1. 2014
Lateoríadelbigbangylos
diversoscuerposcelestes.
• Eimy Reynoso palomares
• Marón Judith cano Pérez
• Ari Sebastián Sánchez torises
• Gabriel Antonio

2. El universo:
Es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso,
las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término también se utiliza en
sentidos contextuales ligeramente diferentes y alude a conceptos
como cosmos, mundo o naturaleza. Observaciones astronómicas indican que el universo tiene
una edad de 13,73 ± 0,12 millardos de años (entre 13 730 y 13 810 millones de años) y por lo
menos 93.000 millones de años luz de extensión El evento que dio inicio al universo se
denomina Big Bang. Se denomina Big-Bang a la singularidad que creó el universo. Después
del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y continúa
haciéndolo.
Debido a que, según la teoría de la relatividad especial, la materia no puede moverse a
una velocidad superior a la velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del
universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz en un tiempo de únicamente 13 mil
millones de años; sin embargo, esta separación no entra en conflicto con la teoría de la relatividad
general, ya que ésta sólo afecta al movimiento en el espacio, pero no al espacio mismo, que puede
extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto,
dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz si es el
espacio entre ellas el que se dilata.
Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias
distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de
los elementos químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en
general, la teoría del Big Bang, que propone que el universo en sí se creó en un momento
específico en el pasado.
Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor
parte de la materia y la energía en el universo son las denomindasmateria oscura y energía oscura,
la materia ordinaria (bariónica), solo representaría algo más del 5% del total (véanse materia
oscura y energía oscura).
Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a
lo largo de su extensión e historia. Es homogéneo e isotrópico. La fuerza dominante en distancias
cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta para
describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas
por el Modelo Estándar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una
de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy
pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y el espacio tiene
una curvatura media muy pequeña o incluso nula, de manera que la geometría euclidiana es, como
norma general, exacta en todo el universo.
La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas
al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales.
Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el
continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes
en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en
la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus
fenómenos.
La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del universo, fue teorizada por el canónigo
belga Lemaître, a partir de las ecuaciones de Albert Einstein. Lemaitre concluyó (en oposición a lo
que pensaba Einstein), que el universo no era estacionario, que el universo tenía un origen. Es el
modelo del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad

3. espaciotemporal. El universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó todas
las irregularidades iniciales. A partir de entonces el universo se expandió y se convirtió en estable,
más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como
resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como
cúmulos de galaxias.
En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teorías de la expansión
permanente del universo (Big Freeze o Big Rip, Gran Desgarro), que nos indica que la expansión
misma del espacio, provocará que llegue un punto en que los átomos mismos se separarán en
partículas subatómicas. Otros futuros posibles que se barajaron, especulaban que la materia
oscura podría ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que toda
la materia se comprima nuevamente; algo a lo que los científicos denominan el Big Crunch o la
Gran Implosión, pero las últimas observaciones van en la dirección del gran desgarro.

4. La teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión:
Es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a
partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, este modelo se basa en una colección
de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann-
Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente
al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de
Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el
origen y la evolución del mismo. Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar-
del astrofísico inglés Fred Hoye, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los
principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una
intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran
explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni
fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la
expansión del propio espacio. La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general
puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la
distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las
condiciones del Universo antes o después en el tiempo.
Una consecuencia de todos los modelos de big bang es que, en el pasado, el Universo tenía
una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son
muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George
Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde
sería bautizado como radiación de fondo de microondas
Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido
construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander
Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para
demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el
astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía que
se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el
físico ucraniano nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el
universo se creó a partir de una gran explosión (big bang). Recientemente, ingenios espaciales
puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión
primigenia.
De acuerdo con la teoría, un universo homogéneo e isótropo lleno de materia ordinaria, podría
expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción
universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o
'Gran Colapso' o un Big Rip o Gran desgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crítico,
puede mantenerse estable ad eternum. Muy recientemente se ha comprobado que actualmente
existe una expansión hecho no previsto originalmente en la teoría y que ha llevado a la
introducción de la hipótesis adicional de la energía oscura (este tipo de materia tendría
propiedades especiales que permitirían comportar la aceleración de la expansión).
La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de
observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de
él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas
espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas
de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en
realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.
Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no
admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción),
resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante
cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar
la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen
el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.

5. Entre 1927 y 1930, el sacerdote belga Georges Lemaître5 obtuvo independientemente las
ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de
las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que
más tarde se denominó "Big Bang".
En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar
la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus
distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que
las galaxias se alejan unas de otras a velocidades(relativas a la Tierra) directamente
proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble (véase Edwin
Hubble: Marinero de las nebulosas, texto escrito por Edward Christianson).
Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en
expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era lateoría Big Bang de Lemaître,
apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del
estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se
alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el
tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.
Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que
el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de
la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para
explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta,
muchos cosmólogos pensaban que la singularidad infinitamente densa del tiempo inicial en el
modelo cosmológico de Friedman era una sobre idealización, y que el Universo se contraería antes
de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard Tolman de un Universo
oscilante. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y
que la singularidad es un componente esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría
de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo que observamos se
inició hace un tiempo finito.
Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar
aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender
cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar
nuevas observaciones con la teoría fundamental.
A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología
del Big Bang como resultado de importantes adelantos entelescopía, en combinación con grandes
cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han
permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel
de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en
aceleración.
Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto
modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento
del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde
una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que
no se propagó fuera de sí mismo.
Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas
tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo
de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de
aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres
mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del
llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de
una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió,
experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del
agua, pero relacionados con las partículas elementales.

6. Aproximadamente 10-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el
Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al
terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma
de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en
forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a
un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron
en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la
asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas
condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma
actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y
neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso
llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de
moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente
sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar
los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y
continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente
distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas,
galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de
este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos
posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las
mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de
materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían
el 20 por ciento de la materia del Universo.
El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida
como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo
actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo
es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre
velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo
esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en
las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación y
su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en
el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.
Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las
partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay
ningún modelo físico convincente para el primer 10-33 segundo del universo, antes del cambio de
fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría
gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son
infinitas. Para resolver esta paradoja, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La
comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no
resueltos de la física.

