Estrellas

En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar 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, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas que produce las turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, 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 fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en interacción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que 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 la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

Composición
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. Estos porcentajes son en masa; en volumen, 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. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.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 su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. 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.

La Vía Láctea

Es la proyección, sobre la esfera celeste, de uno de los brazos espirales de la galaxia de la cual nosotros formamos parte, que toma, por extensión, el mismo nombre. Es una agrupación de unos 100.000 millones de estrellas en forma de espiral o girándula, cuyas dimensiones se estiman en torno a los 100.000 años-luz y cuyo disco central tiene un tamaño de 16.000 años-luz.La Vía Láctea, también llamada Camino de Santiago, puede observarse a simple vista como una banda de luz que recorre el firmamento nocturno, que Demócrito ya atribuyó a un conjunto de estrellas innumerables tan cercanas entre sí que resultan indistinguibles. En 1610 Galileo, usando por primera vez el telescopio, confirmó la observación de Demócrito. Hacia 1773 Herschel, contando las estrellas que observaba en el firmamento, construyó una imagen de la Via Láctea como un disco estelar dentro del cual la Tierra se encuentra inmersa, pero no pudo calcular su tamaño. En 1912 la astrónoma H. Leavitt descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas llamadas variables cefeidas, lo que le permitió medir las distancias de los cúmulos globulares.Varios años después Shapley demostró que los cúmulos están distribuidos con estructura más o menos esférica alrededor del centro del disco, en lo que denominó el halo galáctico. También mostró que éste no está centrado en el Sol, sino en un punto distante del disco en la dirección de la constelación de Sagitario, donde situó correctamente el centro de la galaxia.Esta estructura quedó confirmada cuando se observó desde el observatorio de Monte Wilson en California que el objeto espiral llamado Andrómeda estaba constituido por estrellas individuales y no era una mera nebulosa de gas como hasta entonces se creía. Hacia 1930 Trumpler descubrió el efecto de oscurecimiento galáctico producido por el polvo interestelar, con lo que se logró corregir tanto el tamaño de la Galaxia como la distancia a la que se encuentra el Sol a los valores hoy en día aceptados. De acuerdo con estos datos, el sistema Solar se encuentra a una distancia entre 8.000 y 10.000 parsecs de distancia del centro galáctico, aproximadamente a dos tercios de distancia.Todas las estrellas que componen la Vía láctea están rotando alrededor del núcleo, que se cree que puede contar en su interior con un agujero negro. Las observaciones astronómicas referidas a galaxias distantes muestran que la velocidad de rotación del Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250 millones de años en realizar una revolución completa. Las estrellas próximas al Sol realizan una órbita relativamente parecida, pero las más cercanas al centro de la galaxia giran más rápido, hecho que se conoce como rotación diferencial.La edad de la Vía Láctea se estima en unos 13 mil millones de años, dato que se desprende del estudio de los cúmulos globulares y que concuerda con el resultado obtenido por los geólogos en su estudio de la desintegración radiactiva de ciertos minerales terrestres.La observación del mapa estelar ha permitido reconstruir los brazos espirales de la Galaxia, zonas en las cuales es abundante el número de cúmulos estelares o zonas de formación estelar. Éstos se nombran por las constelaciones que en ellos se encuentran. El brazo más cercano al centro galáctico es llamado de Centauro o de Norma-Centauro. El siguiente brazo hacia el exterior es el de Sagitario. El brazo de Orion es nuestro brazo local, también llamado del Cisne, y el brazo contiguo hacia el exterior se conoce como el de Perseo.Las estrellas que se encuentran en la Galaxia suelen agruparse en dos grandes grupos, llamados comúnmente poblaciones. El grupo llamado de población I está integrado por estrellas de composición solar, relativamente jóvenes, que se distribuyen en órbitas aproximadamente circulares en el disco galáctico, dentro de sus brazos. Las estrellas de población II son ricas en hidrógeno y helio, con escasez de elementos pesados, son de mayor edad, y tienen órbitas que no se encuentran dentro del plano galáctico.

