El documento describe brevemente la historia del universo desde el Big Bang hasta la formación de galaxias, incluyendo las diferentes eras como la era de la inflación, la era de los átomos, y la era de las galaxias. También menciona conceptos básicos de astronomía como constelaciones, estrellas, planetas y galaxias que son visibles a simple vista.

1. -35-32
1010 forza nuclear forte
singularidade → Β Β→ superforza 1
forza nuclear débil
10-43sg era da grand unión
tpo 0 tpo. forza electromagnética
13.700mll. anos forza gravitatoria
+¡¡¡¡¡¡¡¡¡¡¡¡
era d Plank: Tª e Densdd ▲
“fronteira da física”
era da grand unión
era da inflación (NASA 2001)
forza repulsiva: enerxía escura
era electrodebil E=m . c2
era electrodebil
era hadrónica
era leptónica
era de nucleosíntese
núcleos de H e He

2. 2
era de nucleosíntese
núcleos de H e He
era dos átomos
e da radiación
PLASMA
átomos :H–He-Li
O Universo faise
transparente
os fotóns pasan a traves
dos átomos sen
obstáculos
era das galaxias
o universo
expándese

3. 3

4. 4
¿Qué es la Astronomía? Etimológicamente,
La palabra astronomía viene del griego (astros =
estrellas) y (nomos = leyes o conocimientos),
En las noches oscuras a simple vista la gran cantidad de puntitos
parpadeantes que ves en el cielo son las estrellas, situadas a años luz de la Tierra
Las verás rojas, azules, blancas, amarillas, naranjas... en fin, toda una gama de
colores que no tiene desperdicio, es debido a la temperatura de cada una: las azules
son las más cálidas, y las rojas las más frías. ¿Por qué parpadean? Esto es un efecto
que crean las capas atmosféricas
Es posible que veamos "estrellas" que no parpadean. es que no son estrellas, sino
planetas Al atardecer o amanecer y pegados al Sol, es posible que veamos a los
dos planetas más cercanos al Sol físicamente: Mercurio y Venus. Éste primero es difícil
de ver, y nunca debes intentar verlo directamente por instrumentos pues está
demasiado pegado al Sol y te podría causar ceguera instantánea (el que avisa no es
traidor ¿eh?). Y por si acaso, ten mucho cuidadito con Venus, aunque éste está más
alejado del Sol. Venus es el planeta más brillante que podemos ver desde la Tierra. Si
no te das prisa, estos planetas desaparecerán pronto del cielo, por lo que tienes poco
tiempo para verlos. Después, puedes ver Marte (destaca por su color rojizo), Júpiter y
Saturno (éste último posee un color amarillento). Si te preguntas dónde están los
otros que faltan, tal vez de desilusione al decirte que estos no los podrás ver a simple
vista, pues aunque Urano está al límite de la visibilidad, seguro que lo confundirás con
alguna estrella. Neptuno y Plutón son los dos últimos planetas de la lista, pero no son
visibles.
la luna cuerpo es el segundo más brillante del cielo, seguido, por supuesto, del Sol.
¿no te parece que en todas las fotos la Luna muestra siempre la misma cara? Esto es
porque su periodo de rotación coincide con el de traslación, provocando que siempre
muestre la misma cara a la Tierra. A la cara siempre visible se le llama, por supuesto,
cara visible, y a la otra, "cara oculta".

5. 5
La Vía Láctea y las galaxias Como sabrás, la
Vía Láctea (Camino de Leche) está formada por numerosas
estrellas que llegan a mezclarse entre sí y crean ese hermoso
panorama. La Vía Láctea es nuestra galaxia, y lo que vemos
desde aquí son sus brazos espirales
Te preguntarás si es la única galaxia visible a simple vista, pues
bien, podemos ver otras 3 galaxias: la Galaxia de
Andrómeda, y las Nubes de Magallanes (la Pequeña y la
Grande). La de Andrómeda está en el cielo del hemisferio
norte, y la puedes ver como un pequeño objeto difuso y algo
alargado. Las otras dos galaxias son más grandes desde la
Tierra, y se localizan en el cielo del hemisferio sur
Éstas galaxias tienen algo en común: se encuentran en
el Grupo Local de Galaxias, una región donde hay más
de 20 galaxias, de las cuales Andrómeda y la Vía Láctea
son las más grandes. Las Nubes de Magallanes son dos
pequeñas galaxias irregulares muy vecinas a la nuestra.
los cúmulos de estrellas estos pueden resultar muy parecidos a las galaxias, pues si se
ven pequeños se nos presentan borrosos, pueden ser de dos tipos abiertos o globulares, según
tengan sus estrellas desperdigadas o concentradas en el centro. En el 1º tipo está la cola de la Osa
Mayor (bajo la denominación Cr 285), también podemos ver el cúmulo de las Pléyades, en la
constelación de Tauro (éste cúmulo se utiliza para ver lo aguda que puede llegar a ser la vista de una
persona, por término medio podemos ver 6 ó 7 estrellas). No muy lejos de las Pléyades nos
encontramos a las Hyades, en la misma constelación y con más estrellas visibles a simple vista. En
cuanto a cúmulos globulares, cabe mencionar el cúmulo M13 en la constelación de Hércules, un
pequeño objeto borroso en el centro de dicha constelación. Y por supuesto no olvidar al cúmulo
Omega Centauri, en la constelación de Centauro. Éste es uno de los mayores que se conocen.