7. Galaxia:
Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, y polvo cósmico unidos
gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde
las galaxias enanas, con 107, hasta las galaxias gigantes, con 1014 estrellas. Formando parte de
una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas
estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología
visual, como se la suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica que, como lo indica
su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero
con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias
irregulares y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción
gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar
la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las
galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias
irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones (100.000.000.000) de galaxias en el universo
observable.
A mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente
separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está
compuesto por un tenue gas cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La
mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a
su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores
están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias.
Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento aparece sólo
como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. La materia oscura
fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo Fritz Zwicky, pues la rotación observada
en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitía luz.
Galaxia elíptica:
Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número
significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco.
También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.
Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia
interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos
abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están
dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en
direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.
Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias
elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños
enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del
núcleo.
Galaxias espirales:
Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una
protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta
protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable.

8.  (Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican
cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más
dispersos.
 Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las
letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
 Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica
entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra.
Galaxias lenticulares:
Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las
espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una
condensación central muy importante y una envoltura extensa.
Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1),
la barra es ancha y difusa; en el segundo (SBO-2) es más luminosa en las extremidades que
en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definidas.
Galaxias irregulares:
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la
secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.
Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que
muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación
de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra
ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son
pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Del total de galaxias observadas hasta la fecha solo un 5% de las galaxias brillantes reciben el
nombre de galaxia irregular.
Galaxias activas:
Las galaxias activas son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al
medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares
ordinarios. Aproximadamente un 10% de las galaxias pueden clasificarse como galaxias
activas.
La mayor parte de la energía emitida por las galaxias activas proviene de una pequeña y
brillante región del núcleo de la galaxia, y en muchos casos se observan líneas espectrales de
emisión ancha y/o estrecha, que evidencian la existencia de grandes masas de gas girando
alrededor del centro de la galaxia.
Los tipos más importantes de galaxias activas son:
• Seifert
• Starbust
• Radio galaxias
• Cuásares

9. Agujero negro:
es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo
suficientemente elevada para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni
siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de
emitir radiación, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 70. La radiación emitida
por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de
acreción La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca
una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es
previsto por las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del
agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna
partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad
general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años
70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y
geometría de los agujeros negros Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un
espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener unageometría cuasi-
esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento L.
Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros
negros súper masivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones
astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias
activas os agujeros negros proceden de un proceso de colapso gravitatorio que fue ampliamente
estudiado a mediados de siglo XX por diversos científicos, particularmenteRobert
Oppenheimer, Roger Penrose y Stephen Hawking entre otros. Hawking, en su libro
divulgativo Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988), repasa algunos de los
hechos bien establecidos sobre la formación de agujeros negros.
Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa),
llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la
fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa
concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho
proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que
termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una
fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.
En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad
extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la
empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en
órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones,
formando más neutrones mediante el proceso:
Por lo que este proceso comportaría la emisión de un número elevado de neutrinos. El resultado
final, una estrella de neutrones. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de
neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta enormemente al
disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones
imploran, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro, que es una región del
espacio-tiempo limitada por el llamado horizonte de sucesos. Los detalles de qué sucede con la
materia que cae más allá de este horizonte dentro de un agujero negro no se conocen porque para
escalas pequeñas sólo una teoría cuántica de la gravedad podría explicarlos adecuadamente, pero
no existe una formulación completamente consistente con dicha teoría. El concepto de un cuerpo
tan denso que ni siquiera la luz puede escapar de él, fue descrito en un artículo enviado en 1783 a
laRoyal Society por un geólogo inglés llamado John Michell. Por aquel entonces la teoría de
Newton de gravitación y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calculó
que un cuerpo con un radio 500 veces el del Sol y la misma densidad, tendría, en su superficie,
una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible. En 1796, el matemático
francés Pierre-Simon Laplace explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du

10. Systeme du Monde la misma idea aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin
masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores.
En 1915, Einstein desarrolló la relatividad general y demostró que la luz era influida por
la interacción gravitatoria. Unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a
las ecuaciones de Einstein, donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se sabe ahora que el radio
de Schwarzschild es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto
no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild pensó que no era más que una
solución matemática, no física. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostró que un cuerpo
con una masa crítica, (ahora conocida como límite de Chandrasekhar) y que no emitiese radiación,
colapsaría por su propia gravedad porque no había nada que se conociera que pudiera frenarla
(para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por
el principio de exclusión de Pauli). Sin embargo, Eddington se opuso a la idea de que la estrella
alcanzaría un tamaño nulo, lo que implicaría una singularidad desnuda de materia, y que debería
haber algo que inevitablemente pusiera freno al colapso, línea adoptada por la mayoría de los
científicos.
En 1939, Robert Oppenheimer predijo que una estrella masiva podría sufrir un colapso gravitatorio
y, por tanto, los agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza. Esta teoría no fue objeto
de mucha atención hasta los años 60 porque, después de la Segunda Guerra Mundial, se tenía
más interés en lo que sucedía a escala atómica.
En 1967, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los agujeros negros son soluciones a
las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podía impedir que se crease un
agujero negro a partir de un colapso. La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances
científicos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los púlsares. Poco después, en
1969, John Wheeler acuñó el término "agujero negro" durante una reunión de cosmólogos en
Nueva York, para designar lo que anteriormente se llamó "estrella en colapso gravitatorio
completo".
 Agujeros negros supermasivos: con masas de varios millones de masas solares. Se hallarían
en el corazón de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a los
componentes esféricos de las galaxias.
 Agujeros negros de masa estelar. Se forman cuando una estrella de masa 2,5 veces mayor
que la del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su núcleo se concentra en
un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más. Este es el tipo de agujeros
negros postulados por primera vez dentro de la teoría de la relatividad general.
 Micro agujeros negros. Son objetos hipotéticos, algo más pequeños que los estelares. Si son
suficientemente pequeños, pueden llegar a evaporarse en un período relativamente corto
mediante emisión de radiación de Hawking. Este tipo de entidades físicas es postulado en
algunos enfoques de la gravedad cuántica, pero no pueden ser generados por un proceso
convencional de colapso gravitatorio, el cual requiere masas superiores a la del Sol.
Para un agujero negro descrito por las ecuaciones de Albert Einstein, existe un teorema
denominado de sin pelos (en inglés No-hair theorem), que afirma que cualquier objeto que sufra un
colapso gravitatorio alcanza un estado estacionario como agujero negro descrito sólo por 3
parámetros: su masa , su carga y su momento angular . Así tenemos la siguiente
clasificación para el estado final de un agujero negro:

