En nuestros días, el pretendido vacío interestelar ha sido relegado a la categoría de los mitos y los astrónomos

TRABAJO PRACTICO ASTRONOMIA

PROFESORA : Isabel García

ALUMNA: Fiorella Murgia

1. En nuestros días, el pretendido vacío interestelar ha sido relegado a la categoría de los mitos y los astrónomos se dan cuenta de que, aún donde las estrellas están más apartadas las unas de las otras, el espacio está ocupado por una nube más o menos uniforme y homogénea y de extremo enrarecimiento. Investiga acerca de la materia que “llena” nuestro universo.

La materia oscura es el misterioso material que los cosmólogos creen que llena nuestro universo. Las pruebas de su existencia son que no hay suficiente masa visible para mantener unidas las galaxias. Pero dado que es manifiesto que las galaxias no se desmiembran, debe haber un material invisible, algo de masa perdida, que genere la fuerza gravitatoria para mantenerlas unidas.

El problema es que ninguna de las partículas descubiertas hasta el momento tiene las propiedades adecuadas para ser materia oscura, es decir, ser eléctricamente neutra, de vida larga y movimiento lento. Para hacer sitio a las partículas de materia oscura, las leyes de la física deben cambiar de una forma con la que muchos teóricos no se sienten a gusto.

En pocas palabras, la materia oscura es la materia que ejerce fuerza gravitacional sobre los cuerpos visibles pero que no emite ni absorbe luz. Forma, aproximadamente, el 90% de la masa del universo y no se sabe su composición ni se puede detectar directamente observando la radiación electromagnética.

1. No basta describir la naturaleza disecándola en sus componentes, falta añadir a esto los agentes que los ponen en acción, es decir, las grandes fuerzas naturales. Investiga acerca de las fuerzas que rigen en el universo.

Existen cuatro fuerzas o interacciones elementales que rigen toda la materia y energía de nuestro Universo. La más fácil de reconocer y la menos intensa es la fuerza gravitatoria, que nos mantiene firmes sobre el suelo y hace caer los objetos cuando los soltamos. Es una fuerza universal pues la experimentan todas las partículas, y es la responsable de que existan los planetas, las estrellas, todas las grandes estructuras del Universo y la armonía que observamos entre ellas.

La segunda fuerza que nos resulta más familiar es la electromagnética, que aparece cuando existen cargas eléctricas. A diferencia de la gravedad, que sólo es atractiva, puede ser atractiva o repulsiva según las cargas sean de distinto o del mismo signo. Esta fuerza es la responsable de que existan los átomos, y de que las moléculas y la materia ordinaria permanezcan unidas.

La interacción responsable de mantener a los protones y los neutrones dentro del núcleo atómico, y a los quarks dentro de estos, es la llamada fuerza nuclear fuerte. Sin ella los protones, que tienen una carga eléctrica positiva, saldrían despedidos del núcleo atómico. Para mantenerlos confinados y contrarrestar la fuerza electromagnética debe ser más fuerte, concretamente es unas cien veces más fuerte. Los electrones no experimentan este tipo de interacción.

Finalmente, la cuarta interacción es llamada fuerza nuclear débil y se manifiesta en algunos procesos tales como las desintegraciones radiactivas. Actúa en todas las partículas que forman la materia ordinaria.

Cada una de estas fuerzas depende, en intensidad y alcance, de unas partículas características de intercambio llamadas bosones. Para la fuerte se llaman gluones y su alcance es del orden de 10-15 metros, mientras que su intensidad es 1038 veces más fuerte que la fuerza gravitatoria. La fuerza débil se produce por el intercambio de los llamados bosones W y Z, su alcance es de unas cien veces menor que la fuerte y su intensidad es 1026 veces más fuerte que la fuerza gravitatoria.

Las fuerzas electromagnética y gravitatoria tienen un alcance infinito debido a que sus partículas de intercambio, el fotón y el gravitón, tienen una masa en reposo igual a cero. La fuerza electromagnética es del orden de 1036 veces más fuerte que la fuerza gravitatoria.

1. La información que obtenemos de las estrellas y demás objetos celestes, llega a través de la radiación luminosa que recibimos de los mismos en la tierra. Analiza las leyes que rigen.

El efecto Doppler establece que hay una variación aparente de la longitud de onda de la luz o del sonido causada por el movimiento.  Ejemplo: la sirena de una ambulancia, su sonido se hace más agudo cuando se acerca a nosotros, y más grave cuando se aleja.

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 objeto se acerque o se aleje, respectivamente, de nosotros.

La medida del efecto Doppler nos permite determinar la velocidad de aproximación o alejamiento de un objeto celeste con respecto a la Tierra.

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Las dos estrellas más brillantes de la constelación de Orión, Rigel y Betelgeuse, blanca y roja respectivamente, ejemplifican las diferencias de color que hay entre las estrellas.