Agujeros negros

Los agujeros negros -- que no son tan negros-- son una predicción derivada de la teoría de la relatividad general de Einstein, la teoría moderna de la gravedad. Los agujeros negros son singularidades que para los calculos físicos y matemáticos tradicionales no tienen un comportamiento predecible, únicamente la teoría de la relatividad se asemeja a dicho comportamiento. Pueden haber más agujeros negros que estrellas visibles en nuestro universo. Los agujeros negros pudieron ser formados por las irregularidades en la expansión de nuestro universo o por el colapso gravitacional de una estrella muy masiva. Debido a las propiedades de los agujeros negros, se han creado muchas teorías y especulaciones sobre la posibilidad de viajar en el tiempo y el espacio a otro universo (una región del espacio-tiempo diferente de la nuestra) a través de ellos.

¿QUÉ ES UN AGUJERO NEGRO?
Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia.
Es un “agujero” porque las cosas pueden caer, pero no salir de él, y es negro porque ni siquiera la luz puede escapar. Otra forma de decirlo es que un agujero negro es un objeto para el que la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz, conocido como el ultimo límite de velocidad en el universo.
Todo agujero negro está rodeado por una frontera llamada “horizonte de eventos”, de la cual no se puede escapar. Cualquier evento que ocurra en su interior queda oculto para siempre para alguien que lo observe desde afuera. El astrónomo Karl Schwarszchild demostró que el radio del horizonte de eventos, en kilómetros, es tres veces la masa expresada en masas solares; esto es lo que se conoce como el radio de Schwarzschild. Este radio es un filtro unidireccional, pues cualquier cosa puede entrar, pero no salir. La masa de un cuerpo y su radio de Schwarzschild son directamente proporcionales.
Además según la relatividad general, la gravitación modifica el espacio - tiempo en las proximidades del agujero.
Un agujero negro es un objeto que tiene tres propiedades: masa, espin y carga eléctrica. La forma de la material en un agujero negro no se conoce, en parte porque está oculta para el universo externo, y en parte porque, en teoría, la material continuaría colapsándose hasta tener radio cero, punto conocido como singularidad, de densidad infinita, con lo cual no se tiene experiencia en la Tierra.
En teoría, los agujeros negros vienen en tres tamaños: mini agujeros negros, agujeros negros medianos y agujeros negros supermasivos.
En 1971, Stephen Hawkings teorizó que en la densa turbulencia creada por el fenómenos conocido como Big Bang, se formaron presiones externas las cuales ayudaron en la formación de los mini agujeros negros. Éstos serían tan masivos como una montaña, pero tan pequeños como un protón; radiarían energía espontáneamente, y después de miles de millones de años finalizarían con una violenta explosión.
Por otro lado, hay buena evidencia de que los agujeros negros medianos se forman como despojos de estrellas masivas que colapsan al final de sus vidas; y de que existen agujeros negros supermasivos en los núcleos de muchas galaxias, incluyendo, de la nuestra, el cual se ha establecido que tiene una masa de 2.5 millones de veces la del Sol. Estos agujeros negros supermasivos tienen un horizonte de eventos mas o menos igual al tamaño del Sistema Solar.
Contradiciendo al mito popular, un agujero negro no es una depredador cósmico, ni de carroñas, ni de exquisiteces espaciales. Si el Sol se pudiera convertir en un agujero negro de la misma masa, la única cosa que sucedería sería un cambio de la temperatura de la Tierra. La frontera de un agujero negro no es una superficie de material real, sino una simple frontera matemática de la que no escapa nada, ni la luz que atraviese sus límites, se llama el horizonte de eventos; cualquier fenómeno que ocurra pasada esa frontera jamás podrá verse fuera de ella. El horizonte de suceso es unidireccional: se puede entrar, pero jamás salir.