11.  El agujero negro más sencillo posible es el agujero negro de Schwarzschild, que no rota ni
tiene carga.
 Si no gira pero posee carga eléctrica, se tiene el llamado agujero negro de Reissner-
Nordstrøm.
 Un agujero negro en rotación y sin carga es un agujero negro de Kerr.
 Si además posee carga, hablamos de un agujero negro de Kerr-Newman.
Las cuatro soluciones anteriores pueden sistematizarse de la siguiente manera:
Sin rotación (J = 0) Con rotación (J ≠ 0)
Sin carga (Q = 0) Schwarzschild Kerr
Con carga (Q ≠ 0) Reissner-Nordström Kerr-Newman
En las cercanías de un agujero negro se suele formar un disco de acrecimiento, compuesto de
materia con momento angular, carga eléctrica y masa, la que es afectada por la enorme atracción
gravitatoria del mismo, ocasionando que inexorablemente atraviese el horizonte de sucesos y, por
lo tanto, incremente el tamaño del agujero.
Véase también: Acreción
En cuanto a la luz que atraviesa la zona del disco, también es afectada, tal como está previsto por
la Teoría de la Relatividad. El efecto es visible desde la Tierra por la desviación momentánea que
produce en posiciones estelares conocidas, cuando los haces de luz procedentes de las mismas
transitan dicha zona.
Hasta hoy es imposible describir lo que sucede en el interior de un agujero negro; sólo se puede
imaginar, suponer y observar sus efectos sobre la materia y la energía en las zonas externas y
cercanas al horizonte de sucesos y la xerosfera.
Uno de los efectos más controvertidos que implica la existencia de un agujero negro es su
aparente capacidad para disminuir la entropía del Universo, lo que violaría los fundamentos de
la termodinámica, ya que toda materia y energía electromagnética que atraviese dicho horizonte de
sucesos, tienen asociados un nivel de entropía. Stephen Hawking propone en uno de sus libros
que la única forma de que no aumente la entropía sería que la información de todo lo que atraviese
el horizonte de sucesos siga existiendo de alguna forma.
Otra de las implicaciones de un agujero negro supe masivo sería la probabilidad que fuese capaz
de generar su colapso completo, convirtiéndose en una singularidad desnuda de materia.
Según Stephen Hawking, en los agujeros negros se viola el segundo principio de la termodinámica,
lo que dio pie a especulaciones sobre viajes en el espacio-tiempo y agujeros de gusano. El tema
está siendo motivo de revisión; actualmente Hawking se ha retractado de su teoría inicial y ha
admitido que la entropía de la materia se conserva en el interior de un agujero negro (véase enlace
externo). Según Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape de un agujero negro, estos
pueden terminar evaporándose por la llamada radiación de Hawking, una fuente de rayos X que
escapa del horizonte de sucesos.
El legado que entrega Hawking en esta materia es de aquellos que, con poca frecuencia en física,
son calificados de bellos. Entrega los elementos matemáticos para comprender que los agujeros

12. negros tienen una entropía gravitacional intrínseca. Ello implica que la gravedad introduce un nivel
adicional de predictibilidad por sobre la incertidumbre cuántica. Parece, en función de la actual
capacidad teórica, de observación y experimental, como si la naturaleza asumiera decisiones al
azar o, en su efecto, alejadas de leyes precisas más generales.
La hipótesis de que los agujeros negros contienen una entropía y que, además, ésta es finita,
requiere para ser consecuente que tales agujeros emitan radiaciones térmicas, lo que al principio
parece increíble. La explicación es que la radiación emitida escapa del agujero negro, de una
región de la que el observador exterior no conoce más que su masa, su momento angular y su
carga eléctrica. Eso significa que son igualmente probables todas las combinaciones o
configuraciones de radiaciones de partículas que tengan energía, momento angular y carga
eléctrica iguales. Son muchas las posibilidades de entes, si se quiere hasta de los más exóticos,
que pueden ser emitidos por un agujero negro, pero ello corresponde a un número reducido de
configuraciones. El número mayor de configuraciones corresponde con mucho a una emisión con
un espectro que es casi térmico.
Físicos como Jacob D. Bekenstein han relacionado a los agujeros negros y su entropía con
la teoría de la información. El trabajos de Bekenstein sobre teoría de la información y agujeros
negros sugirieron que la segunda ley seguiría siendo válida si se introducía una entropía
generalizada (Sgen) que sumara a la entropía convencional (Sconv), la entropía atribuible a los
agujeros negros que depende del área total (A) de agujeros negros en el universo. Concretamente
esta entropía generalizada debe definirse como:
Donde, k es la constante de Boltzmann, c es la velocidad de la luz, G es la constante de
gravitación universal y es la constante de Planck racionalizada, y A el área del horizonte de
sucesos. Se explican los fenómenos físicos mediante dos teorías en cierto modo contrapuestas y
basadas en principios incompatibles: la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de «lo muy
pequeño», donde predomina el caos y la estadística y admite casos de evolución temporal no
determinista, y la relatividad general, que explica la naturaleza de «lo muy pesado» y que afirma
que en todo momento se puede saber con exactitud dónde está un cuerpo, siendo esta teoría
totalmente determinista. Ambas teorías están experimentalmente confirmadas pero, al intentar
explicar la naturaleza de un agujero negro, es necesario discernir si se aplica la cuántica por ser
algo muy pequeño o la relatividad por ser algo tan pesado. Está claro que hasta que no se
disponga de una física más avanzada no se conseguirá explicar realmente la naturaleza de este
fenómeno. En 1995 un equipo de investigadores de la UCLA dirigido por Andrea Ghez demostró
mediante simulación por ordenadores la posibilidad de la existencia de agujeros negros
supermasivos en el núcleo de las galaxias. Tras estos cálculos mediante el sistema de óptica
adaptativa se verificó que algo deformaba los rayos de luz emitidos desde el centro de nuestra
galaxia (la Vía Láctea). Tal deformación se debe a un invisible agujero negro supermasivo que ha
sido denominado Sgr.A (o Sagittarius A). En2007-2008 se iniciaron una serie de experimentos
de interferómetro a partir de medidas de radiotelescopios para medir el tamaño del agujero negro
súper masivo en el centro de la Vía Láctea, al que se le calcula una masa 4'5 millones de veces
mayor que la del Sol y una distancia de 26.000 años luz (unos 255.000 billones de km respecto de
la Tierra). El agujero negro súper masivo del centro de nuestra galaxia actualmente sería poco
activo ya que ha consumido gran parte de la materia bariónica, que se encuentra en la zona de su
inmediato campo gravitatorio y emite grandes cantidades de radiación.
Por su parte, la astrofísica Feryal Özel ha explicado algunas características probables en torno a
un agujero negro: cualquier cosa, incluido el espacio vacío, que entre en la fuerza de
marea provocada por un agujero negro se aceleraría a extremada velocidad como en un vórtice y
todo el tiempo dentro del área de atracción de un agujero negro se dirigiría hacia el mismo agujero
negro.