6. 6
Una constelación, en astronomía, es una agrupación convencional de estrellas cuya posición en
el cielo nocturno es aparentemente tan cercana que los astrónomos de las civilizaciones antiguas
decidieron vincularlas mediante líneas imaginarias, ideando así figuras sobre la bóveda celeste. En la
inmensidad del espacio, en cambio, las estrellas de una constelación no están, necesariamente,
localmente asociadas; incluso pueden encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Además,
dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han ideado constelaciones
diferentes, incluso vinculando las mismas estrellas. Aun así, algunos conjuntos tienden a reaparecer,
ya sea por su configuración tan peculiar, su magnitud aparente (el brillo) de sus estrellas o debido al
paso recurrente de algunos cuerpos celestes —los planetas y la Luna— por sus inmediaciones.
http://www.latinquasar.org/index.php

7. 7

8. 8
Constelación de Lyra
Discreta constelación veraniega, en la vecindad del Cisne al este, Dragón al norte y Hércules al oeste. Sin embargo, es
fácilmente reconocible porque su estrella principal, Alfa Lyrae "Vega", es la quinta estrella más brillante del cielo y
La ascensión recta (AR) y la
forma el gran asterismo llamado "Triángulo de Verano" junto con la estrella Alfa Cygni, Deneb y la Alfa Aquilae, Altair.
declinación son las medidas
utilizadas por los astrónomos para
especificar lugares en el cielo. Son
El espectro electromagnético es el conjunto de la radiación
muy similares a la latitud y la
electromagnética de todas las longitudes de onda. La luz, por
longitud en la Tierra. La declinación
ejemplo, no es más que radiación electromagnética en un rango
de un punto en el cielo, como la
de frecuencias a las que el ojo humano (y el de la mayoría de
latitud en la Tierra, es un número
las especies dotadas de visión) es sensible. El hecho de que
entre -90 y +90 grados. La AR (o
estemos dotados para la visión en el rango visible, nos permite
ascensión recta) de un punto del
aprovechar el máximo de emisión del Sol que se produce en
cielo es muy similar a la longitud,
este rango. Pero el espectro electromagnético no tiene una
salvo que en vez de estar expresada
frecuencia máxima o mínima, sino que se extiende
en grados, se expresa en horas,
indefinidamente, más allá de los estrechos límites de
minutos y segundos, y puede ir
sensibilidad del ojo humano. En orden creciente de frecuencias
desde 0h 0m 0s hasta 24h 0m 0s.
(y por tanto, de energía) el espectro está compuesto por las
Dando una AR y una declinación,
ondas de radio, el infrarrojo, la luz visible, el ultravioleta, los
cualquier punto del cielo puede ser
rayos X y los rayos gamma. Estos nombres distinguen distintas
especificado con precisión. Por
frecuencias de un mismo fenómeno: la radiación
ejemplo, Sirio, la estrella más
electromagnética.
brillante del cielo, tiene una AR
6h45m08.9s, y una dec. de
Los diagramas que se incluyen en esta sección muestran el -16.716 grados
rango del espectro electromagnético en el que se produce la
mayor parte de la emisión de fuentes astronómicas. Los límites
entre distintas regiones del espectro son difusos y, en muchas
ocasiones, dependen de las técnicas empleadas para detectar o
producir la radiación.
A lo largo de este curso nos centraremos más en la información
que se puede de obtener de la luz con frecuencias de entre 5
khz y 300 GHz (las "radiofrecuencias"). Dentro de las
radiofrecuencias se han definido unas bandas
determinadas estándar que comprenden un pequeño
rango de longitudes de onda, de manera que se pueden
ajustar los radiotelescopios para detectar
Fig.1.3. El espectro electromagnético
selectivamente radiación en estas bandas.

