etc. Se trata de figuras que no son completamente abstractas, pero que pueden lograrse, con un poco de imaginación, uniendo idealmente por medio de segmentos, las estrellas que forman parte de la constelación.
El primero en agrupar orgánicamente las estrellas en las constelaciones fue el astrónomo Claudio Ptolomeo en su obra, el "Almagesto". Otros hombres famosos por clasificar constelaciones han sido: Johann Bayer (1572-1625), Johannes Hevelius (1611-1687), Nicolas de la Caille (1713-1762) y Jerome de La Lande (1732-1807).Entre 1922 y 1928, todo este material fue ordenado por la Unión Astronómica Internacional (IAU), que ha subdividido a todas las estrellas de la esfera celeste en 88 constelaciones, estableciendo nombres y límites. Las denominaciones corresponden, en parte, a las definidas en la antiguedad. En las publicaciones científicas se ha convenido citar siempre el nombre latino en el nominativo o en el genitivo. Así, por ejemplo, se dirá que Sirio, la estrella más luminosa del cielo, se encuentra en la constelación del Canis Major (Can Mayor) o bien, dado que por convención la estrella más luminosa de cada constelación se indica con la primera letra del alfabeto griego, se hará referencia a ella como a "alfa Canis Majoris" (alfa del Can Mayor).
A causa del movimiento de translación de la Tierra alrededor del Sol, la posición de las constelaciones cambia ligeramente de noche en noche: por consiguiente, en lo que respecta a cada lugar de la Tierra, existen constelaciones que son típicas de cada estación.
Un pulsar es una estrella colapsada conocida como estrella de neutrones, con un radio promedio de 10 km. Tienen una rotación de alta velocidad y un campo magnético muy intenso. Esto provoca que, si por fortuna el giro de la estrella se produce viendo hacia la Tierra, sea posible detectar pulsos de energía de la misma.
El pulsar más conocido es el existente en la región central de la famosa Nebulosa del Cangrejo. Esta nebulosa se encuentra en la constelación de Taurus y es el remanente de una estrella supernova registrada por los chinos en el año 1054. Este pulsar rota treinta veces por segundo e incluso es óptico, pudiendo ser observado con grandes telescopios y técnicas especiales.
El período de pulsación de las estrellas de neutrones sirve para determinar la edad del pulsar, ya que aunque muy preciso, tiene una muy lenta disminución en el período a través del tiempo, por ello, los pulsares más rápidos son los más jóvenes.
Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto la galaxia más lejana jamás identificada, cuya luz recibida en la Tierra fue emitida poco después del Big Bang.
El descubrimiento ha sido posible gracias al telescopio espacial Hubble. La luz de la galaxia fue percibida cuando no tenía más que 750 millones de años, está situada a 13.230 millones de años-luz de la Tierra, la mayor distancia observada hasta el momento.
El hallazgo de esta galaxia, bautizada como Abell 1835 IR 1916, se produjo gracias a las observaciones efectuadas desde el telescopio gigante europeo de Chile (Very Large Telescope) y a un efecto natural de amplificación de la luz provocado por una amalgama de otras galaxias más próximas.
Palabra derivada de la frase Quasi Stellar Object (objeto casi estelar) creada en 1963 para definir una nueva clase de objetos celestes descubiertos en el transcurso de conjuntas observaciones ópticas y radioastronómicas. Se trata de cuerpos celestes que tienen una apariencia estelar y que, en el telescopio, aparecen como débiles estrellitas; sin embargo, observadas con el radiotelescopio, muestran una emisión energética tan intensa como para ser comparable con la de una galaxia entera.
Los quásares muestran también un desplazamiento de las rayas espectrales hacia el rojo tan fuerte que, si este fenómeno tuviera que ser interpretado en términos de Expansión del Universo, ellos deberían estar animados con velocidades próximas a las de la luz y encontrarse en los extremos confines del Universo mismo, a miles de millones de años-luz de nosotros.