13. En el presente se considera que, pese a la perspectiva destructiva que se tiene de los agujeros
negros, éstos al condensar en torno a sí materia sirven en parte a la constitución de las galaxias y
a la formación de nuevas estrellas.
En junio de 2004 astrónomos descubrieron un agujero negro súper masivo, el Q0906+6930, en el
centro de una galaxia distante a unos 12.700 millones de años luz. Esta observación indicó una
rápida creación de agujeros negros súper masivos en el Universo joven.
La formación de micro agujeros negros en los aceleradores de partículas ha sido informada pero
no confirmada. Por ahora, no hay candidatos observados para ser agujeros negros primordiales.

14. Estrella:
En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que
en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que
mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce
esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y
la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo.
La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se
mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá
esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción
energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo,
generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su
evolución. Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación
electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permiteobservar la
apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los
casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro
planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas
producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing).
El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya
presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente. Son objetos
de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares . Los objetos de masa
inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir
debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio que abarca entre
una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la
luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negrocon la
siguiente ecuación:
donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura
efectiva. Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio
hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha porNiels Bohr en la
teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de
materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse.
Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro.
Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado
en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un
aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo
que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual
las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen
una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando
las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce
fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo
al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose
una supernova. Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes
moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente,
porsupernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de
hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más
intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el
proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción
muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando
comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una
vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia
principal, fase que ocupa aproximadamente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del

15. núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles enevolución estelar) y puede
convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente
estelar que puede ser una estrella de neutroneso un agujero negro. Así pues, la vida de una
estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear
separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico
(véase Escalas de tiempo estelar).
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener
velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio
ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también
genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la
velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a
una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos
1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las
últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden
acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es
importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual
a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar
su vida con menos de 10 masas solares. Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría
de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún
más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos
en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así
la metalicidad del Universo.
Estrellas ligadas:
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares
binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de
la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas
masivas y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja Otras veces, las estrellas se
agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o
incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden
deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de
formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente,
en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran
en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos,
que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de
estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco
de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de
estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también
en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-
I-A en NGC 4214.
Estrellas aisladas
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan
solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas
aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los
campos del total de objetos de la galaxia: agujeros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Distribución estelar [
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer
a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene
cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El

16. cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una
región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del
Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y
dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación
de Sagitario
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las
reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la
superficie y según cómo la transporte, porconvección o por radiación, se dividirá en dos zonas:
radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la
única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la
zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero
en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta
llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa
es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo
magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas
temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el
orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en
otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así
mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la
evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque
algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-
0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para
el Universo, de unos 13 700 millones de años.
principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que
alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable.
Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que
despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más,
no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur
Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de
reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las
reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente
bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro,
los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones
nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto
por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre
de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).
Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son
demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos
partículas con energías insuficientes para traspasar labarrera de potencial que las separa tengan
una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente
se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas
reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría
de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía
determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera
por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las
estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.
Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y
un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos
107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:

17. 4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)
2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:
4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de
reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es
representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:
Material
combustible
(o Fe)
Temperatura en
millones de
Kelvin
Densidad (kg/cm3)
Duración de la
combustión
H 40 0,006 10 millones años
He 190 1,1 1 millón años
C 740 240 12.000 años
Ne 1.600 7.400 12 años
O 2.100 16.000 4 años
S/Si 3.400 50.000 1 semana
Fe-Corteza 10.000 10.000.000 -
En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde
las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones
puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:
4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
La reacción global es:
34He → 12C + γ + 7.2 MeV
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto
más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol
contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos
más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos
porcentajes son en masa; en número de núcleos, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos
o poblaciones. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que
las pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad de una estrella
va directamente relacionada con su edad: las de la población I son más jóvenes comparadas con

18. las de la población II. Estas últimas abundan en el halo galáctico, mientras que las estrellas de
población I son más frecuentes en regiones cercanas al disco galáctico.
Por otra parte, la composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su
contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las
estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente la metalicidad de una
estrella no aumenta mucho durante su vida. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las
regiones centrales de la misma. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una
estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se
formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el
interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso
en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una
composición superficial con más metales.
El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino
porque es la más cercana a laTierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características
de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en
astrofísica estelar como patrones.
La masa del Sol es:
Msol = 1,9891 × 1030 kg
y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.
Véase también: SolLa primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada
en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema
clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió
una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud
y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se
emplea, constituyó la base para la clasificación actual.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación,
basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a
principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo
del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de
luminosidad.
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura
superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las
estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos
W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase
espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules,
mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas,
como Betelgeuse o Antares.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita
a continuación:7
Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo
W-O Blanco verdoso 100000 Wolf Rayet