9. 9
Dibujemos en la esfera celeste líneas
concéntricas paralelas al ecuador,
centradas en los polos como los círculos
de una diana. Al igual que las líneas de
latitud en la Tierra, estos paralelos de
declinación miden cuánto dista del
ecuador, hace el norte o hacia el sur,
cada lugar del cielo. Una estrella en el
ecuador celeste tiene una declinación de
0 grados. Una estrella en el polo norte
celeste tiene +90 grados de declinación,
mientras que a una estrella a medio
camino entre el ecuador y el polo le
corresponden +45 grados. Un grado de
declinación (º) contiene 60 minutos de
arco (') y cada minuto de arco, a su vez,
contiene 60 segundos de arco ('').
Tracemos ahora líneas en dirección norte-sur, de polo a polo. Igual que la longitud de la Tierra, estas
líneas de ascensión recta miden la posición de las estrellas hacia el este o el oeste. El equivalente astronómico
del meridiano terrestre de Greenwich, de longitud 0 grados, es el punto del ecuador celeste donde se halla el
Sol cada año en el instante del equinoccio de marzo. La línea de ascensión recta que corta el ecuador celeste en
ese punto tiene, por definición, 0 horas de ascensión recta.
El cielo está dividido en 24 horas (h) de ascensión recta, y cada una de ellas consta de 60
Año luz
minutos de tiempo (m). Las horas crecen desde el oeste hacia el este.
El Año luz o año-luz es una unidad de longitud empleada en astronomía
para medir grandes distancias. Es igual a la distancia recorrida por la luz
en un año solar medio, o más específicamente, la distancia que recorrería
un fotón en el vacío a una distancia infinita de cualquier campo
gravitacional o campo magnético, en un año Juliano (365.25 días de 86400
segundos).
El año luz no es una unidad de tiempo, sino de distancia. La luz tarda 8
minutos en viajar desde el Sol hasta la Tierra. Nuestra galaxia, la Vía
Láctea, tiene 100 000 años luz de diámetro.
Tomando para la velocidad de la luz un valor de 300.000 km/s, un año luz
equivale en números redondos a 9.461.000.000.000 km, o bien a 63.240
Unidades Astronómicas (UA), o también a 0,3066 parsecs.

10. 10
Ningún objeto material puede viajar más rápido que la luz.
La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios
se denomina radioastronomía
Radiotelescopio
Un radiotelescopio capta ondas de radio (También conocidas como ondas hertzianas, las
ondas de radio son ondas electromagnéticas de menor frecuencia (y por ello mayor longitud
de onda y menor energía que las del espectro visible.) emitidas por fuentes de radio,
generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a
diferencia de un TELESCOPIO ORDINARIO, (QUE PRODUCE IMÁGENES EN LUZ VISIBLE
DO INFINITAMNTE GRANDE). E OS ACELERADORES DE PARTICULAS (TELESCOPIOS
DO INFINITAMNTE PEQUEÑO)
Los científicos de los primeros años de la década de los 60 del siglo pasado estaban
ansiosos por poder emplear un radiotelescopio, transformarlo en un potente radar y
estudiar el periodo de rotación de varios planetas que aún no se conocían con total
seguridad. Sin embargo, sólo con la puesta en marcha de un nuevo y espectacular
radiotelescopio en Puerto Rico, en noviembre de 1963, en medio de una espesa
selva tropical y aprovechando una concavidad natural, los astrónomos planetarios
pudieron empezar a estudiar el Universo cercano escuchando, en lugar de
observando.
El radiotelescopio en cuestión, llamado de Arecibo por la proximidad del pueblo del
mismo nombre, era el mayor del mundo en ese momento (y sigue siéndolo, cuatro
décadas después!) con un plato de 305 metros de diámetro, y está gestionado por
la Universidad de Cornell, de los Estados Unidos. Su coste en 1963 fue de casi 10
millones de dólares; construirlo hoy sería, como mínimo, diez veces más caro. Hay
3 torres apoyando la estructura, de 111 y 81 metros de altura. La cúpula central
que alberga los reflectores gregorianos tiene una altura de 6 pisos. Es, en
definitiva, una instalación científica gigantesca