El primer quásar fue descubierto por el astrónomo Maarten Schmidt del observatorio de Mount Palomar (California), en 1963. El encontró una pequeñísima estrella cuya posición coincidía con la de una gran fuente de ondas de radio de tipo galáctico. El espectro de esta estrella era sin embargo muy especial: en efecto, mostraba un redshift elevadísimo.
Algunos quásares, visibles ópticamente, muestran, si se fotografían con largas exposiciones, una envoltura de gas alrededor del objeto central.
Objeto cuya gravedad es tan grande que la velocidad de escape es superior a la de la luz. La luz que trata de escapar de un agujero negro vuelve a caer sobre su superficie tal como lo hace una piedra lanzada al aire. Por ello, un agujero negro es invisible desde su exterior.
El cuerpo está rodeado por una frontera esférica, llamada horizonte de sucesos, a través de la cual la luz puede entrar, pero no puede salir, por lo que parece ser completamente negro.
Si una estrella que ha agotado su combustible nuclear supera en ocho veces la masa solar, entonces el colapso no se detiene ni siquiera en la etapa de estrella de neutrones, sino que puede continuar indefinidamente haciendo que la materia se concentre en un punto matemático, mientras su densidad y la fuerza de gravedad tienden a hacerse infinitas.
Los efectos de un proceso similar son desconcertantes y de difícil comprensión no sólo para el sentido común, sinó incluso para la propia física. La gravedad ejercida por el objeto que entró en colapso sería tan potente que ni siquiera las partículas de luz emitidas por su superficie podrían escapar. El objeto se haría invisible, dejando en su lugar una zona totalmente oscura: precisamente un agujero negro.
El espacio, que según lo previsto por la teoría de la relatividad general de Einstein se curva por la presencia de una masa, experimentaría una deformación tal como para convertirse en un embudo sin fin, a lo largo del cual el objeto que entró en colapso se deslizaría desapareciendo de nuestro Universo.
En 1974 el físico británico Stephen William Hawking llega a la conclusión de que los agujeros negros no son completamente negros; demuestra que pueden perder energía y materia en forma de partículas elementales, y que este proceso se va acelerando hasta hacerse explosivo.
Es una estrella que estalla y lanza a todo su alrededor la mayor parte de su masa a altísimas velocidades.
Después de este fenómeno explosivo se pueden producir dos casos: o la estrella es completamente destruída, o bien permanece su núcleo central que, a su vez, entra en colapso por sí mismo dando vida a un objeto muy macizo como una estrella de neutrones o un Agujero Negro.
El fenómeno de la explosión de una supernova es similar al de la explosión de una Nova, pero con la diferencia sustancial de que, en el primer caso, las energías en juego son un millón de veces superiores. Cuando se produce un acontecimiento catastrófico de este tipo, los astrónomos ven encenderse de improviso en el cielo una estrella que puede alcanzar magnitudes aparentes (brillo) de -6m o más.
La explosión de una supernova es un fenómeno relativamente raro. De todos modos tenemos testimonios de hechos de este tipo: en 1054, cuando se encendió una estrella en la constelación de Tauro, cuyos restos aún pueden observarse bajo la forma de la espléndida Crab Nebula; en 1572, cuando el gran astrónomo Tycho de Brahe observó una supernova brillando en la constelación de Casiopea; en 1640, cuando un fenómeno análogo fue contemplado por Kepler. Todas estas son apariciones de supernovas que estallaron en nuestra Galaxia.Hoy se calcula que cada galaxia produce, en promedio, una supernova cada seis siglos. Una famosa supernova de una galaxia exterior es la aparecida en 1885 en Andrómeda.
Las nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar. Según sean más o menos densas, son visibles, o no, desde la Tierra. Las nebulosas se puede encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas. Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía Láctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar en dos grandes grupos:1.- Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas.2.- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares.
Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:
- Nebulosas de emisión, cuya radiación proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Algunos de los objetos más sorprendentes del cielo, como la nebulosa de Orión, son nebulosas de este tipo.