FORMACIÓN DE UN AGUJERO NEGRO
Para entender la formación de un agujero negro, es importante entender el ciclo de formación de una estrella. Una estrella se forma al concentrarse una gran cantidad de gas, principalemte hidrógeno, las cuales, por gravedad empiezan a colapsarse entre si. Los átomos comienzan a chocar unos con otros, lo cual hace que el gas se caliente, tanto que luego de un tiempo las partículas de hidrógeno forman partículas de helio por fusión nuclear. Este calor hace que la estrella brille y que la presión del gas sea suficiente para equilibrar la gravedad y el gas deja de contraerse. Las estrellas permanecerán estables de esta forma por un largo periodo de tiempo, y mientras mas combustible tenga la estrella, más rápido se consume, debido a que tiene que producir mas calor.
Subrahmanyan Chandrasekhar, calculó lo grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, antes de que se acabe su combustible. Descubrió una masa (aproximadamente 1.5 veces la masa del Sol) en la que una estrella fría no podría soportar su gravedad. Esto es lo que se conoce como el límite de Chandrasekhar. Si una estrella posee una masa menor a la del limite de Chandrasekhar, puede estabilizarse y convertirse en una enana blanca, con un radio de pocos kilómetros y una densidad de toneladas por cm3. Las estrellas de neutrones también estan dentro del límite de Chandrasekhar, siendo para estas 3 masas solares, y se mantienen por la repulsion de electrones. Su densidad es de millones de toneladas por cm3 , aquí se incluyen los púlsares, los cuales son estrellas de neutrones en rotación. En 1939, Robert Openheimer describió lo que le sucedería a una estrella si estuviera por fuera del límite de Chandrasekhar. El campo gravitatorio de la estrella cambia los rayos de luz en el espacio - tiempo, ya que los rayos de luz se inclinan ligeramente hacia dentro de la superficie de la estrella. Cada vez se hace más difícil que la luz escape, y la luz se muestra más débil y roja para un observador. Cuando la estrella alcanza un radio crítico, el campo gravitatorio crece con una intensidad que la luz ya no puede escapar. Esta región es llamada hoy un agujero negro.

Los planetas giran alrededor del sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.







Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación. Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta. Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.

Forma y tamaño de los planetas

Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.
Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.

Formación de los planetas

Los planetas se formaron hace unos 4.500 millones de años, al mismo tiempo que el Sol.En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron más que los pesados. En la nube de gas y polvo original, que giraba en espirales, había zonas más densas, proyectos de planetas. La gravedad y las colisiones llevaron más materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redondeó Después, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todavía lo hacen. Los planetas y todo el sistema solar continúan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa.

Los satélites naturales

Como mencionamos, además de los planetas principales, el Sistema Solar está compuesto por muchos más cuerpos celestes. Alrededor de la mayoría de los planetas giran satélites, de manera similar a la Luna en torno de la Tierra. En Astronomía, el término satélite se aplica en general a aquellos objetos en rotación alrededor de un astro, este último es de mayor dimensión que el primero; ambos cuerpos están vinculados entre sí por fuerzas de gravedad recíproca.
Existe una diferenciación entre satélites naturales y artificiales. Los artificiales son los construidos por el hombre, y por lo tanto es factible, de alguna manera, de modificar su trayectoria. En las últimas décadas se han puesto en órbita una gran variedad de satélites artificiales alrededor de la Tierra y también de varios planetas.
Un satélite natural, en cambio, es cualquier astro que se encuentra desplazándose alrededor de otro; no es factible modificar sus trayectorias artificialmente.
En general, a los satélites de los planetas principales se les llama lunas, por asociación con el nombre del satélite natural de la Tierra.
Los diferentes planetas poseen distinta cantidad de lunas. El número total en el Sistema Solar es alto y aún se considera incompleto, ya que se continúa encontrándose nuevas lunas. No se conocen lunas en Mercurio ni en Venus y tampoco ningún satélite que posea una luna.
A pesar de estar acostumbrados a que la visión de nuestra Luna como un cuerpo esferoidal, debe pensarse que, en general, los satélites de los planetas principales pueden ser bien diferentes, presentar formas irregulares o ser sumamente achatados.
En la actualidad (junio de 2003) el número total de satélites conocidos en cada planeta se indica a continuación.EL total de satélites es de 128. Seguramente en los próximos años un número mayor de pequeños satélites serán descubiertos.
Número de Satélites de los Planetas

Tierra 1
Marte 2
Júpiter 60
Saturno 31
Urano 22
Neptuno 11
Plutón 1

Las lunas de los planetas se mueven alrededor del mismo soportando diversas fuerzas; si los planetas fueran esferas perfectas, se desplazarían en órbitas perfectamente elípticas. Como los planetas están deformados a causa de su rotación, presentan un abultamiento ecuatorial. Este efecto, conjuntamente con las fuerzas de atracción de otras lunas del mismo planeta y la acción gravitatoria del Sol, determinan que cada satélite posea un movimiento complejo denominado movimiento perturbado.