19. B Azulado 25 000 Spica
A Blanco 11 500 Sirio
F Blanco amarillento 7500 'Canopus
G Amarillo 6000 Sol
K Anaranjado amarillento 4700 Arturo
M Anaranjado 3000 Antares
R Anaranjado rojizo 2600 CW Leonis
N Rojo anaranjadas 2000 Betelgeuse
S Rojo 1400 Andromedae
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de
una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que
implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de
luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se
buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar
su tamaño.
Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo
M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las
estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente
infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de
su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo
apropiado. Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo
de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta
clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se
encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un
centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sin embargo se
encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las
estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las
estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo
(las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas

20. independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin
embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan
estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

21. Planeta:
nuestro Sistema Solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno,
Urano y Neptuno. Plutón, que hasta 2006 se consideraba un planeta, ha pasado a clasificarse
como planeta enano, junto a Ceres, también considerado planeta durante algún tiempo, ya que era
un referente en la ley de Titius-Bode, y más recientemente considerado como asteroide, y Eris, un
objeto transneptuniano similar a Plutón. Ciertamente desde los años setenta existía un amplio
debate sobre el concepto de planeta a la luz de los nuevos datos referentes al tamaño de Plutón
(menor de lo calculado en un principio), un debate que aumentó en los años siguientes al
descubrirse nuevos objetos que podían tener tamaños similares. De esta manera, esta nueva
definición de planeta introduce el concepto de planeta enano, que incluye
a Ceres, Plutón, Haumea,Sedna, Makemake y Eris; y tiene la diferencia de definición en (3), ya que
no ha despejado la zona local de su órbita y no es unsatélite de otro cuerpo. Los cuerpos que giran
en torno a otras estrellas se denominan generalmente planetas extrasolares o exoplanetas. Las
condiciones que han de cumplir para ser considerados como tales son las mismas que señala la
definición de planeta para el Sistema Solar, si bien giran en torno a sus respectivas estrellas.
Incluyen además una condición más en cuanto al límite superior de su tamaño, que no ha de
exceder las 13 masas jovianas y que constituye el umbral de masa que impide la fusión
nuclear dedeuterioEl problema de una definición correcta llegó a un punto crítico en los años 2000.
Sin embargo, esta no es la primera vez que se identifica un sistema de este tipo. En el 2004, Gael
Chauvin descubrió un objeto de unas 5 veces la masa de Júpiter orbitando alrededor de la enana
marrón 2M1207. La distancia proyectada es de unas 55 unidades astronómicas.
La Unión Astronómica Internacional, organismo responsable de resolver los asuntos de la
nomenclatura astronómica, se reunió en agosto de 2006 dentro de su XXVI Asamblea General en
Praga. Aquí, tras largas discusiones y varias propuestas, se adoptó finalmente que un planeta es:
Un cuerpo celeste que (a) gira alrededor del Sol (b) tiene suficiente masa para que su gravedad
supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuma una forma de equilibrio hidrostático, de
forma esférica, y (c) que haya despejado la zona de su órbita.
 Planetas terrestres o telúricos: pequeños, de superficie rocosa y sólida, densidad alta.
Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. También son llamados planetas interiores.
 Planetas jovianos (similares a Júpiter): grandes diámetros, esencialmente gaseosos
(hidrógeno y helio), densidad baja. Son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los planetas
gigantes del Sistema Solar. También son llamados planetas exteriores.
 Plutón, según el acuerdo tomado el día 24 de agosto de 2006 por la Unión Astronómica
Internacional sobre una nueva definición de planeta, se le considera dentro de la categoría
de planeta enano. Los primeros asteroides descubiertos fueron también denominados
temporalmente como planetas, como Ceres, que al igual que otros asteroides llegaron incluso
a tener su símbolo planetario, hasta que fue evidente que formaban parte de toda una familia
de objetos: el cinturón de asteroides.
 Los planetas inferiores son aquellos que no se alejaban mucho del Sol (ángulo de elongación
limitado por un valor máximo) y que, por tanto, no pueden estar enoposición, como Mercurio y
Venus.

22.  Los planetas superiores son aquéllos que hacen oposición, y se toma como referencia a la
Tierra. Es decir que, todos los que se alejan del Sol. Más allá de la órbita terrestre, son
superiores, tienen órbitas más alejadas del Sol. Sus tamaños gigantescos y su composición
líquida y gaseosa los hace muy diferentes de los planetas interiores, siendo bastantes menos
densos que estos.
Suelen tener grandes atmósferas compuestas por helio e hidrógeno, con componentes de otras
sustancias como agua, metano o amoníaco. Las configuraciones de un planeta exterior son:
 Conjunción. El Sol se interpone entre la Tierra y el planeta, haciendo que este no se vea.
 Oposición. Las direcciones del Sol y el planeta difieren en 180º, estando la Tierra entre ambos.
La visión del planeta es óptima. A la puesta del Sol está en dirección Este, a medianoche al
Sur, y al amanecer al Oeste. Es uno de los mejores momentos para observarlo. Además en la
oposición la distancia planeta-Tierra es mínima.
 Cuadratura oriental. Las direcciones del Sol y el planeta forman 90º hacia el Este. A la puesta
del Sol el planeta está en la dirección Sur, y al amanecer en dirección Norte.
 Cuadratura occidental. Las direcciones del Sol y el planeta forman 90º hacia el Oeste. A la
puesta del Sol el planeta está en dirección Norte, y al amanecer en dirección Sur.
Los planetas interiores y exteriores, parten de un lugar de referencia que no es la Tierra: Es el
cinturón de asteroides. Los planetas: Mercurio, Venus, La Tierra y Marte son internos. Los
planetas: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son exteriores.