- Nebulosas de reflexión reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías. Las Pléyades de Tauro son un ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexión.
- Nebulosas oscuras son nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube. Una de las más famosas es la nebulosa de la Cabeza de Caballo, en Orión. Toda la franja oscura que se observa en el cielo cuando miramos el disco de nuestra galaxia es una sucesión de nebulosas oscuras.
Las estrellas no aparecen de forma aislada, sino formando agrupaciones que llamamos "cúmulos". Un cúmulo, es un grupo de estrellas relacionadas que se mantienen juntas por efecto de la gravitación.
Los cúmulos de estrellas se clasifican en dos grupos: cúmulos abiertos, que no poseen forma definida, y cúmulos globulares, que son esféricos o casi esféricos. Los abiertos están formados por unos cientos estrellas jóvenes, mientras que los cúmulos globulares contienen más de mil veces esa cantidad, y generalmente son estrellas muy viejas. Los cúmulos globulares forman un halo alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea, mientras que los abiertos se sitúan en los brazos de la espiral.
Los cúmulos abiertos son mucho más numerosos que los globulares: se conocen unos 1.000 en nuestra galaxia mientras que sólo hay 140 globulares.
Los dos cúmulos abiertos más conocidos son las Pléyades y las Hiadas, ambos observables a simple vista, en la constelación Tauro. El cúmulo de las Hiadas se encuentra a unos 150 años luz de la Tierra y posee un diámetro de unos 15 años luz. El cúmulo de las Pléyades tiene un diámetro similar, pero está a unos 400 años luz, por lo que se ve más pequeño. Los cúmulos abiertos se forman a partir de nubes de gas y polvo en los brazos de una galaxia espiral. Las regiones más densas se contraen bajo su propia gravedad, dando lugar a estrellas individuales. La nebulosa de Orión es un ejemplo de una región en la que todavía se están formando estrellas. En el centro de la nebulosa se encuentra un grupo de estrellas viejas, el "Trapecio de Orión". La nebulosa contiene suficiente gas como para formar otros cientos de estrellas del mismo tipo. Se conoce como "asociación estelar" a una agrupación de estrellas parecida a un cúmulo, pero distribuidas sobre un área mayor. A menudo se encuentran cúmulos abiertos en el interior de una asociación, en zonas donde la densidad del gas a partir del cual se formó la asociación es mayor. Los miembros de un cúmulo nacen juntos y continúan moviéndose juntos por el espacio. Esto sirve para hallar sus distancias. Midiendo el movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión y a través de la línea de visión, se pueden calcular las distancias que las separan del Sistema Solar. Esta técnica se conoce como el método del cúmulo móvil.
Los dos cúmulos globulares más brillantes son Omega Centauri y 47 Tucanae, ambos observables a simple vista desde el hemisferio austral. El cúmulo globular más destacable del hemisferio boreal es M13, en la constelación Hércules, también observable a simple vista.En los cúmulos globulares, la concentración de estrellas en la parte central puede ser 100.000 veces mayor que en la región del espacio ocupada por nosotros, y desde la perspectiva terrestre puede parecer que las estrellas se fusionan entre sí.Los cúmulos globulares contienen algunas de las estrellas más viejas de la Vía Láctea, con edades de 10.000 millones de años, el doble que el Sol. La edad de un cúmulo se calcula poniendo sus estrellas en un diagrama de Hertzsprung-Russell. Como la velocidad de evolución de una estrella depende de su masa, el punto en el que la estrella comienza a salirse de la secuencia principal para convertirse en una gigante, muestra la edad del cúmulo. Los cúmulos globulares se formaron cuando la inmensa nube de polvo y gas que dio lugar a nuestra galaxia se estaba colapsando. Como el Sol está en la zona exterior de la galaxia, la mayoría de los cúmulos se encuentra en una mitad del cielo hacia el centro de la galaxia.
Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo. En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas. Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro.
Hay galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de lente, planas, elípticas, espirales (como la nuestra) o formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando "cúmulos de galaxias". La galaxia grande más cercana es Andrómeda, se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31, está a unos 2.200.000 años luz de nosotros y es el doble de grande que la Via Láctea.
Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas.Muchos nucleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro.Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.
A través de la constante de Hubble se puede determinar matemáticamente la edad del universo, ya que la inversa de ese valor es de unos 15 mil millones de años; que es el tiempo transcurrido desde el primer gran estallido, el Big Bang, hasta la época actual. El Big Bang fue bautizado por el astrónomo inglés Fred Hoyle en 1950 como el instante inicial de la gran explosión que habría dado comienzo al espacio y al tiempo.
Sea cual fuera el mecanismo que dio inicio al Big Bang, éste debió ser muy rápido: el universo pasó de ser denso y caliente (instante "cero" del tiempo) a ser casi vacío y frío (instante actual).
De la situación del universo antes del Big Bang no se sabe nada, ni siguiera puede imaginarse cómo comenzó. Puede estimarse que antes de conformadas las galaxias, la densidad de materia del universo habría sido infinita o extremadamente grande; por lo tanto, el análisis del universo puede iniciarse un instante después del Big Bang, en el cual la densidad resulte ahora finita, aunque extraordinariamente enorme. Algo similar se puede decir con respecto a la temperatura.
En las regiones de mayor temperatura se acumuló la materia que luego dio origen a las galaxias y posteriormente a las estrellas. Se pueden analizar los procesos físicos que se desarrollaron después del Big Bang desde el tiempo de 10-43 seg después del inicio del universo.
Al momento del Big Bang las 4 fuerzas fundamentales de la naturaleza: gravitación, fuerza fuerte, electromagnetismo, fuerza débil formaron una única fuerza, la superfuerza, que a medida que el universo se expande se separan una de otra. Luego aparecen los protones y neutrones que componen los núcleos del hidrógeno, deuterio, helio y tritio. Al proseguir el enfiriamiento del universo los electrones se unen a los núcleos átomicos y forman los átomos neutros. Posteriormente la radiación y la materia que cubren todo el universo se separan, lo que se define como el descople. Aparecen luego las galaxias, las estrellas y los planetas.
En ese momento junto a la materia no condensada, debió existir un campo de radiación tan intenso cuyos residuos deberían poder observarse en la actualidad. Al respecto surge un dato observacional importante: en 1965 A. Penzias y R. Wilson detectaron una radiación en las longitudes de onda de radio, que corresponden a una temperatura extremadamente baja: unos (T = 3 K, donde "K" es el símbolo de las temperaturas en la escala Kelvin, donde el "cero" corresponde a -273ºC).
Esa radiación predicha por G. Gamow en 1948 se conoce como radiación cósmica de fondo y se supone que se habría generado cuando en el universo se desacopló la radiación de la materia. Tenía una edad de unos 300.000 años y una temperatura de unos 3000 K. En aquel momento todavía no se habían formado ni las galaxias ni las estrellas ni los planetas.
Una característica de esa radiación es que se distribuye de manera uniforme en todo el cielo, sin que se note ninguna dirección preferencial; a propósito, es una de las pruebas convincentes de que el Big Bang realmente sucedió fue la detección de esa radiación de fondo abarcando todo el espacio. El estudio de esa radiación permite obtener información sobre las condiciones del universo en sus comienzos; por ejemplo, el satélite COBE encontró en 1992, tenues fluctuaciones de temperatura en la radiación de fondo, las que se han interpretado también como una confirmación de que el Big Bang existió. Esas fluctuaciones de radiación indican variaciones de densidad de la materia.
Las abundancias observadas de hidrógeno, deuterio, helio y tritio en las nebulosas gaseosas y en las estrellas coinciden con las estimadas en los procesos de evolución del universo, lo que confirma también la existencia del Big Bang.
