Astrofsica | Significado de astrofsica

Ciencia que estudia las propiedades físicas de los cuerpos celestes. Es tanto una rama de la Astronomía, porque trata del Universo en general, como de la Física, porque aporta información: a) sobre el comportamiento de la materia a temperaturas y presiones no obtenidas en el laboratorio, yb) sobre aquellas leyes de la naturaleza que requieren intervalos de tiempo excesivamente largos para su dilucidación o. distancias enormes

Las observaciones astrofísicas utilizan grandes telescopios fotodetectores capaces de concentrar la luz y temperatura de una estrella o nebulosa en un pequeño punto del plano focal. La luz se analiza con diversos tipos de instrumentos auxiliares como los fotómetros, que miden el brillo de la luz, los radiómetros, que registran el calor emitido por los cuerpos celestes y los espectrógrafos, que dispersan los rayos de esa luz en sus longitudes de onda correspondientes formando el Fantasma. La finalidad de la astrofísica teórica, tal y como se estudia en las universidades, es clasificar los resultados de las observaciones y deducir información sobre el origen y la evolución de los astros, la Vía Láctea y las galaxias. El trabajo de los observadores y de los teóricos en esta rama de la ciencia coincide a menudo. Ambos toman como base fundamental los resultados obtenidos por los físicos.

Atmósferas estelares: las atmósferas estelares son los temas más antiguos de la investigación astrofísica. Joseph von Fraunhofer y GR Kirchhoff sentaron las bases de la espectroscopia estelar; el primero observando con un espectroscopio visual los espectros del Sol y unas estrellas brillantes y el segundo… Para seguir leyendo véase: Atmósferas estelares

Interior de las estrellas: Las temperaturas y densidades del interior de las estrellas no admiten la observación directa, por lo que deben deducirse de la teoría, que se basa básicamente en medidas de las masas, rayos y luminosidad de otras estrellas.medidas de las velocidades orbitales. de … Para continuar leyendo véase: Interior De Las Estrellas

Evolución estelar La proporción media de energía producida por un gramo de materia solar es de 2 erg/s. Después de mantener esta producción de energía durante al menos 3.000.000.000 de años, todavía hay suficiente hidrógeno dentro del Sol para seguir emitiendo luz durante otros 100.000.000. Las estrellas de gran gasto energético y mucho más brillantes que el Sol, cuya producción de energía es 1000.000 veces más rápida que la del Sol, tienen una masa mayor que la del Sol y consumen 50 veces más hidrógeno que l. En estas condiciones, sólo podrán seguir radiando a su ritmo actual durante unos 5.000.000 años. De ahí el nombre de juventud aplicado a estas estrellas. Aunque la proporción de hidrógeno en helio en estrellas como el Sol y las enanas rojas se ha mantenido prácticamente sin cambios desde el nacimiento, es probable que las estrellas más brillantes hayan consumido ya gran parte de su contenido primitivo de hidrógeno. Vaso de energía atómica.

La teoría muestra que una estrella de edad media se vuelve más brillante y roja a medida que envejece. Esto se deduce de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell (ver Gigantes y enanos, Estrellas), en el que la estrella sigue un proceso evolutivo que la transforma paulatinamente en una estrella gigante amarilla o roja. Cuando todo el hidrógeno del núcleo interior (no mezclado) desaparece, la estrella primero aumenta de temperatura y después pierde de repente parte de su masa, quizás en una explosión de nueva, y se contrae para formar una estrella enana blanca súper densa , como la compañera de Sirio. . Sin fuentes de energía nuclear, la estrella se enfría muy lentamente a causa de una radiación superficial no superior a la de un planeta medio.

Nuestra galaxia

Nubes interestelares. estas grandes secciones oscuras de la Vía Láctea (ver interestelar, materia). La masa total de algunas de las mayores nebulosas de las constelaciones difusas de Tauro y Perseo es de unos 20.000 soles. Estas nubes están formadas principalmente por hidrógeno (alrededor del 99%) y pequeñas partículas (alrededor del 1%), cuyo tamaño es de aproximadamente una micra (0,001 mm). Este gas, que es mayoritariamente eléctricamente neutro, parece ionizado (ver Ión) en las proximidades de estrellas muy calientes. En las regiones donde se produce la ionización, el hidrógeno emite una ligera luminosidad rojiza, mientras que los átomos de calcio y otros gases producen líneas de absorción interestelar muy pronunciadas en el espectro continuo de las estrellas de fondo (véase Absorción ;Espectro de absorción). En las nebulosas enrarecidas, la densidad del gas puede ser del orden de 10.000 veces mayor que la densidad media de un átomo por centímetro cúbico.