23. Planeta enano:
es el término creado por la Unión Astronómica Internacional (UAI) para definir a una nueva clase
de cuerpos celestes, diferente de la de "planeta" y de la de "cuerpo menor del Sistema Solar" (o
"planeta menor"). Fue introducido en la resolución de la UAI del 24 de agosto de 2006, sobre la
definición de planeta para los cuerpos del Sistema Solar. Según la Unión Astronómica
Internacional, un planeta enano es aquel cuerpo celeste que:
 Está en órbita alrededor del Sol.
 Tiene suficiente masa para que su propia gravedad haya superado la fuerza de cuerpo
rígido, de manera que adquiera un equilibrio hidrostático (forma casi esférica).
 No es un satélite de un planeta u otro cuerpo no estelar.
 No ha limpiado la vecindad de su órbita.
Según estas características, la diferencia entre los planetas y los planetas enanos es que
estos últimos no han limpiado la vecindad de su órbita; esta característica sugiere un origen
distinto para los dos tipos de planeta.
De acuerdo con la definición de la UAI, aquellos objetos que respecto del Sol están más allá
de la órbita de Neptuno reciben el nombre de objetos trasneptunianos. Si un objeto celeste
cumple con la definición de planeta enano y pertenece también al grupo de los
transneptunianos (si está en laintersección de esos conjuntos) se denomina plutoide.
Las consecuencias más inmediatas de esta nueva definición fueron la pérdida de Plutón del
estatus de "planeta" y su redenominación
planeta enano, y el aumento de categoría de Ceres, antes considerado un asteroide, y de Eris,
conocido anteriormente como Xena (de manera informal) o por su denominación provisional (2003
Todavía no está claro en qué casos han de aplicarse términos como asteroide u objeto del cinturón
de Kuiper respecto a determinados cuerpos celestes en sus respectivas regiones, o si se aplican
solo a cuerpos pequeños del Sistema Solar, porque existen asteroides fuera del cinturón de
asteroides, que no están exclusivamente definidos por región orbital, y puede ser que dicha
clasificación deje de ser aplicada a los planetas enanos. Además, la definición de asteroide
previamente implica un cuerpo menor. Pero todavía puede darse el caso de que Ceres siga siendo
considerado un asteroide, y objetos plutónicos considerados objetos del cinturón de Kuiper. En ese
caso, ambas categorías deberán ser subdivididas en enanos y cuerpos menores, y el problema
sería oficialmente clarificado.
El estatus de Caronte, actualmente visto como satélite de Plutón, se torna incierto. Esto es porque
no hay una definición clara de qué constituye un sistema de satélites y qué un sistema binario,
porque Caronte es mucho más grande que otros satélites comparados con sus respectivas
"parejas", y porque Plutón y Caronte orbitan alrededor de un punto en el espacio situado entre
ambos sin que ese punto se encuentre dentro de Plutón, con lo que el sistema podría ser
designado en el futuro como sistema binario o sistema de planetas dobles, convirtiendo también a
Caronte en un planeta enano. Además, en torno a este sistema doble orbitan sus otros cuatro
satélites conocidos.
El asteroide más grande, Vesta, también aparece al menos como semiesférico, pues tiene una
notoria cara plana, mientras que Palas e Higia son más irregularestambién, si regula su
forma Juno, pero al menos parcialmente redondeados por la gravedad. Potencialmente los tres o
cuatro pueden seguir los criterios de la UAIComo Ceres, estos cuerpos del Sistema Solar fueron
considerados como planetas desde sus descubrimientos hasta el final de la década de 1850.

24. Satélite:
Se denomina satélite natural a cualquier cuerpo celeste que orbita alrededor de un planeta.
Generalmente el satélite es mucho más pequeño y acompaña al planeta en su traslación alrededor
de la estrella que orbita. El término satélite natural se contrapone al de satélite artificial, siendo este
último, un objeto que gira en torno a la Tierra, la Luna o algunos planetasy que ha sido fabricado
por el hombre.
En el caso de la Luna, que tiene una masa aproximada a 1/81 de la masa de la Tierra, podría
considerarse como un sistema de dos planetas que orbitan juntos (sistema binario de planetas).
Tal es el caso de Plutón y su satélite Caronte. Si dos objetos poseen masas similares, se suele
hablar de sistema binario en lugar de un objeto primario y un satélite. El criterio habitual para
considerar un objeto como satélite es que el centro de masas del sistema formado por los dos
objetos esté dentro del objeto primario. El punto más elevado de la órbita del satélite se conoce
como apoápside.
En el Sistema Solar, los nombres de los satélites son personajes de la mitología, excepto los
de Urano que son personajes de diferentes obras de William Shakespeare.
Por extensión se llama lunas a los satélites de otros planetas. Se dice «los cuatro satélites
de Júpiter», pero también, «las cuatro lunas de Júpiter». También por extensión se llama satélite
natural o luna a cualquier cuerpo natural que gira alrededor de un cuerpo celeste, aunque no sea
un planeta, como es el caso del satélite asteroidal Dactyl girando alrededor del asteroide (243)
Ida etc. En el Sistema Solar se puede clasificar los satélites como:
 Satélites pastores: Cuando mantienen algún anillo de Júpiter, Saturno, Urano o Neptuno en su
lugar.
 Satélites troyanos: Cuando un planeta y un satélite importante tienen en los puntos de
Lagrange L4 y L5 otros satélites.
 Satélites coorbitales: Cuando giran en la misma órbita. Los satélites troyanos son coorbitales,
pero también lo son los satélites de Saturno Jano y Epimeteo que distan en sus órbitas menos
de su tamaño y en vez de chocar intercambian sus órbitas.
 Satélites asteroidales: Algunos asteroides tienen satélites a su alrededor como (243) Ida y su
satélite Dactyl. El 10 de agostode 2005 se anunció el descubrimiento de un asteroide (87)
Silvia que tiene dos satélites girando a su alrededor, Rómulo y Remo.1 Rómulo, el primer
satélite, se descubrió el 18 de febrero de 2001 en el telescopio W. M. Keck II de 10 metros en
Mauna Kea. Tiene 18 km de diámetro y su órbita, a una distancia de 1370 km de Silvia, tarda
en completarse 87,6 horas. Remo, el segundo satélite, tiene 7 km de diámetro y gira a una
distancia de 710 km, tardando 33 horas en completar una órbita alrededor de Silvia.
Puesto que todos los satélites naturales siguen su órbita debido a la fuerza de gravedad, el
movimiento del objeto primario también se ve afectado por el satélite. Este fenómeno permitió en
algunos casos el descubrimiento de planetas extrasolares
Los siete satélites naturales más grandes del Sistema Solar (con más de 2.500 km de diámetro)
son las cuatro lunas galileanas jovianas—Ganímedes, Calisto, Io yEuropa—, la luna
de Saturno Titán, la propia Luna de la Tierra, y el satélite natural capturado de Neptuno Tritón.
Triton, el más pequeña de ese grupo, tiene más masa que todos los satélites naturales restantes
más pequeños juntos. Del mismo modo, en el siguiente grupo de tamaño de nueve satélites
naturales, entre 1.000 km y 1.600 kilometros de diámetro —

