domingo, 24 de noviembre de 2013
sábado, 23 de noviembre de 2013
GALAXIA ESPIRAL BARRADA M95
Messier 95 (también conocido como M95 o NGC 3351) es una galaxia espiral barrada a unos 38 millones de años luz[cita requerida]en la constelación Leo. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781 y catalogada por Charles Messier 4 días después. Es unagalaxia con brote estelar, con una elevada tasa de formación estelar en su núcleo concentrada en un anillo alrededor de éste que alberga cierta cantidad de cúmulos estelares jóvenes de gran masa. En marzo de 2012 se confirmó una nueva supernova de Tipo II en M95, catalogada como SN 2012aw.
En una noche medianamente despejada y con unos prismáticos del orden de 10x50 y 20x50, es posible observarla como un pequeño parche de luz, pero su magnitud nos dificultará bastante la tarea.
| Datos de observación (época J2000) | |
|---|---|
| Tipo | SB (r)b1 |
| Ascensión recta | 10h 43m 57.7s1 |
| Declinación | +11° 42′ 14″1 |
| Distancia | 38 Mal[cita requerida] |
| Magnitud aparente (V) | 11.41 |
| Tamaño aparente (V) | 7′.4 × 5′.1[cita requerida] |
| Corrimiento al rojo | 778 ± 4 km/s1 |
| Constelación | Leo |
| Otras designaciones | |
jueves, 21 de noviembre de 2013
GALAXIAS ESPIRALES
Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:
- Tiene un disco plano giratorio compuesto de estrellas y materia interestelar que suelen ser de nueva creación. Véase la relación Tully-Fisher.
- Está compuesta por una concentración de estrellas central (bulbo) rodeada por un disco.
- El disco es plano (con posibilidades de alabeo) y está formado por materia interestelar (gas y polvo), estrellas jóvenes de Población I (alta metalicidad) y cúmulos abiertos.
- El bulbo es similar a una galaxia elíptica, conteniendo numerosas estrellas antiguas, llamadas de Población II y con baja metalicidad, y normalmente un agujero negro supermasivo en el centro.
Las galaxias espirales deben su nombre a los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares, que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales. Son las más abundantes del universo constituyen el 70%
El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxia espiral barrada).
Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.
La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.
Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible. Las galaxias espirales son colecciones enormes de miles de millones de estrellas, en las que muchas de ellas se agrupan en forma de disco, con un abultamiento esférico central con estrellas en su interior. En el disco existen brazos mas luminosos donde se concentran las estrellas más jóvenes y brillantes.
Curva de rotación y materia oscura
La galaxias espirales presentan una curva de rotación (en adelante CR) experimental muy diferente a las curvas teóricas (fenómeno llamadoConspiración disco-halo). Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían una masa mucho mayor. Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura. Este tipo de materia invisible llegaría a ser entre un 50% y un 90% de la masa total de la galaxia.
Las características generales de la curvas de rotación son las siguientes:
- El pico de la CR varía entre 150 y 300 km/s.
- Las galaxias mayores rotan más rápido.
- CR sube más bruscamente para las Sa y Sb que para las Sd y Sm.
- La mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial rotan lentamente.
- Proporción de materia oscura: 50% en Sa y Sb (80-90)% en Sd y Sm. Sólo un límite inferior.
El estudio de estas curvas de rotación es muy importantes porque pueden servir, mediante relaciones experimentales (como la relación Tully-Fisher) para conocer las distancias a la que se encuentran estas galaxias.
sábado, 9 de noviembre de 2013
ESTRELLA CAPELLA
Capella (Alfa Aurigae / α Aur / 13 Aurigae) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Auriga, («El Cochero»), y la sexta más brillante del cielo. Es la estrella de primera magnitud más cercana al Polo Norte Celeste. Se encuentra a 42,2 años luz de distancia del Sol.