Al calentar una barra de hierro, su color pasa del rojo profundo al azul intenso. En otros términos, al aumentar la temperatura de la barra, una fracción cada vez mayor de la energía que radia es luz azul. Más aún, la cantidad de energía radiada aumenta con la temperatura. Estos cambios se cuantifican mediante una ley descubierta por el alemán Max Planck, físico notable que vivió entre el siglo XIX y el siglo XX, inaugurando una época en la que se revolucionó nuestro concepto de la materia. La ley de Planck establece con precisión las proporciones de energía que emite un cuerpo a cierta temperatura, en distintos colores —distintas longitudes de onda— del espectro.

Dado que las leyes de la física son las mismas en la barra de hierro y en las estrellas, éstas deben tener un espectro similar. En la siguiente figura se muestra el espectro del Sol, y se puede apreciar que, en efecto, es muy parecido al descrito por la ley de Planck. Por lo tanto, la temperatura atmosférica se puede obtener al comparar su espectro con la ley de Planck. Así se ha determinado que la roja Betelgeuse tiene una temperatura superficial de 3.200 grados, el Sol de 5.700 y Rigel de 12.500. Las estrellas más frías están a unos 2.000 grados, mientras que entre las más calientes la temperatura excede los 100.000.

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Distribución de la energía radiada por el sol fuera de la atmósfera terrestre y espectro de un cuerpo a 5.800 grados descrito por la Ley de Planck

1. Para estudiar el comportamiento de la materia cuando las condiciones exteriores varían, cuando la temperatura, la presión o el estado de ionización son extremadamente bajos o extremadamente altos, los científicos han dejado su laboratorio, se han convertido e astrofísicos y han levantado su mirada hacia las estrellas o hacia las nubes que pueblan los espacios cósmicos. Investiga acerca de la evolución de una estrella durante toda su vida, cómo es su estructura interna y cómo se las clasifica.

Las estrellas, como casi cualquier entidad física, siguen un proceso de nacimiento, evolución y muerte. Nace en grandes nubes de gas interestelar desperdigadas por el espacio: las nebulosas. Allí, hay zonas que, al ser más densas que otras, empiezan a atraer más y más gas por efecto de la gravedad. A medida que estas zonas acumulan más y más gas, su tamaño aumenta y su gravedad también. La gravedad es la causa que las estrellas nazcan.

El gránulo de gas inicial se denomina protoestrella y poco a poco va acumulando más gas a su alrededor. Esto hace que las partículas de gas choquen entre ellas, produciendo un aumento de temperatura. Cuando se logra una cierta cantidad de gas y éste se calienta lo suficiente, la protoestrella se enciende, ha nacido una estrella. Las reacciones nucleares que suceden dentro de la estrella van acompañadas de la liberación de muchísima energía.. cuando esto sucede, la estrella “se enciende” e inicia su vida, liberando energía en forma de calor y luz, y consumiendo hidrogeno para transformarlo en helio.

La vida de una estrella depende de la cantidad de combustible que tenga y del ritmo al cual lo consuma. Una estrella muy grande, como una gigante azul, tiene mucho hidrógeno para quemar. Pero lo hace a tal velocidad que su vida es mucho más corta que la de estrellas pequeñas como nuestro sol. En menos de unos pocos centenares de millones de años una gigante azul puede consumir todo su hidrógeno, mientras que las estrellas más pequeñas pueden vivir tranquilas durante 5.000 millones de años.

Llega un momento en el que el hidrógeno se acaba. En estas condiciones el helio puede empezar a fusionarse, igual que lo hacía el hidrógeno, provocando que la estrella esté mucho más caliente que en la fase anterior. Esto hace que la estrella empiece a crecer hasta unas 100 veces más su tamaño normal: el calor de su núcleo empuja con más fuerza las capas externas. El resultado es una gigante roja o una supergigante roja.

Dependiendo de la masa inicial de la estrella, su final será uno otro.  Una estrella más pequeña que el sol, evolucionará a su fase de gigante roja hasta agotar nuevamente todo el helio de su núcleo. Continuará entonces fusionando el helio en sus capas externas y se irá haciendo más y más inestable. Se expandirá y se contraerá repetidamente, puesto que los ritmos de producción de energía son más inestables que en las fases anteriores. Lanzará chorros de gas interno, se contraerá y volverá a calentarse. El final de la estrella esta próximo. En estos ciclos de colapso y expansión, se liberará de las capas más externas de material. Así, se creará lo que se denomina nebulosa planetaria, que acumulan material para futuros nacimientos de estrellas. Quedará en el centro una estrella muy pequeña y densa, denominada enana blanca compuesta principalmente por carbono y prácticamente inactiva.

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