25. Titania, Oberón, Rea, Jápeto, Caronte, Ariel, Umbriel, Dione y Tetis[—, el más pequeño, Tetis,
tiene más masa que todos los satélites menores restantes juntos. Además de los satélites
naturales de los planetas, hay también más de 80 satélites naturales conocidos de planetas
enanos, asteroides y otros cuerpos menores del Sistema Solar. Algunos estudios estiman que
hasta un 15% de todos los objetos transneptunianos podrían tener satélites.
A continuación sigue un cuadro comparativo que clasifica los satélites naturales en el Sistema
Solar por su diámetro. En la columna de la derecha se recogen a efectos comparativos algunos
planetas notables, planetas enanos, asteroides y otros objetos transneptunianos. Los satélites
naturales de los planetas tienen nombres de figuras mitológicas. Estos son predominantemente
griegos, a excepción de los satélites naturales de Urano, que llevan el nombre de personajes
de Shakespeare. Los diecinueve cuerpos lo bastante masivos como para haber alcanzado
un equilibrio hidrostático están en negrita en la tabla siguiente. Los planetas y satélites menores
sospechosos, pero no probados de haber logrado un equilibrio hidrostático, están en cursiva en el
siguiente cuadro.

26. Asteroide
Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor
que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.
Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre
(ἀστεροειδής en griego significa «de figura de estrella»), que les fue dado por John Herschel poco
después de que los primeros fueran descubiertos. Hasta el24 de marzo de 2006 a los asteroides
también se los llamaba planetoides o planetas menores, pero esta definición ha caído en desuso.
La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables
entre Marte y Júpiter, conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados
a órbitas que cruzan las de los planetas mayores.
El 1 de enero de 1801 el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubrió el asteroide o planeta
menor Ceres mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue
denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I.
Actualmente Ceres no es considerado un asteroide sino un planeta enano.
Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños. Hoy se
estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un diámetro mayor que
un kilómetro tan sólo en el cinturón principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total
equivale sólo al 5% de la masa de la Luna.
Desde la redefinición de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unión Astronómica Internacional, el
término clásico asteroide no desaparece sino que se incluye dentro de los denominados cuerpos
menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta enano), junto con
los cometas, la mayoría de los objetos transneptunianos y cualquier otro sólido que orbite en torno
al Sol y sea más pequeño que un planeta enano.

27. Meteorito
atmósfera. La luminosidad dejada al desintegrarse se denomina meteoro.
El término meteoro proviene del griego meteoron, que significa "fenómeno en el cielo". Se
emplea para describir el destello luminoso que acompaña la caída de materia del sistema
solar sobre la atmósfera terrestre. Dicho destello se produce por la incandescencia temporal
que sufre el meteoroide a causa de la presión de choque (el aire atmosférico se comprime al
chocar con el cuerpo y, al aumentar la presión, aumenta la temperatura, que se transfiere al
meteoroide), no de la fricción.1 2
Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros
(50 a 68 millas) sobre la superficie de la Tierra.
Este término se emplea también en la palabra meteoroide con la que nos referimos a la propia
partícula sin ninguna relación con el fenómeno que produce cuando entra en la atmósfera de
la Tierra. Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio
interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa.
Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de micrometeoroides o granos de
polvo estelar, lo que incluye cualquier materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar.
Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya vaporizado
completamente.
Generalmente, un meteorito en la superficie de cualquier cuerpo celeste es un objeto que ha
venido desde otra parte del espacio. Los meteoritos también se han encontrado en
la Luna y Marte.
Los meteoritos cuya caída se produce delante de testigos o que se logran recuperar instantes
después de ser observados durante su tránsito en la atmósfera son llamados 'caídas'. El resto de
los meteoritos se conocen como hallazgos. A la fecha (mediados de 2006), existen
aproximadamente 1050 caídas atestiguadas que produjeron especímenes en las diversas
colecciones del mundo. En contraste, existen más de 31.000 hallazgos de meteoritos bien
documentados.3
Los meteoritos se nombran siempre como el lugar en donde fueron encontrados, generalmente
una ciudad próxima o alguna característica geográfica. En los casos donde muchos meteoritos son
encontrados en un mismo lugar, el nombre puede ser seguido por un número o una letra (ejemplo:
Allan Hills 84001 o Dimmitt (b)). Tradicionalmente los meteoritos se han dividido en tres amplias
categorías:
1. Meteorito pedregoso (rocas), integradas principalmente por los minerales de
silicato; aerolito o litito.
1. Condrita
2. Acondrita
2. Meteorito metálico, se componen en gran parte de hierro-níquel; siderito.
3. Meteorito pedregoso-metálico, que contienen grandes cantidades de material metálico y
rocoso; litosiderito
Los modernos esquemas de clasificación dividen los meteoritos en grupos según su estructura,
composición química e isotópica, y mineralogía.
 Escala de Turín, es un método de clasificación del peligro de impacto asociado a los objetos
de tipo NEO (Near Earth Objects, objetos cercanos a la Tierra), entre los que se
encuentran asteroides y cometas.

