Astrometría

La astrometría o astronomía de posición es la parte de la astronomía que se encarga de medir y estudiar la posición, paralajes y el movimiento propio de los astros. Es una disciplina muy antigua, tanto como la astronomía.

A pesar de que casí son sinónimos consideraremos la astrometría como la parte experimental o técnica que permite medir la posición de los astros y los instrumentos que la hacen posible, mientras la Astronomía de posición usa la posición de los astros para elaborar un modelo de su movimiento o definir los conceptos que se usan. Sería pues la parte teórica. Hemos englobado las dos partes en la misma categoría. Esta parte de la astronomía no es obsoleta porque la teoría forma parte de los rudimentos de la ciencia mientras la práctica intenta medir con mucha precisión la posición de los astros usando medios modernos como el satélite Hipparcos.

Puede dividirse en dos partes:

• La astrometría global que se ocupa de la catalogación de posiciones sobre grandes partes del cielo dando lugar a catálogos estelares y a un sistema de referencia de estrellas brillantes, donde las menos brillantes pueden situarse por interpolación. Los instrumentos típicos son el telescopio meridiano y el astrolabio. En la actualidad el uso de interferómetros ópticos mejora la precisión.

• La astrometría de campo pequeño las posiciones relativas eran medidas en el campo observable por medio de placas fotografícas y actualmente en imágenes CCD. La astrometría de campo pequeño usa como marco de referencia los catálogos generados por la astrometría global para calcular los coeficientes de transformación necesariaos que permiten el cambio entre coordenadas de imagen (píxeles XY) y coordenadas reales (ecuatoriales). Gracias a las funciones de transformación generadas se pueden identificar objetos y calcular sus posiciones dentro de las imágenes de pequeño campo.

Las observaciones hechas a través de la atmósfera tienen el problema de la inestabilidad de ésta, para evitarla se inventó la óptica adaptativa, y de la imprecisión que apota la refracción atmosférica. Para subsanar estos obstáculos el satélite Hipparcos ha elaborado un catálogo estelar con mucha precisión.

Corona solar

La corona solar es la capa más externa del Sol, está compuesta de plasma y se extiende más de un millón de kilómetros desde su origen sobre la cromosfera. Puede observarse desde la tierra durante un eclipse solar total o utilizando dispositivos como el coronógrafo. La densidad de la corona solar es un billón de veces inferior a la de la atmósfera terrestre al nivel del mar y su son un gran desperdicio 10⁶ Kelvin.^[1]

Todos los detalles estructurales de la corona son debidas al campo magnético del Sol.

Viento solar

La corona solar, es decir, la atmósfera del Sol, no es estática, se mueve abandonando la estrella. La corona solar es un gas completamente ionizado, es decir, un plasma. Este movimiento de la corona es el llamado viento solar.^[1] Este fenómeno también se presenta en otras estrellas llamándose entonces "viento estelar". Este viento consiste principalmente de electrones y protones, pero tiene también trazas de núcleos de helio y otros elementos, con energías por lo general entre 10 y 100 keV. El flujo de partículas varía en la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona.

El viento solar crea la heliosfera, una burbuja enorme en el medio interestelar que rodea el sistema solar. Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras (luces del norte y del sur), y el plasma de las colas de los cometas que siempre apuntan lejos del sol.

La existencia de un flujo continuo de partículas que fluyen hacia el exterior del Sol fue sugerida en el siglo XIX por el astrónomo británico Richard C. Carrington cien años antes del descubrimiento del viento solar. En 1859 Carrington y Richard Hodgson observaron de forma independiente por primera vez lo que más tarde se conocería como llamarada solar. Una llamarada solar es un estallido repentino de energía de la atmósfera solar. Al día siguiente se observó una tormenta geomagnética y Carrington sospechó que existía una conexión entre ambas (la llamarada solar y la tormenta electromagnética). George Fitzgerald sugirió más tarde que la materia que se expulsa de forma acelerada desde el sol llega a la Tierra varios días más tarde.

El verdadero descubridor del viento solar fue Eugene Parker que en 1958 publicó su teoría de que la corona solar se movía en un flujo supersónico desde el Sol al cual llamo Viento Solar.^[2] Esta publicación ocasionó una polémica entre los que pensaban que Parker tenía razón y los que pensaban que estaba equivocado. Se requirieron cuatro misiones espaciales rusas y siete estadounidenses para resolver la controversia. La prueba definitiva se obtuvo en 1962 con los datos de la sonda Mariner 2 en ruta hacia Venus.^[3]

En 1990 se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del plano de la eclíptica del sistema solar.

Estructura estelar

El modelo más simple de estructura estelar es la aproximación cuasiestática de simetría esférica. El modelo asume que la estrella se halla muy cerca de una situación de equilibrio hidrostático en el que apenas hay movimientos verticales netos y, a su vez, también se considera que la forma del astro posee simetría esférica. Todo esto es en esencia cierto para el grueso de las estrellas observables.