11. 11
el radiotelescopio de Arecibo,
en Puerto Rico. El plato, de 305
metros de diámetro, equivalente
a una superficie de 26 campos de
fútbol, es el mayor del mundo, y
sobre el cual se levantan las tres
torres de 81 y 111 metros de
altura (aunque situadas las tres a
una misma distancia del suelo),
sosteniendo la cúpula central que
contiene instrumentos científicos
El radiotelescopio individual más grande del mundo es el RATAN-600 (Rusia)
consistente en 895 reflectores rectangulares dispuestosocasiones ende 576 metros de diámetro
Los radiotelescopios también se utilizan en en un círculo proyectos como
SETI y en el seguimiento de vuelos espaciales no tripulados
SETI es el acrónimo del inglés Search for ExtraTerrestrial Intelligence, o
Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre. Existen numerosos proyectos
SETI, que tratan de encontrar vida extraterrestre inteligente, ya sea por
medio del análisis de señales electromagnéticas capturadas en distintos
radiotelescopios, o bien enviando mensajes de distintas naturalezas al
espacio con la esperanza de que alguno de ellos sea contestado. Hasta la
fecha (2009) no se ha detectado ninguna señal de claro origen
extraterrestre, sin incluir la todavía sin definir Señal WOW!
Los primeros proyectos SETI surgieron bajo el patrocinio de la NASA
durante los años 1970. Uno de los proyectos más famosos, SETI@Home,
está siendo apoyado por millones de personas de todo el mundo mediante
el uso de sus computadoras personales, que procesan la información
capturada por el radiotelescopio de Arecibo, emplazado en Puerto Rico
Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas (como los
quasars) emiten radiaciones de radiofrecuencia y son por ello más
"visibles", o incluso sólo visibles en la región de radio del espectro
electromagnético. Examinando la frecuencia, potencia y tiempos de las
emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar
nuestra comprensión del Universo.

12. 12
Cúmulo G. Omega Centauri Cúmlo abierto: Las Peyades
Galaxia de Andrómeda el más grande de la Vía Lactea

13. 13
http://www.latinquasar.org/index.php
Nebulosas, cunas estelares
Las nebulosas (nebula singular,
nebulae plural, en latín e inglés) son
regiones del medio interestelar
constituidas por gases (principalmente
hidrógeno y helio) y polvo. Tienen una
importancia cosmológica notable porque
muchas de ellas son los lugares donde
nacen las estrellas por fenómenos de
condensación y agregación de la
materia; en otras ocasiones se trata de
los restos de estrellas ya extintas.
Nebulosa Trífida (M20).
Siguiendo con nuestro recorrido por el cielo, podemos ahora hacer una parada en las
nebulosas. Éstas se distribuyen por todo el cielo (principalmente por la Vía Láctea). Las hay de
distintos tipos:
1. Nebulosa oscura - sólo son visibles si hay algo brillante detrás de estos. La
famosa "Nebulosa Cabeza de Caballo" es una nebulosa oscura en la
constelación de Orión, pero no es visible a simple vista.
2. Nebulosa de emisión y de reflexión - son dos tipos distintos pero que ya
pasaremos en otro artículo a diferenciarlos. Son nubes de gas, y como ejemplos
pues tenemos a la Nebulosa de Orión, la Norteamericana, la nebulosa
Laguna...
3. Nebulosa planetaria - No hay nebulosas planetarias visibles a simple vista,
por lo que ya nos ocuparemos de éstas más adelante.
4. Remanante de supernova - Tampoco son visibles a simple vista, pero
pongamos el ejemplo de la Nebulosa del Cangrejo, bien conocida por todos.
Los remanentes de supernova son los restos de las explosiones de estrellas
muy masivas ocurridas en el pasado. Ésta, en particular, acaeció hace un siglo.

14. 14
Nebulosa de la Lira
La Nebulosa planetaria de la Lira (M57 o
NGC 6720) en la constelación que lleva el
mismo nombre, es una de la más bellas
existentes de su tipo. Situada entre las
estrellas beta y gamma lirae, la nebulosa
brilla con una magnitud de 9, y tiene un
diámetro de 0''5 años-luz. La nebulosa está
provocada por una estrella de magnitud 16
en su centro, que se trata de una enana azul
con una temperatura de 100.000 K.
La Nebulosa Saco de Carbón (Coalsack nebula
en inglés) es una nebulosa oscura en la
constelación de Cruz del Sur de dimensiones 7° ×
5° que se solapa con las constelaciones vecinas
de Centaurus y Musca. Es la más importante de
este tipo de nebulosas y es bien visible a simple
vista como un parche oscuro en la Vía Láctea.
también recibió el nombre de Macula Magellani
(«mancha de Magallanes») o «Nube Oscura de
Magallanes» en contraposición a las Nubes de
Magallanes.
En 1970, K. Mattila demostró que la Nebulosa
Saco de Carbón no es totalmente oscura; tiene un
brillo muy tenue (10% del brillo de la Vía Láctea
circundante) proveniente de la reflexión de las
estrellas a las que oscurece
.