Su nombre procede del latín capella, «pequeña cabra», y es el origen del mito romano de la cabra Amaltea que amamantó a Zeus. También recibe los nombres árabes de Alhajoth, que igualmente significa «La Cabra», y Al Rakib, «El Conductor», porque en los atardeceres y en las luces crepusculares era la primera estrella que se veía entre todas las que la rodeaban. En el antiguo acadio recibía el nombre de Dil-gan I-ku, la «Mensajera de la Luz», así como Dil-gan Babill, la «Estrella honorífica de Babilonia». Se han descubierto algunos templos celtas que se encontraban orientados de tal forma que recibían el primer rayo de Capella al salir ésta. Los antiguos observadores le atribuyeron una coloración rojiza, del todo inexplicable.
En la mitología hindú, Capella era Brahma Ridaya, simbolizando el corazón de Brahmā.
Los dos astros principales del sistema, Capella A y Capella B, son estrellas gigantes amarillas con temperaturas superficiales similares a la del Sol;
sus tamaños, sin embargo, son mucho mayores que el de éste. La luz
combinada de este par es la que origina, cuando se la observa a simple
vista en la noche, el intenso color amarillo de Capella.
Tamaños comparativos de las cuatro componentes de Capella y el Sol.
Capella A, de tipo espectral G8IIIe, tiene un radio 12,2 veces mayor que el radio solar y una masa de 2,7 masas solares. Con una luminosidad 78,5 veces mayor que la del Sol, su edad se estima en unos 525 millones de años. La baja abundancia de litio en su superficie indica que en su núcleo ha comenzado la fusión nuclear de helio en carbono. Asimismo, es una estrella variable de tipo RS Canum Venaticorum.
Capella B, de tipo espectral G1III, tiene un radio de 9 radios solares, una masa de 2,6 masas solares y una luminosidad 77,6 veces mayor que la del Sol. Su velocidad de rotación es mucho mayor que la de Capella A, por lo que su actividad cromosférica es mayor. Se piensa que está menos evolucionada que su compañera y que en su núcleo no ha comenzado aún la transformación de helio en carbono. De todos modos, ambas estrellas están ahora en el proceso de expandirse y enfriarse en su camino de transformación a gigantes rojas, lo que les tomará algunos millones de años.
Capella C y Capella D son dos enanas rojas de magnitudes 10 y 12 respectivamente. Capella C tiene tipo espectral M1V y, con un radio del 58% del radio solar, su luminosidad es tan sólo el 1,3% de la del Sol. Capella D, de tipo M4-5V, es aún más pequeña y tenue, con una luminosidad que apenas alcanza el 0,05% de la del Sol.
Capella (Alfa Aurigae / α Aur / 13 Aurigae) es el nombre de la estrella más brillante de la constelación de Auriga, («El Cochero»), y la sexta más brillante del cielo. Es la estrella de primera magnitud más cercana al Polo Norte Celeste. Se encuentra a 42,2 años luz de distancia del Sol.
Su nombre procede del latín capella, «pequeña cabra», y es el origen del mito romano de la cabra Amaltea que amamantó a Zeus. También recibe los nombres árabes de Alhajoth, que igualmente significa «La Cabra», y Al Rakib, «El Conductor», porque en los atardeceres y en las luces crepusculares era la primera estrella que se veía entre todas las que la rodeaban. En el antiguo acadio recibía el nombre de Dil-gan I-ku, la «Mensajera de la Luz», así como Dil-gan Babill, la «Estrella honorífica de Babilonia». Se han descubierto algunos templos celtas que se encontraban orientados de tal forma que recibían el primer rayo de Capella al salir ésta. Los antiguos observadores le atribuyeron una coloración rojiza, del todo inexplicable.
En la mitología hindú, Capella era Brahma Ridaya, simbolizando el corazón de Brahmā.
Capella B, de tipo espectral G1III, tiene un radio de 9 radios solares, una masa de 2,6 masas solares y una luminosidad 77,6 veces mayor que la del Sol. Su velocidad de rotación es mucho mayor que la de Capella A, por lo que su actividad cromosférica es mayor. Se piensa que está menos evolucionada que su compañera y que en su núcleo no ha comenzado aún la transformación de helio en carbono. De todos modos, ambas estrellas están ahora en el proceso de expandirse y enfriarse en su camino de transformación a gigantes rojas, lo que les tomará algunos millones de años.