Todas las estrellas que se mantienen activas poseen un núcleo en el cual realizan las reacciones de fusión nuclear y un manto a través del cual el calor y la radiación son transportados mediante procesos de radiación y convección. Finalmente está la capa más superficial de las estrellas, su atmósfera. En ella se producen los fenómenos visibles tales como protuberancias solares, eyecciones de masa coronal, manchas solares, etc. Todas estas capas cambiarán de tamaño e incluso su disposición a lo largo del ciclo evolutivo de la estrella.

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 miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.

Una estrella de metalicidad solar, baja velocidad de rotación y sin compañeras cercanas, atraviesa las siguientes fases, conforme a su masa inicial.

Enana marrón

Las enanas marrones son objetos subestelares no lo suficientemente masivos, incapaces, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno-1 en su núcleo, a diferencia de las estrellas de la secuencia principal. Las enanas marrones ocupan el rango de masas entre los gigantes gaseosos más pesados y las estrellas más ligeras, con un límite superior de masas relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas ${\displaystyle M_{J}}$, según el grado de metalicidad. Las enanas marrones más pesadas que 13 ${\displaystyle M_{J}}$ se cree que fusionan deuterio y las mayores de 65 ${\displaystyle M_{J}}$ fusionan litio, respectivamente. A partir de 65 ${\displaystyle M_{J}}$, además de deuterio también queman tritio. Sin embargo, apenas tienen diferenciación química según la profundidad, ya que han sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales.

La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener el colapso gravitatorio. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas «fallidas», ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el Sol, pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a los planetas gaseosos; no son del todo planetas, pero tampoco son estrellas.

Las diferencias que definen a una enana marrón de masa muy baja de un gigante de gas (~13 ${\displaystyle M_{J}}$) son cuestiones de debate. Una escuela de pensamiento se basa en la formación; la otra, en la física del interior. Una parte de las preocupaciones del debate es si las "enanas marrones" deben, por definición, haber experimentado la fusión en algún momento de su historia.

Las estrellas se clasifican por la clase espectral, siendo las enanas marrones designadas como de tipos M, L, T e I. A pesar de su nombre, las enanas marrones son de diferentes colores. Muchas enanas marrones es probable que aparezcan como magenta para el ojo humano, o posiblemente naranjas o rojas. Las enanas marrones no son muy luminosas en longitudes de onda visibles.

Algunos planetas conocidos que orbitan enanas marrones son: 2M1207 b, MOA-2007-BLG-192-L b y 2MASS J044144.

A una distancia de unos 6,5 años luz, la enana marrón más cercana conocida es Luhman 16, un sistema binario de enanas marrones descubierto en 2013. DENIS-P J082303.1-491201 b está enumerado como el exoplaneta más masivo conocido (a partir de Marzo de 2014) en el archivo de exoplanetas de la NASA, a pesar de tener una masa (28.5 ± 1.9 ${\displaystyle M_{J}}$) más de dos veces que el punto de corte de 13 masas jovianas entre planetas y enanas marrones.

https://es.m.wikipedia.org/wiki/Enana_marr%C3%B3n

Enana negra

Una enana negra es un astro hipotético resultante del consumo completo de la energía térmica de una enana blanca. Sería un cuerpo frío e invisible en el espacio. Se cree que el universo no tiene la suficiente edad (13.700 millones de años) para albergar una de estas estrellas. Encontrar una estrella de este tipo es muy difícil, ya que no emite luz y su emisión de energía es indetectable. Una forma sería detectar su campo gravitatorio.

Una enana es el remanente de una estrella de una poca o media masa, una vez que todo su hidrógeno ha sido consumido o expulsado. Este resto es una densa pieza de materia degenerada que lentamente se enfría y cristaliza por emisión de radiación calórica, que finalmente se convertiría en una enana negra.

Debido a que la evolución de las enanas blancas depende de cuestiones físicas, como la naturaleza de la materia oscura y la posibilidad de la evaporación de protones, que nunca ha sido observada y no se entiende la naturaleza de este fenómeno, no se puede determinar con exactitud el tiempo que necesitaría una enana blanca para convertirse en una enana negra. Barrow & Tipler estiman que tomaría 10¹⁵ años que una enana blanca se enfríase hasta los 5 K; sin embargo, si las partículas masivas de interacción débil (conocidas como WIMP) existieran, es posible que estas interacciones permitieran que las enanas blancas se mantuvieran más calientes, durante aproximadamente 10²⁵ años. Si el protón no es estable, las enanas blancas se mantendrían calientes más tiempo por la energía producida por la evaporación de protones, durante un tiempo hipotético de 10³⁷ años. Adams y Laughlin calcularon que la evaporación de protones aumentaría la temperatura superficial de una enana blanca a aproximadamente 0,06 K. A pesar de que es frío, sería más caliente que la temperatura de la Radiación de fondo de microondas tendrá dentro de 10³⁷ años, en el futuro.

El nombre de "enana negra" también ha sido aplicado a objetos sub-estelares que no tienen suficiente masa (aproximadamente 0,08 masas solares) para mantener la fusión nuclear del hidrógeno. Estos objetos son llamados enanas marrones, un término introducido en 1970. Las enanas negras no deben ser confundidas con agujeros negros o con estrellas de neutrones.