15. 15
Las Pléyades (que significa "palomas"
en griego), también conocidas como
Objeto Messier 45, Messier 45, M45,
Las Siete Hermanas o Cabrillas, es
un objeto visible a simple vista en el
cielo nocturno con un prominente lugar
en la mitología antigua, situado a un
costado de la constelación Tauro. Las
Pléyades son un grupo de estrellas muy
jóvenes las cuales se sitúan a una
distancia aproximada de 450 años luz de
la Tierra y están contenidas en un
espacio de treinta años luz. Se formaron
hace apenas unos 100 millones de años
aproximadamente, durante la era
Mesozoica en la Tierra, a partir del
colapso de una nube de gas interestelar.
Las estrellas más grandes y brillantes del
Es una nebulosa de reflexión, cúmulo son de color blanco-azulado y
causada por polvo que refleja la luz cerca de cinco veces más grandes que el
azul de las estrellas calientes y jóvenes Sol.
nebulosas de emisión asociadas a
regiones de formación estelar,(es
decir, en presencia de estrellas
muy jóvenes, masivas y calientes,
incluso en proceso de formación) y
a nubes moleculares
La nebulosa de Orión, también
conocida como Messier 42, M42,
o NGC 1976, es una nebulosa
difusa situada al sur del Cinturón
de Orión.6 Es una de las nebulosas
más brillantes que existen, y puede
ser observada a simple vista sobre
el cielo nocturno
el gas que compone la nebulosa
brilla como consecuencia de la
transformación que sufre por la
intensa radiación ultravioleta de
estrellas vecinas calientes

16. 16
La Nebulosa del Cangrejo (también
conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y
Taurus X-1) es un resto de supernova
resultante de la explosión de una
supernova en 1054 La nebulosa fue
observada por vez primera en 1731 por
John Bevis. Es el resto de una supernova
que fue observada y documentada, como
una estrella visible a la luz del día, por
astrónomos chinos y árabes el 4 de julio
del año 1054. La explosión se mantuvo
visible durante 22 meses. Situado a una
distancia de aproximadamente 6.300 años
luz de la Tierra, en la constelación de
Tauro, la nebulosa tiene un diámetro de 6
años luz y su velocidad de expansión es de
1.500 km/s.
El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira
sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación
que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. El descubrimiento de la nebulosa
produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen
pulsares
Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede
manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera
celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a
eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas»)
o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos
aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos
luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se
les agregó el prefijo «super-».
Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias
semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta
alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta
desaparecer completamente.
Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que
ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces
de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a
contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de
energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más
intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario
cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de
Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una
explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.
La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella ,
. enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos
eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la
explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede
desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de
cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas
enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

17. 17
Estos residuos estelares en expansión se
denominan remanentes y pueden tener o no
un objeto compacto en su interior. Dicho
remanente terminará por diluirse en el medio
interestelar al cabo de millones de años
En astronomía, un pulsar o púlsar es una estrella de neutrones
que emite radiación pulsante periódica. Los
pulsares poseen un intenso campo magnético que
induce la emisión de estos pulsos de radiación
electromagnética a de neutrones es un remanente
Una estrella intervalos regulares
relacionados con el período de rotación del objeto.
estelar dejado por una estrella supergigante
después de agotar el combustible nuclear en su
Las estrellas de explotar como una supernova tipo II,
núcleo y neutrones pueden girar sobre sí
mismas hasta o tipo Ic. Como suveces porlo indica,
tipo Ib varios cientos de nombre
segundo. Unestrellas están compuestas principalmente
estas punto de su superficie puede estar
moviéndose alrededor delotro tipo de partículasde
de neutrones, más centro a velocidades tanto
hasta 70.000corteza sólida de hierro, como en su
en su km/s.
interior, que puede contener tanto protones y
De hecho, las estrellas de neutrones que giran
electrones, como piones y kaones. La masa
)
muy rápidamente la supernova debe polos, a pesar ó 10
original de se achatan en los ser mayor a 9
de su enormesolares y menor que esta velocidad que
masas gravedad, debido a un cierto valor
depende de la metalicidad. Las estrellas con
masas menores a 9-10 masas solares
Pulsar de la zona central de la Nebulosa del Cangrejo.
evolucionan en enanas blancas envueltas, al
Esta imagen combina imágenes del telescopio HST (rojo),
e imágenes en rayos X obtenidas por el telescopio Chandra (azul nebulosidades
menos por un tiempo, por
Estrella de neutrones (nebulosas planetarias), mientras que las de
masas mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa
entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de
entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre
con las enanas blancas, a mayor masa
corresponde un menor radio).