Capella C y Capella D son dos enanas rojas de magnitudes 10 y 12 respectivamente. Capella C tiene tipo espectral M1V y, con un radio del 58% del radio solar, su luminosidad es tan sólo el 1,3% de la del Sol. Capella D, de tipo M4-5V, es aún más pequeña y tenue, con una luminosidad que apenas alcanza el 0,05% de la del Sol.
ESTRELLA ARCHERNAR
Achernar (Alfa Eridani / α Eri / HR 472 / HIP 7588) es una estrella de primera magnitud (la octava más brillante del cielo nocturno) que configura el extremo sur de la larga constelación de Eridanus («El Río Erídano»). Es de color blanco azulado y es circumpolar desde latitudes australes superiores a 32º 45' S (y, por lo tanto, nunca es visible desde latitudes boreales superiores a 32º 45' N). Su nombre deriva del árabe Al Ahir al Nahr, «el fin del río».
Se encuentra a unos 144 años luz del Sol y su magnitud aparente es +0,45, por lo que su luminosidad intrínseca es unas 1076 veces la solar. Es una estrella de muy rápida rotación, por lo que su forma es considerablemente achatada. Asimismo es una variable de tipo Lambda Eridani.
Achernar (Alfa Eridani / α Eri / HR 472 / HIP 7588) es una estrella de primera magnitud (la octava más brillante del cielo nocturno) que configura el extremo sur de la larga constelación de Eridanus («El Río Erídano»). Es de color blanco azulado y es circumpolar desde latitudes australes superiores a 32º 45' S (y, por lo tanto, nunca es visible desde latitudes boreales superiores a 32º 45' N). Su nombre deriva del árabe Al Ahir al Nahr, «el fin del río».
Se encuentra a unos 144 años luz del Sol y su magnitud aparente es +0,45, por lo que su luminosidad intrínseca es unas 1076 veces la solar. Es una estrella de muy rápida rotación, por lo que su forma es considerablemente achatada. Asimismo es una variable de tipo Lambda Eridani.
| Posición de Achernar. | |
| Datos de observación (Época J2000) |
|
|---|---|
| Constelación | Eridanus |
| Ascensión recta (α) | 01h 37m 42.85s |
| Declinación (δ) | -57° 14′ 12.33″ |
| Mag. aparente (V) | +0.45 (var) |
| Características físicas | |
| Clasificación estelar | B3Ve |
| Masa solar | 6–8 M☉ |
| Radio | (~10 R☉) |
| Índice de color | -0.158 (B-V) -0.66 (U-B) |
| Magnitud absoluta | -2.77 |
| Luminosidad | 1076 L☉ |
| Temperatura superficial | 14,510 K |
| Periodo de rotación | 225–300 km/s |
| Variabilidad | Lambda Eridani |
| Edad | 1–5 × 108 |
| Astrometría | |
| Mov. propio en α | 88.02 mas/año |
| Mov. propio en δ | -40.08 mas/año |
| Velocidad radial | 16 km/s |
| Paralaje | 22.68 ± 0.57 mas |
| Otras designaciones | |
| Alfa Eridani (a Eri), HR 472, CD -57°334, HD 10144, SAO 232481, FK5 54, HIP 7588. | |
ESTRELLA DENEB
Deneb es el nombre propio de la estrella Alfa Cygni (α Cyg / 50 Cyg),1 2 la más brillante de la constelación de Cygnus («El Cisne») y una de las más brillantes del cielo nocturno, con una magnitud aparente en banda B (filtro azul) igual a 1,34 y en banda V (filtro verde) igual a 1,25. Junto con Vega (α Lyrae) y Altair (α Aquilae) forman el asterismo del «triángulo de verano» para los observadores del Hemisferio Norte.
La distancia de Deneb a la Tierra
es aún motivo de controversia: debido a la gran lejanía a la que se
encuentra, los métodos de determinación de la distancia que utilizan la paralaje proporcionan un rango de distancias de hasta 3200 años luz. Las mediciones más precisas —llevadas a cabo por el satélite Hipparcos— sitúan a Deneb sólo a 1425 años luz de distancia, lo que resulta en una luminosidad 54.400 veces superior a la del Sol.4 Su magnitud absoluta
se estima en -7,2, de forma que, a modo de comparación, su potencia
lumínica es tal que en un solo día genera tanta energía como el Sol en
140 años. Con esa magnitud, su brillo sería comparativamente superior incluso al de algunos láseres industriales.