LA MECANICA DEL SISTEMA SOLAR

La mecánica del Sistema Solar desde hace millones de años no ha cambiado. Sin embargo nuestro concepto, en cuanto a su morfología, no ha sido siempre el mismo. En la medida que se han ido perfeccionando las técnicas y los instrumentos de observación, nuestro concepto también ha ido cambiando. Cabe hacer mención que por más de mil quinientos años perduró la concepción de que la Tierra era el centro de nuestro Sistema Solar y que además era inmóvil; esto sin mencionar que anterior a esta idea, se creía que la Tierra era plana.
CONTENIDO:
1.- Teoría Geocéntrica
2.- Teoría Heliocéntrica
3.- Leyes y Descubrimientos
4.- Sistema Solar actual
Nos proponemos en este artículo, abordar el tema de la mecánica y la morfología de nuestro Sistema Solar; por lo que tenemos la necesidad de citar los sistemas, leyes y descubrimientos que le han dado forma al concepto que actualmente se tiene de él.

TEORIA GEOCENTRICA:
El primer esquema del Sistema Solar se lo debemos a Claudio Ptolomeo que vivió en el siglo II, astrónomo, químico, geógrafo y matemático greco-egipcio, llamado comúnmente en español Ptolomeo (o Tolomeo). En su obra almagesto, planteó que la Tierra era el centro del universo y que los planetas, conocidos hasta ese entonces, incluyendo al sol giraban a su alrededor. El universo de Ptolomeo era prácticamente aquel que concebían Aristóteles y Platón, citado por Marco Tulio Cicerón de la siguiente manera:
«El universo se compone por nueve círculos, o mejor dicho, de nueve esferas que se mueven. La esfera exterior es la del cielo que abarca las demás y en la cual están fijas las estrellas. Más abajo giran siete globos arrastrados por un movimiento contrario al del cielo. En el primero, gira la estrella que los hombres llaman Saturno; en el segundo marcha Júpiter, el astro bienhechor y propicio de los humanos. Viene en seguida Marte, rutilante, que ocupa el tercero, y debajo, situado en la región media, brilla el Sol, jefe, príncipe moderador de los destinos del mundo, cuyo inmenso globo ilumina y llena el espacio con su luz. Después siguen como dos compañeros, Venus y Mercurio, y, finalmente el globo inferior esta ocupado por la Luna, que toma su luz del astro del día. Debajo de este último círculo celeste todo es mortal y corruptible, a excepción de las almas, dadas por la bondad divina a la raza de los hombres. Por encima de la luna todo es eterno. Nuestra Tierra, colocada en el centro del mundo y alejada del cielo por todos lados, permanece inmóvil y todos los cuerpos graves son arrastrados hacia ella por su propio peso
Este Sistema Ptolemaico, debido a la influencia de Platón y Aristóteles y por que no, a la influencia misma de Ptolomeo, consideraba su obra como una especie de Biblia de la astronomía, perduró, aunque equívoca, por mucho tiempo. Cabe hacer mención que aparte de la influencia de tales personalidades, contaba con la aprobación de la iglesia católica, ya que se consideraba a esta teoría, lo más apegado a lo que contempla la Biblia. Aparte de que, ésta obra explicó las razones del por qué debía considerarse de forma esférica a la Tierra, pese a la oposición de muchos de sus contemporáneos; recordemos que antiguamente se consideraba que la Tierra era plana.
La complicación de la teoría de Ptolomeo fue la necesidad permanente de reajustar el sistema para tratar de hacer coincidir lo que se observaba y lo que se sostenía con la teoría. Y fue precisamente el movimiento de retrogradación, movimiento aparente, de los planetas el principal problema.
2.- SISTEMA HELIOCÉNTRICO
A pesar de los cada ves más “remiendos” que se la hacían al Sistema, y desde el siglo II hasta 1543 (fecha en la que Nicolás Copérnico presenta su teoría Heliocéntrica), nadie se atrevió, de manera seria, a poner en duda la inmovilidad de la Tierra. Y aunque, él mismo aseguraba que no fue el primero en suponer la movilidad de la misma alrededor del Sol, históricamente se le atribuye a él todo el crédito. Copérnico, consideró que con sólo atribuirle al Sol muchas de las funciones que se atribuían a la Tierra se resolverían más fácilmente los problemas de los movimientos planetarios que hasta entonces se dificultaba resolver.
De esta manera, el Sistema Solar resultó bastante más simple de comprender.
Nicolás Copérnico en su obra “La revolución de las esferas celestes”, destaca las siguientes innovaciones.
· La Tierra no está en el centro del universo, es un planeta más.
· En el centro del universo esta, inmóvil, el Sol.
· Los planetas con las esferas (órbitas) que los transportan, giran alrededor del Sol según el siguiente orden: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno.