18. 18
Agujero negro
Los agujeros negros parecen
ser habituales en los centros
galácticos, lo que nos lleva a
pensar que quizás son un
ingrediente esencial en la formación
y evolución de las galaxias
El núcleo de la galaxia elíptica
gigante M87, donde hay evidencia
de un agujero negro supermasivo.
También se observa un potente
chorro (jet) de materia eyectada
por los poderosos campos
magnéticos generados por éste.
Imagen tomada por el Telescopio
espacial Hubble
.Un agujero negro u hoyo negro es una región del espacio-tiempo
provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme

19. 19
aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna
partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.
Espacio-tiempo
Analogía bidimensional de la
distorsión del espaio-tiempo
debido a una gran masa.
El espacio-tiempo es la entidad geométrica en la cual se desarrollan todos los
eventos físicos del Universo, de acuerdo con la teoría de la relatividad y otras
teorías físicas. El nombre alude a la necesidad de considerar unificadamente la
localización geométrica en el tiempo y el espacio, ya que la diferencia entre
componentes espaciales y temporales es relativa según el estado de
movimiento del observador. De este modo, se habla de continuo espacio-
temporal. Debido a que el universo tiene tres dimensiones espaciales físicas
observables, es usual referirse al tiempo como la "cuarta dimensión" y al
espacio-tiempo como "espacio de cuatro dimensiones" para enfatizar la
inevitabilidad de considerar el tiempo como una dimensión geométrica más. La
expresión espacio-tiempo ha devenido de uso corriente a partir de la Teoría de
la Relatividad especial formulada por Einstein en 1905.
www.astromia.com/astronomia/negroagujero.htm
Para entender lo que es un agujero negro empecemos por una
estrella como el Sol. El Sol tiene un diámetro de 1.390.000
kilómetros y una masa 330.000 veces superior a la de la Tierra.
Teniendo en cuenta esa masa y la distancia de la superficie al centro
se demuestra que cualquier objeto colocado sobre la superficie del
Sol estaría sometido a una atracción gravitatoria 28 veces superior a
la gravedad terrestre en la superficie.
Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio
entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la
sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a
contraerla y estrujarla.
Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la
gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a
contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del
interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones,

20. 20
protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta
el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta
cualquier contracción ulterior.
La estrella es ahora una «enana blanca». Si una estrella como el Sol
sufriera este colapso que conduce al estado de enana blanca, toda su
masa quedaría reducida a una esfera de unos 16.000 kilómetros de
diámetro, y su gravedad superficial (con la misma masa pero a una
distancia mucho menor del centro) sería 210.000 veces superior a la
de la Tierra.
En determinadas condiciones la atracción gravitatoria se hace
demasiado fuerte para ser contrarrestada por la repulsión electrónica.
La estrella se contrae de nuevo, obligando a los electrones y protones
a combinarse para formar neutrones y forzando también a estos
últimos a apelotonarse en estrecho contacto. La estructura neutrónica
contrarresta entonces cualquier ulterior contracción y lo que tenemos
es una «estrella de neutrones», que podría albergar toda la masa de
nuestro sol en una esfera de sólo 16 kilómetros de diámetro. La
gravedad superficial sería 210.000.000.000 veces superior a la que
tenemos en la Tierra.
En ciertas condiciones, la gravitación puede superar incluso la
resistencia de la estructura neutrónica. En ese caso ya no hay nada
que pueda oponerse al colapso. La estrella puede contraerse hasta un
volumen cero y la gravedad superficial aumentar hacia el infinito.
Según la teoría de la relatividad, la luz emitida por una estrella pierde
algo de su energía al avanzar contra el campo gravitatorio de la
estrella. Cuanto más intenso es el campo, tanto mayor es la pérdida
de energía, lo cual ha sido comprobado experimentalmente en el
espacio y en el laboratorio.
La luz emitida por una estrella ordinaria como el Sol pierde muy poca
energía. La emitida por una enana blanca, algo más; y la emitida por
una estrella de neutrones aún más. A lo largo del proceso de colapso
de la estrella de neutrones llega un momento en que la luz que
emana de la superficie pierde toda su energía y no puede escapar.
Un objeto sometido a una compresión mayor que la de las estrellas
de neutrones tendría un campo gravitatorio tan intenso, que
cualquier cosa que se aproximara a él quedaría atrapada y no podría
volver a salir. Es como si el objeto atrapado hubiera caído en un
agujero infinitamente hondo y no cesase nunca de caer. Y como ni
siquiera la luz puede escapar, el objeto comprimido será negro.
Literalmente, un «agujero negro».