Las partículas de polvo cósmico no sólo obstruyen la luz de los cuerpos lejanos, sino que también producen un efecto de enrojecimiento, no distinto al que se ve en la atmósfera terrestre al atardecer o al amanecer. Aunque la naturaleza de estas partículas no se conoce completamente, es probable que contengan gel normal (H2O), amoníaco congelado (NH3), metano (CH4) e impurezas metálicas y otros elementos. La presencia de campos magnéticos interestelares débiles otorga a estas partículas, de forma algo irregular, una orientación preferente al espacio respecto a la Vía Láctea, lo que favorece la polarización de la luz estelar que transmiten. Véase Polarización de la LUZ.

Las nebulosas interestelares son, sin duda, las regiones en las que nacen estrellas jóvenes. Hay dos clases de estrellas claramente relacionadas con las nubes: los miembros calientes de enormes asociaciones estelares en expansión, cuyo grado de dispersión demuestra que su edad no puede superar mucho más de un millón de años ( conglomerado de Perseo); y las variables débiles, con un espectro característico, del tipo de T. Tauri.

estrellas variables Estas estrellas son extraordinariamente frecuentes en la Vía Láctea. Su brillo, medida con un fotómetro fotográfico o fotoeléctrico, puede registrarse en función del tiempo y así se obtiene una curva de brillo. Algunas de estas curvas, como la del Delta de Cefeo, son estrictamente periódicas; otras curvas son irregulares. Las variables periódicas son estrellas pulsantes que se expanden y contraen alternativamente, lo que significa no sólo un cambio en la longitud del radio de un 10%, sino también una oscilación de la temperatura superficial del orden de unos 1000 K. Las estrellas enanas más densas tienen un período de pulsación de unas 2 h, mientras que en gigantes más raros llega a un año. Las pulsaciones simples a menudo se complican por cambios atmosféricos como la condensación de gases (por ejemplo, carbono) en nubes opacas de gtulas o cuerpos sólidos (Holln).

Las variables más espectaculares son las nueve, y sobre todo las supernovas, que en cuestión de horas pueden aumentar el brillo miles de millones de veces. Los resplandores pueden duplicar el brillo en un minuto o dos, y la eclosión puede terminar después de 30 minutos de duración. Jarrón estrella variable; nuevo

Estrellas dobles y múltiplos. También son muy comunes. Al menos una de cada cuatro o cinco estrellas forma parte de un sistema binario. Estudios muy distintos de los relativos a grupos en los que los componentes están casi en contacto a los relativos a grupos en los que están separados por cientos o miles de unidades astronómicas (véase Unidades astronómicas de distancia) sugieren que todos tienen un origen similar. En este sentido, se convierten en pequeños conglomerados de estrellas. La evolución de parejas muy lejanas es similar a la de estrellas individuales. Pero la evolución de los pares cercanos se complica por la formación de anillos gaseosos y la consiguiente pérdida de masa. El período de estrellas dobles más corto conocido en 1954 fue de 4 h 39 m, según la observación hecha en sucesivos eclipses de dos estrellas muy raras que formaron el núcleo de Nueva Herculis en 1934. No se sabe si esa estrella doble existía antes. la nueva.

Estructura galáctica. Nuestra galaxia, según las medidas de las distancias y posiciones de las estrellas en la esfera celeste, forma un conjunto esferoidal allanado en el plano de la Vía Láctea. Por encima y por debajo de este plano y entre los brazos espirales hay estrellas viejas, pero sin gas ni polvo. En brazos de las espirales, aproximadamente la mitad de la materia está en forma de nubes de gas y polvo, mientras que la otra mitad incluye estrellas de todas las edades. En el pequeño núcleo central de nuestra galaxia, las estrellas se agrupan en espacios relativamente pequeños. Existe en una pequeña cantidad de hidrógeno neutro, como se deduce de las observaciones de radio (véase Astrónomo, Radioastrónomo), porque la cantidad es demasiado pequeña para producir estrellas jóvenes actualmente. Este gas está sujeto a un movimiento remolino muy violento.

Otras galaxias. Los estudios astrofísicos de las galaxias más cercanas están al principio. La galaxia de Andrómeda es similar en todos los aspectos en la Vía Láctea, aunque es el doble de grande. Otras galaxias difieren considerablemente en el contenido relativo de materia difusa y estrellas en su estructura espiral y en presencia de estrellas jóvenes.

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