· La luna no Gira alrededor del Sol, sino de la Tierra.
· La Tierra está afectada por tres movimientos: Rotación, traslación y un tercer movimiento anual del eje de rotación terrestre con objeto de mantenerlo paralelo a sí mismo.
· La esfera de las estrellas fijas esta inmóvil y esta mucho más alejada de lo que exige el geocentrismo.
El problema de retrogradación de los planetas lo resolvió de la siguiente manera:
LEYES Y DESCUBRIMIENTOS
La observación de las fases de Venus (similares a las fases lunares) descubiertas en 1610 mediante el uso "por primera vez" de un telescopio, por Galileo Galilei (1564-1642), confirmaron las ideas de Copérnico sobre la estructura del Sistema Solar.
En la misma época, Johannes Kepler (1571-1630) describió el movimiento planetario por medio de tres leyes fundamentales y desde entonces, no quedaron dudas sobre cómo era el movimiento del sistema. Lo que hizo Kepler fue considerar que las órbitas de los planetas alrededor del Sol son elipses (que son figuras alongadas y cerradas) y no circunferencias como se había supuesto. Sólo tiempo después, ya con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), fue posible advertir que estas leyes son una consecuencia de la llamada Ley de la Gravitación Universal.
Más tarde, en 1781, W. Herschel (1738-1822) observa y descubre un nuevo planeta más allá de Saturno: Urano. Desde 1801, se comenzaron a descubrir pequeños cuerpos entre Marte y Júpiter, llamados genéricamente asteroides. El primero en ser hallado y también el de mayores dimensiones, se denominó Ceres.
En 1845, 64 años después del descubrimiento de Urano, los astrónomos U. Leverrier (1811-1877) y J. Adams (1819-1892) calcularon, independientemente uno del otro, la posición que debería tener un nuevo y desconocido gran planeta que explicara las perturbaciones que aparecían en el movimiento de Urano. Determinaron la ubicación que debía tener en cierta época y en qué momento se debería buscar en el cielo; ese planeta postulado teóricamente fue descubierto inmediatamente en el lugar indicado por Adams y Leverrier; se lo denominó Neptuno, siguiendo la tradición de adjudicarles nombres de dioses greco-latinos.
Desde 1930, fecha en que se descubrió Plutón, que en verdad nunca fue aceptado del todo su calificativo como planeta, por su tamaño, composición, ubicación y la inclinación de su orbita; razones suficientes para haberlo mantenido siempre en duda con tal clasificación. Pero no fue hasta el 24 de agosto del 2006 cuando la Unión Astronómica Internacional decidió quitarle el status de planeta considerándolo solamente como planeta enano.
En esta rápida descripción de cómo fue extendiéndose el Sistema Solar, no se mencionó el descubrimiento de satélites naturales, que comenzara cuando Galileo visualizó cuatro lunas en Júpiter, y que continúa hasta el presente a través de misiones espaciales interplanetarias y observaciones telescópicas. Tampoco se han mencionado aquí a los cometas.
Contamos entonces con ocho cuerpos principales (planetas), varias decenas de otros que giran en torno a los mismos (lunas o satélites) y miles de pequeños cuerpos (asteroides y cometas), todos en movimiento alrededor del Sol.
EL SISTEMA SOLAR ACTUAL
CINTURON DE KUIPER
En 1951 el astrónomo Gerard Kuiper postuló que debía existir una especie de disco de proto-cometas en el plano del sistema solar, pasada la órbita de Neptuno, aproximadamente entre las 30 y 100 unidades astronómicas (una unidad astronómica es la distancia media entre el la tierra y el sol 148’000,000 de kilómetros). De este cinturón provendrían los cometas de corto periodo.
A partir de 1992, con el descubrimiento de 1992 QB1 y los otros muchos que le han seguido, se tuvo constancia real de la existencia de una enorme población de pequeños cuerpos helados que orbitan más allá de NeptLA NUBE DE OORT
La nube de Oort es un hipotético conjunto de pequeños cuerpos astronómicos, sobre todo asteroides y cometas, situados más allá de Plutón en el extremo del sistema Solar.
En 1950 el astrónomo holandés Jan Oort, basado en cuidadosos estudios orbitales y análisis estadísticos de las trayectorias de los cometas, formuló una hipótesis, hoy comúnmente aceptada, según la cual, los núcleos de los cometas de largo periodo proceden de una nube esférica que rodea el Sistema solar mas allá de la órbita de Plutón, desde unas 30,000 Unidades astronómicas hasta unos 3 años luz.
Estos objetos se habrían formado en las primeras fases de acreción del Sistema Solar en las proximidades del Sol, pero habrían sido expelidos hacia sus confines por el efecto de las fuerzas de la gravedad. Los que no escaparon totalmente a éstas habrían formado la nube de Oort.