21. 21
Hoy día los astrónomos están buscando pruebas de la existencia de
agujeros negros en distintos lugares del universo.
BRG o brotes de rayos gamma. En astrofísica se
conoce comouna emisión intensa y breve de rayos gamma Se trata del
fenómeno físico más luminoso del universo, que produce una gran cantidad de
energía en haces breves de rayos gamma que pueden durar desde unos
segundos hasta unas pocas horas. Los BRG ocurren en posiciones aleatorias en
el cielo sin poderse predecir su aparición. Las diferentes teorías sobre su origen
requieren fenómenos muy violentos como las explosiones de supernova. Debido
a que la radiación gamma no atraviesa la atmósfera terrestre, estos fenómenos
sólo pueden detectarse desde el espacio, si bien la posluminiscencia puede ser
observada con telescopios terrestres.
El trabajo desarrollado en el primer lustro del actual milenio permitió identificar
el origen de los BRG. Los de larga duración se producen por el colapso de una
estrella muy masiva y de metalicidad no superior a la del Sol. Los de corta
duración se producen por la colisión de dos objetos compactos como dos
estrellas de neutrones, o uno de dichos objetos y un agujero negro.
Cuásar Un cuásar ó quásar es una fuente astronómica
de energía electromagnética, incluyendo
radiofrecuencias y luz visible.
En 2007, el consenso científico es que estos
objetos están extremadamente lejos, explicando
su corrimiento al rojo alto, son extremadamente
luminosos, explicando por
qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy
compactos, explicando por qué pueden cambiar
de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos
activos de galaxias jóvenes.

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Representación artística del cuásar GB1508
El rápido desarrollo de la radioastronomía tras la Segunda Guerra Mundial
condujo a la identificación de unas misteriosas fuentes de ondas de radio que,
en el óptico, parecían estrellas muy débiles. En 1963, el astrónomo holandés-
estadounidense Marteen Schmidt estimó la distancia y luminosidad de
algunas de estas radiofuentes y concluyó que se trataba de galaxias situadas
en los confines del Universo conocido. Tales galaxias poseían luminosidades
muy superiores a las de todas las conocidas previamente. Hoy sabemos que
tales objetos, denominados quásares, obtienen su energía de agujeros
negros supermasivos situados en sus regiones centrales. El agujero negro,
rodeado de un disco de acreción, es el origen de chorros bipolares de altísima
velocidad.
Sabemos hoy que un quásar es una gran galaxia que contiene un
agujero negro supermasivo (de hasta varios miles de millones de masas
solares) en su centro. El agujero negro está rodeado por un disco de acreción
que lo alimenta y que crea unos chorros de materia que se proyectan de
manera bipolar hacia el espacio con velocidades cercanas a la velocidad de la
luz. Debido a estas velocidades extremas, los chorros pueden llegar a alcanzar
distancias de hasta varios miles de años-luz desde su lugar de origen.

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Agujero de gusano
Analogía de agujero de gusano en
un espacio-tiempo curvado de 2D
(ver Embedding Diagram).
En física, un agujero de
gusano, también conocido como un puente de Einstein-Rosen y en malas
traducciones "agujero de lombriz", es una hipotética característica del espacio-
tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad general, la cual es
esencialmente un "atajo" a través del espacio y el tiempo. Un agujero de
gusano tiene por lo menos dos extremos, conectados a una única "garganta",
pudiendo la materia 'viajar' de un extremo a otro pasando a través de ésta.
Agujeros de gusano atravesables permitirían viajar de una parte del
Universo a otra de ese mismo Universo muy deprisa o permitirían el viaje de un
Universo a otro. Los agujeros de gusano conectan dos puntos del espacio-

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tiempo, lo cual quiere decir que permitirían el viaje en el tiempo así como
también en espacio. La posibilidad de agujeros de gusano atravesados en la
relatividad general fue primero demostrada por Kip S. Thorne y su graduado
Mike Morris en un artículo publicado en 1988. El tipo de agujero de gusano
atravesado que ellos descubrieron, se mantenía abierto por una especie de
concha esférica de materia exótica. Posteriormente se han descubierto otros
tipos de agujeros de gusano atravesados como posibles soluciones en la
relatividad
la teoría de la relatividad favorece la visión conocida como
tetradimensionalismo o cuadridimensionalismo (relacionado con el eternalismo
y con la idea del bloque de tiempo), en el cual los eventos pasados, presentes y
futuros coexisten todos en un mismo espacio-tiempo.
la versión cinematográfica de Contacto (Contact, 1997). En ella los
habitantes de un planeta que orbita la estrella Vega envían a la Tierra
la información para construir una "máquina" que permite viajar
creando un agujero de gusano en su interior.
En ambos casos se estable una especie de comunicación entre dos
puntos alejados en el espacio que permite el viaje instantáneo.
Aunque matemáticamente es posible plantearse la existencia de este
tipo de estructuras en el universo, lo cierto es que no sabemos si
realmente las podríamos fabricar, o si es posible crear las condiciones
para que existan.
La religión y los viajes a través del tiempo
Profecías: información del futuro
En la teología judeo-cristiana, por ejemplo, se supone que el Dios Yahveh existe
sin ser limitado por el espacio o el tiempo. Según esta doctrina, Yahvé es
omnisciente y omnipresente. Algunas declaraciones en la Biblia, tales como la
de Jesús: “Antes de que Abraham naciera, yo soy” (Juan 8.58) y la de Pedro:
“Jesús fue elegido antes de la creación del mundo” (1 Pedro 1.20) siempre
asumiendo que la creación del mundo comenzó en t = 0) implica que Yahvé no
se rige por la misma línea temporal que la nuestra, o bien que establece los
principios rectores de la misma. Esto es apoyado por la aserción “Yo, el Señor,
no cambio” (Malaquías 3.6), ya que un cambio requeriría desplazamiento de un
lugar a otro y ser contenido por una serie temporal continua.
Dos interpretaciones temporales de estas declaraciones son que Yahvé: 1)
existiría fuera del continuo espacio-tiempo; o que 2) Yahvé existiría
simultáneamente en cualquier punto del espacio-tempo. En cualquier caso,
Yahvé podría transferir sin restricciones información de un punto del espacio-
tiempo a cualquier otro punto.