28.  La mayoría de los meteoritos se desintegran al incorporarse en la atmósfera de la Tierra;
no obstante, se estima que 100 meteoritos de diverso tamaño (desde pequeños guijarros
hasta grandes rocas del tamaño de una pelota de baloncesto) entran en la superficie
terrestre cada año; normalmente sólo 5 o 6 de éstos son recuperados y son descubiertos
por científicos. Pocos meteoritos son lo bastante grandes para crear cráteres que
evidencian un impacto. En vez de esto, sólo llegan a la superficie a su velocidad terminal
(caída libre), y la mayoría tan solo crea un hoyo pequeño (véase:capacidad de
penetración). Sin embargo, algunos de los meteoritos que caen han causado daño a
inmuebles, ganado, e incluso a la gente.
 Los grandes meteoroides podrían chocar con la Tierra con una fracción de su velocidad
cósmica, originando un cráter de hipervelocidad de impacto. El tamaño y tipo del cráter
dependerá del tamaño, de la composición, del grado de fragmentación, y del ángulo
entrante del meteorito. La fuerza de tales colisiones tiene el potencial de causar una
destrucción extensa. Los choques a hipervelocidad más frecuentes, normalmente son
causados por un meteorito metálico, los cuales son más resistentes y transitan intactos en
la atmósfera terrestre. Algunos ejemplos de cráteres causados por meteoroides metálicos
incluyen al cráter Barringer, los cráteres de Wabar, y el cráter de Wolfe Creek, ya que en
estos cráteres se encontró un meteorito metálico o sus fragmentos. En contraste, incluso
los cuerpos pedregosos o helados que son relativamente grandes (como los cometas
pequeños o los asteroides) y que llegan a pesar millones de toneladas, son frenados en la
atmósfera, y por lo tanto no hacen cráteres de impacto.

29. Cometa
Los cometas son cuerpos celestes constituidos por hielo, polvo y rocas que orbitan alrededor
del Sol siguiendo diferentes trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas. Los cometas, junto
con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos
cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento
al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos
compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-
10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera. Esta coma
está formada por gas y polvo. A medida que el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la
coma y se genera la cola característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma
ionizado.
Fue después del invento del telescopio cuando los astrónomos comenzaron a estudiar a los
cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones
periódicas. Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó en 1705 la
aparición del cometa Halley en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76 años. Sin
embargo, murió antes de comprobar su predicción. Debido a su pequeño tamaño y órbita muy
alargada, solo es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol y por un periodo corto de
tiempo.
Los cometas son generalmente descubiertos visual o fotográficamente usando telescopios de
campo ancho u otros medios de magnificación óptica, tales como los binoculares. Sin embargo,
aun sin acceso a un equipo óptico, es posible descubrir un cometa rasante solar en línea si se
dispone de una computadora y conexión a Internet. En los años recientes, el Observatorio Rasante
Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) le ha permitido a muchos astrónomos aficionados de
todo el mundo descubrir nuevos cometas en línea (frecuentemente en tiempo real) usando las
últimas imágenes del Telescopio Espacial SOHO. Un caso reciente (2013-11-28) de un cometa
rasante del Sol que resultó volatilizado al aproximarse al Sol ha sido ISON que se cree que
procede de la nube de Oort. Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de
Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la
órbita de Neptuno.
Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el nombre
del astrónomo Jan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol
siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de miles de años. Cuando alguna
estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las órbitas de los cometas de la Nube de Oort se ven
perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros acortan sus órbitas.
Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley, Gerard Kuiper propuso la
existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno, el Cinturón de Kuiper.
Las órbitas de los cometas están cambiando constantemente: sus orígenes están en el sistema
solar exterior, y tienen la propensión a ser altamente afectados (o perturbados) por acercamientos
relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a órbitas muy cercanas al Sol (a ras del
césped solar) que los destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son enviados fuera del
sistema solar para siempre.
Se cree que la mayoría de los cometas se originan en la Nube de Oort, a enormes distancias del
Sol, y que consisten de restos de la condensación de la nébula solar; los extremos exteriores de
esa nébula están lo suficientemente fríos para que el agua exista en estado sólido (más que
gaseoso). Los asteroides se originan por la vía de un proceso distinto, empero, los cometas muy
viejos han perdido todos sus materiales volátiles y pueden devenir en algo muy parecido a los
asteroides.
Si su órbita es elíptica y de período largo o muy largo, proviene de la hipotética Nube de Oort, pero
si su órbita es de período corto o medio-corto, proviene del cinturón de Edgeworth-Kuiper, a pesar
de que hay excepciones como la del Halley, con un período de 76 años (corto) que proviene de la
Nube de Oort.

30. Conforme los cometas van sublimando, acercándose al Sol y cumpliendo órbitas, van sublimando
su material, y van perdiéndolo por consecuencia, disminuyendo de magnitud. Tras un cierto
número de órbitas, el cometa se habrá "apagado", y en el final de su combustible, se convertirá en
un asteroide normal y corriente, ya que no podrá volver a recuperar masa. Ejemplos de cometas
sin combustible son: 7968-Elst-Pizarro y 3553-Don Quixote.
Los cometas están compuestos de agua, hielo
seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio, sodio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de
los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas.
Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros. Algunas investigaciones apuntan que
los materiales que componen los cometas son materia orgánica que son determinantes para la
vida, y que esto dio lugar para que en la temprana formación de los planetas estos impactaran
contra la tierra y dieran origen a los seres vivos.
Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento
perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o coma. Luego,
cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del
cometa, que le confiere un aspecto fantástico.
Al acercarse al Sol, el núcleo se calienta y el hielo sublima, pasando directamente al estado
gaseoso. Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola
apunta en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.
Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las más comunes son la de polvo y la de gas. La
cola de gas se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol, mientras
que la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital, alineándose entre la cola principal y la
trayectoria del cometa. El choque de los fotones que recibe el cometa como una lluvia, aparte de
calor, aportan luz, siendo visible al ejercer el cometa de pantalla; reflejando así cada partícula de
polvo la luz solar. En el cometa Hale-Bopp se descubrió un tercer tipo de cola compuesta por iones
de sodio.
Sol antes de sublimarse completamente. A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando
grandes cantidades de pequeños fragmentos de material.
Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmósfera en
forma de estrellas o también llamadas lluvia de meteoros. En mayo y octubre se pueden observar
las lluvias de meteoros producidas por el material del cometa Halley: las eta Acuáridas y las
Oriónidas.
Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la
nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los
planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las
características de aquella nube primordial.