La astronomía estudia el Universo como un todo, así como los diversos entes que lo componen: estrellas de diversas clases con sus planetas y satélites que, junto con la materia interestelar, forman las galaxias, que a su vez al agruparse forman cúmulos de galaxias y super cúmulos. El astrónomo describe los cuerpos celestes, estudia su composición y analiza tanto las relaciones que mantienen entre sí como su evolución en el tiempo.
La astronomía se divide en astronomía clásica y astrofísica. Las ramas de la primera son: la astronomía de posición –también llamada astrometría o astronomía esférica–, que se ocupa de la localización de los astros mediante el establecimiento de distintos sistemas de coordenadas de espacio y tiempo, y la mecánica celeste, que estudia el movimiento de los planetas, satélites y otros astros, y se basa fundamentalmente en la ley de la gravitación universal de Newton.
La astrofísica aplica al estudio de los astros las teorías y técnicas surgidas en la física básicamente desde principios del siglo XX, como las técnicas de la fotometría, la espectroscopia y el análisis de las ondas de radio emitidas por los cuerpos celestes o radioastronomía.
Dentro de la astrofísica se distingue la física de las estrellas o estelar, que es el estudio de su estructura y composición; la cosmogonía, que trata el origen y la evolución de todos los cuerpos celestes, y la cosmología, que estudia la estructura y la evolución del Universo como un todo.

Algunas herramientas de la astronomía:

Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.
Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo

Características
El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente objetivo". Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 200 mm de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.
Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:
Distancia Focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.
Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.

Sistema fotométrico
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Conjunto de estrellas y filtros fotográficos utilizados en astronomía como estándares para determinar el brillo de los diferentes astros.
Los dos sistemas fotométricos más conocidos son el UBVRI, desarrollado por Johnson y Morgan en 1953 y el Coussin, del año 1973: ambos son de banda estrecha. Las siglas UBVRI corresponden al color de los diferentes filtros y a la luz estelar que filtran: Ultraviolet (ultravioleta), Blue (azul, Banda B), Visual (verde, Banda V), Red (rojo, Banda R), etc.
El éxito del sistema es que los diferentes filtros están centrados en unas muy determinadas longitudes de onda. De esta manera el U presenta su máximo en los 350 nm, el B en 430 nm, el V en los 550 nm, el R en 700 nm y el I en 900 nm. Las modernas técnicas en la fabricación de fotómetros fotoeléctricos, y más recientemente el chip CCD (fotometría CCD), ha permitido ampliarse con más filtros (JKLMN) que se sitúan más hacía el infrarrojo.
Dado que los filtros han de ser de un tipo especial, con la idea de filtrar las diferentes longitudes de onda de un modo idéntico, se pueden elaborar en cualquier observatorio utilizando los diferentes filtros comerciales existentes en el mercado. Se presenta a continuación el modo de conseguirlos: por ejemplo, el filtro B se puede obtener utilizando los filtros GG385 y al BG12, de tal modo que su espesor final sea igual a 3 mm.

Para comenzar mi blog quiero analizar lo que pasó durante el año con ésta materia respecto a mi persona.
Al prncipio parecía que iba a ser una materia más, con trabajos deinvestigación, analisis, ejercicios, temarios para completar, etc; pero con el correr del año se fue poniendo cada vez más interesante y al incorporar las precentaciones de powerpoint, internet y la computadora en general a esta materia lo hizo a todo mas dinámico, más divertido y como era novedoso capto mi atención y aprendi mucho más de lo que esperaba.
a lo mejor me gusto porque física es una materia con la cual me siento comoda y me engancho en sus estudios.