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Yoga: ver el futuro
Según el físico Fred Alan Wolf —en su libro (‘el yoga del viaje en el tiempo’)—
el proceso interno de meditación del yoga permitiría acceder al conocimiento
del pasado y del futuro en el presente. Wolf sugiere que esta forma de viaje en
el tiempo se podría lograr si se superaran las anclas terrenales del ego mental
con que el ser humano se bloquea desde dentro. El hinduismo cree que un ser
puro de esta naturaleza sería un tri-kala-gñá (tri: ‘tres’, kala: ‘tiempos’, y gñani:
‘conocedor’), que sabe acerca de los tres tiempos: el pasado, el presente y el
futuro.
ESTRELLA VEGA
Como he dicho, Vega es una importante estrella blanca tres veces
mayor que el Sol y 47 veces más brillante que se encuentra a 25.3
años luz del Sistema Solar y hacia donde nos dirigimos a una
velocidad de 30 km/s. Vega fue hace 14.000 años, por efecto de la
precesión de los equinoccios, la estrella polar boreal y volverá a serlo
dentro de otros 12.000 años. Finalmente, en 1983 el IRAS pudo
demostrar por métodos infrarrojos que está acompañada de
partículas indeterminadas, lo que significó la primera posibilidad de
una estrella con evidencia de sistema planetario extrasolar.
En cuanto a estrellas dobles se refiere, esta constelación posee un
buen número de estrellas dobles brillantes.
Vega es probablemente más conocida por el público debido a la
película Contacto: desde Vega, llegaban a la Tierra las primeras
señales de una inteligencia extraterrestre. ¿Qué tiene de particular la
estrella Vega para que Carl Sagan la eligiera como protagonista?
Una de las razones probablemente fue su cercanía, a 25 años luz.

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Pero en realidad, Vega no es la candidata ideal para albergar una
inteligencia extraterrestre. Con 2,7 veces el diámetro Solar, Vega es
más caliente y masiva que nuestro Astro Rey. De hecho, Vega es 58
veces más brillante que el Sol. Y estos son precisamente los
ingredientes de lo que podríamos denominar las estrellas obesas: con
dietas hipercalóricas, queman su combustible nuclear rápidamente y
tienen un periodo de vida menor. Tanto Vega como el Sol se
encuentran aproximadamente en la mitad sus vidas, pero mientras a
Vega le quedan solo 500 millones de años antes de que le dé un
infarto, el Sol disfrutará de otros 5000 millones de años.
Otra razón de peso fue que en la década de los 80, cuando se escribió
la novela Contact, a través de un telescopio espacial infrarrojo se
descubrió un disco de materia alrededor de Vega
Comprueban que la estrella Vega posee campo magnético
Publicado el 27 Julio 2009 por cienciaaldia
En esta ocasión, los astrónomos analizaron la polarización de la luz emitida por
Vega y detectaron un débil campo magnético en su superficie. Esto en realidad
no es una gran sorpresa porque se sabe que las partículas cargadas que se
mueven dentro de las estrellas pueden generar campos magnéticos, y es así
como se producen los campos del Sol y de la Tierra.
Sin embargo, para las estrellas más masivas que el Sol, como Vega, los
modelos teóricos no pueden predecir la intensidad y la estructura del campo
magnético, de modo que los astrónomos no tenían idea de la fuerza de la señal
que estaban buscando. Después de muchos intentos fallidos en las últimas
décadas, la alta sensibilidad del NARVAL y la plena dedicación de una campaña
de observación de Vega han hecho posible esta primera detección.
La fuerza del campo magnético de Vega es de unos 50 microteslas.
Esta detección también sugiere que muchas estrellas como Vega tienen campos
magnéticos, aunque no hayan sido detectados todavía