Strangelet

Los strangelets son pequeños fragmentos de materia extraña. Solo existirían si la "hipótesis de la materia extraña" es correcta, en cuyo caso son el verdadero estado fundamental de la materia, y los núcleos son solamente estados metaestables con una duración muy larga. El término strangelet, hiperdiminutivo de la palabra inglesa strange (extraño), se origina con E. Farhi y R.L. Jaffe.

Un strangelet es un objeto o estado hipotético de la materia nuclear extraña constituido por un conglomerado de 2 (doblete) ó 3 (triplete) quarks extraños. En condiciones normales, el quark s (quark extraño) sometido a la interacción nuclear débil se desintegra en quarks u ("quark arriba") y d ("quark abajo").

En condiciones especiales (un plasma de quarks), se podría dar una reacción inversa y los quarks u y quarks d se podrían fusionar para dar lugar a quarks s, de modo que el objeto resultante de tales reacciones no es ya solo quarks sino "materia extraña" (strange matter); extraña en el sentido de que está basada en quarks s, o sea, quarks extraños que constituyen "strangelets". Las dimensiones de los strangelets estarían en la escala de los femtómetros.

También se supone que las estrellas de quarks pudieran poseer apreciables cantidades de estas partículas hipotéticas.

La materia extraña podría asimismo ser uno de los componentes de las estrellas de neutrones, en el interior de las cuales la presión de la gravedad es muy intensa.

https://es.m.wikipedia.org/wiki/Strangelet

Estrella de quarks

El término estrella de quarks o estrella extraña, es usado para denominar un tipo de estrella exótica en la cual, debido a la alta densidad, la materia existe en forma de quarks desconfinados. Lo anterior es comúnmente llamado un plasma de quarks-gluones.

Este estado de la materia podría encontrarse en regiones internas de estrellas de neutrones, o bien componer la totalidad de la estrella. En el segundo caso, la materia no se mantendría unida por la atracción gravitacional, sino por la interacción fuerte entre los quarks. En este caso, la estrella se dice autoligada. Las estrellas de quarks tienen una densidad muy superior a una estrella de neutrones y a la vez muy inferior a la de un agujero negro

Si bien no se han observado objetos que puedan ser asociados a estrellas compuestas completamente de quarks, la existencia de quarks desconfinados en el interior de estrellas de neutrones no está descartada, ya que la composición de la materia a esas densidades (ρ ~ 10¹⁵ g/cm³) es aún incierta.

Se han descubierto dos posibles candidatos a estrellas de quarks, RX J1856.5-3754 y 3C58. Inicialmente catalogadas como estrellas de neutrones, la primera parece más pequeña y la segunda más fría de lo que deberían ser, lo que sugiere que pueden estar compuestas por un material de mayor densidad que la materia degenerada. No obstante, los resultados no son concluyentes. Recientemente, un tercer objeto, denominado XTE J1739-285, también ha sido propuesto como posible candidato.

Estrella compacta

En astronomía una estrella compacta (en algunas ocasiones objeto compacto, clasificación que también puede incluir planetas, asteroides, y cometas al ser junto con ellas los únicos cuerpos celestes que pueden existir a bajas temperaturas) se refiere colectivamente a enanas blancas (y sus versiones ya apagadas, las enanas negras), estrellas de neutrones, agujeros negros, estrellas-Q, estrellas de quarks, y estrellas de preones (estos tres últimos hipotéticos). Con la excepción de los agujeros negros, pueden ser denominadas estrellas degeneradas.

A diferencia de una estrella típica, éstas no contrarrestan la gravedad mediante la presión generada por reacciones de fusión nuclear en su interior, y tales objetos son, por tanto, el resultado del agotamiento del combustible nuclear de las estrellas, lo que explica que sean frecuentemente conocidas como remanentes estelares. Sin ninguna fuente de energía que luche contra el colapso gravitatorio, estas estrellas muertas están comprimidas al máximo de lo que permite su masa. Se mantienen estables sujetas por fuerzas nucleares de origen cuántico. A tan elevadas densidades, la materia se halla en un estado que se denomina degenerado. En casos extremos (agujeros negros) el objeto es incapaz de sostenerse a sí mismo, formando así una singularidad espaciotemporal. Dependiendo de la masa inicial de la estrella y de cuánta masa haya perdido o ganado a lo largo de su vida, el fin de las reacciones nucleares trae consigo la aparición de un tipo u otro de objeto compacto.

Estas estrellas conforman el punto final de la evolución estelar. Una estrella brilla y por lo tanto pierde su energía. La pérdida por la superficie es compensada por la producción de energía por medio de la fusión nuclear en el interior de la estrella. Cuando la estrella ha perdido su capacidad de producir energía por dichas reacciones, la presión del gas en el interior caliente no puede soportar el peso de la estrella, y ésta colapsa hacia un estado más denso: una estrella compacta, inicialmente a una temperatura muy elevada -salvo los agujeros negros- debido a dicho colapso.