Deneb es un tipo poco común de supergigante blanca de clase espectral A2Iae1 y una temperatura superficial de 8525 K.5 La medida directa de su diámetro angular —0,0025 segundos de arco— permite calcular su tamaño, 114 veces el del Sol. Si estuviese situada en el centro del Sistema Solar, se extendería hasta la mitad de la órbita terrestre, y en el cielo de la Tierra aparecería como un disco de 55° 52' de diámetro angular aproximadamente (considerando el radio máximo de la estrella). Su velocidad de rotación proyectada —30 km/s— da como resultado un período de rotación aproximado de medio año.
Hace poco más de 10 millones de años, Deneb empezó su vida como una estrella de tipo B u O con una masa de 15 - 16 masas solares. Desde su superficie sopla un viento estelar que hace que la estrella pierda masa al ritmo de una millonésima de la masa solar por año, 40 millones de veces mayor que la que experimenta el Sol. En la actualidad Deneb ha finalizado la fusión del hidrógeno en su núcleo, pero no se sabe con certeza en qué fase de su evolución se encuentra; puede estar en el proceso de convertirse en una supergigante roja con un núcleo de helio inerte o, más avanzada en su evolución, ya puede haber comenzado a fusionar el helio en su núcleo. En cualquier caso, concluirá su vida estallando como supernova dentro de unos pocos millones de años.4
Deneb es el prototipo de una clase de variables llamadas variables Alfa Cygni.6 Sus superficies experimentan pulsaciones no radiales que hacen que su brillo y su tipo espectral varíen ligeramente.
Siendo una de las estrellas más brillantes del firmamento, Deneb fue una aceptable Estrella Polar intermedia (situada a 7° del polo norte celeste) hace 18.000 años, y volverá de nuevo a dicha posición alrededor del año 9800.4
Deneb es el nombre propio de la estrella Alfa Cygni (α Cyg / 50 Cyg),1 2 la más brillante de la constelación de Cygnus («El Cisne») y una de las más brillantes del cielo nocturno, con una magnitud aparente en banda B (filtro azul) igual a 1,34 y en banda V (filtro verde) igual a 1,25. Junto con Vega (α Lyrae) y Altair (α Aquilae) forman el asterismo del «triángulo de verano» para los observadores del Hemisferio Norte.
Deneb es un tipo poco común de supergigante blanca de clase espectral A2Iae1 y una temperatura superficial de 8525 K.5 La medida directa de su diámetro angular —0,0025 segundos de arco— permite calcular su tamaño, 114 veces el del Sol. Si estuviese situada en el centro del Sistema Solar, se extendería hasta la mitad de la órbita terrestre, y en el cielo de la Tierra aparecería como un disco de 55° 52' de diámetro angular aproximadamente (considerando el radio máximo de la estrella). Su velocidad de rotación proyectada —30 km/s— da como resultado un período de rotación aproximado de medio año.
Hace poco más de 10 millones de años, Deneb empezó su vida como una estrella de tipo B u O con una masa de 15 - 16 masas solares. Desde su superficie sopla un viento estelar que hace que la estrella pierda masa al ritmo de una millonésima de la masa solar por año, 40 millones de veces mayor que la que experimenta el Sol. En la actualidad Deneb ha finalizado la fusión del hidrógeno en su núcleo, pero no se sabe con certeza en qué fase de su evolución se encuentra; puede estar en el proceso de convertirse en una supergigante roja con un núcleo de helio inerte o, más avanzada en su evolución, ya puede haber comenzado a fusionar el helio en su núcleo. En cualquier caso, concluirá su vida estallando como supernova dentro de unos pocos millones de años.4
Deneb es el prototipo de una clase de variables llamadas variables Alfa Cygni.6 Sus superficies experimentan pulsaciones no radiales que hacen que su brillo y su tipo espectral varíen ligeramente.
Siendo una de las estrellas más brillantes del firmamento, Deneb fue una aceptable Estrella Polar intermedia (situada a 7° del polo norte celeste) hace 18.000 años, y volverá de nuevo a dicha posición alrededor del año 9800.4
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