Conceptos Fundamentales de Astronomía: Telescopios, Estrellas y Medición del Cosmos

Tipos de Telescopios

• Refractores (lentes) - Galileo, 1609
• Reflectores (espejos) - Newton, 1670; Cassegrain, 1671
• Catadióptricos (espejos y lentes) - Schmidt, 1930

Aportes de Galileo Galilei

Observaciones clave realizadas por Galileo:

• Detalles de la superficie lunar.
• Las fases de Venus.
• Aspecto detallado de Marte.
• Los 4 mayores satélites de Júpiter (lunas galileanas).
• Evidencia de la rotación solar (manchas solares).
• Resolución de la Vía Láctea en estrellas individuales.
• Observación de la apariencia peculiar de Saturno (anillos no resueltos).

Aberraciones Ópticas (Deficiencias en las Imágenes)

1. Aberración Esférica: Provoca imágenes borrosas. Se corrige diseñando ópticas asféricas o utilizando sistemas correctores; se minimiza enfocando cuidadosamente.
2. Aberración Cromática (colores): Produce imágenes con halos de colores alrededor de los objetos brillantes, ya que la lente enfoca diferentes colores en puntos ligeramente distintos. Se mejora utilizando lentes acromáticas o apocromáticas (combinaciones de lentes correctoras).

Propiedades de los Telescopios

• Aumento (A): Número de veces que la imagen observada a través del telescopio aparece ampliada en comparación con la visión a simple vista.
• Poder Separador (P): Capacidad de un telescopio para distinguir o separar dos fuentes luminosas (como estrellas) que están muy próximas entre sí. Depende del diámetro del objetivo y la longitud de onda observada.
• d: Diámetro del objetivo (lente o espejo principal).
• λ: Longitud de onda de los rayos luminosos observados.

El Calendario

Conjunto de normas adoptadas para intentar hacer coincidir la duración del año civil con la del año trópico.

• Año Civil: Generalmente 365 días (366 en años bisiestos).
• Año Trópico: Tiempo transcurrido entre dos pasajes consecutivos del Sol por el Punto Aries (equinoccio vernal). Mide aproximadamente 365 días, 5 horas, 48 minutos y 46 segundos (365.2422 días). Es la base para las estaciones.

Unidades de Tiempo Astronómicas Fundamentales

• AÑO: Basado en el movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol (generalmente referido al año trópico para fines civiles y estacionales).
• MES: Originalmente basado en el mes sinódico lunar (ciclo de las fases lunares), que dura aproximadamente 29.5 días.
• SEMANA: Intervalo de aproximadamente 7 días, cercano a un cuarto del ciclo lunar (intervalo entre fases principales: nueva, creciente, llena, menguante).
• Origen de los nombres de los días:
  • Lunes: Luna
  • Martes: Marte
  • Miércoles: Mercurio
  • Jueves: Júpiter
  • Viernes: Venus
  • Sábado: Saturno
  • Domingo: Sol (del latín Dominicus dies, día del Señor, o del inglés Sunday, día del Sol)
• DÍA: Basado en el movimiento de rotación de la Tierra sobre su eje. El día sidéreo (respecto a las estrellas) dura aproximadamente 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. El día solar medio (base del tiempo civil) dura 24 horas.

Reformas del Calendario

Reforma Juliana (Julio César, 46 a.C.)

Estableció un año de 365 días con doce meses de 30 o 31 días, excepto febrero con 28 días. Introdujo el año bisiesto (añadiendo un día a febrero) cada cuatro años para compensar las aproximadamente 6 horas extras del año trópico.

Reforma Gregoriana (Papa Gregorio XIII, 1582)

Corrigió el desfase acumulado por el calendario juliano (que era ligeramente más largo que el año trópico). Se eliminaron 10 días del calendario (del 5 al 14 de octubre de 1582) y se ajustó la regla de los años bisiestos (no son bisiestos los años múltiplos de 100, a menos que también sean múltiplos de 400).

Fechas Móviles

Algunas festividades, como Semana Santa y Carnaval, no tienen fecha fija. El cálculo de la Semana Santa se basa en el equinoccio de primavera y la luna llena: El Domingo de Pascua es el domingo siguiente a la primera luna llena que ocurre en o después del equinoccio de primavera (aproximadamente el 21 de marzo). El Carnaval se celebra tradicionalmente en las semanas previas a la Cuaresma (que comienza el Miércoles de Ceniza, 40 días antes de Pascua sin contar los domingos).

Unidades de Distancia Astronómica

• Distancias cortas (dentro del Sistema Solar): Se usan kilómetros (km) y la Unidad Astronómica (UA). 1 UA es la distancia media entre la Tierra y el Sol (aproximadamente 150 millones de km).
• Distancias largas (estrellas, galaxias): Se usan el Año Luz (AL) y el Pársec (pc).

Definiciones

• AÑO LUZ (AL): Distancia que recorre la luz en el vacío durante un año terrestre. Equivale aproximadamente a 9.46 billones de kilómetros (9.46 x 10¹² km).
• PÁRSEC (pc): Unidad de distancia definida en base al paralaje estelar. Es la distancia a la que un objeto tendría un ángulo de paralaje de un segundo de arco.

Conversiones:

• 1 pc ≈ 3.26 AL
• 1 AL ≈ 0.3066 pc

Magnitud Estelar

Magnitud Absoluta (M)

Es una medida intrínseca del brillo de una estrella. Se define como la magnitud aparente que tendría la estrella si estuviera situada a una distancia estándar de 10 pársecs (pc). Permite comparar el brillo real de las estrellas independientemente de su distancia.

Ejemplo: La Magnitud Absoluta del Sol (M_☉) es aproximadamente +4.83.

Conceptos de Ondas Electromagnéticas

• Frecuencia (ν): Número de ciclos u oscilaciones de una onda por segundo. Se mide en Hertz (Hz) (1 Hz = 1 ciclo/segundo).
• Longitud de onda (λ): Distancia espacial entre dos puntos correspondientes de ciclos consecutivos de una onda (por ejemplo, entre dos crestas).
• Espectro Electromagnético: Rango completo de todas las posibles radiaciones electromagnéticas, ordenadas por longitud de onda o frecuencia (incluye ondas de radio, microondas, infrarrojo, luz visible, ultravioleta, rayos X, rayos gamma).
• Ventanas Atmosféricas: Rangos específicos del espectro electromagnético (como la luz visible y ciertas ondas de radio) que pueden atravesar la atmósfera terrestre y llegar a la superficie. La observación en otras longitudes de onda requiere telescopios espaciales.

Origen de una Estrella

1. Condensación: Una vasta y fría nube de polvo interestelar y gas (nebulosa) comienza a colapsar bajo su propia gravedad.
2. Contracción y Formación de la Protoestrella: La gravedad hace que la nube se contraiga, gire más rápido y se caliente, formando una protoestrella densa y caliente en su centro.
3. Ignición Nuclear: Al continuar la contracción, la temperatura y la presión en el núcleo de la protoestrella alcanzan niveles críticos (millones de grados) necesarios para iniciar la fusión nuclear (principalmente la fusión de hidrógeno en helio).
4. Nacimiento de la Estrella: La energía liberada por la fusión nuclear genera una presión hacia afuera que equilibra la fuerza de gravedad. La protoestrella se convierte en una estrella estable en la secuencia principal, irradiando enormes cantidades de energía.

Evolución Estelar (Destino Final)

El camino evolutivo de una estrella depende fundamentalmente de su masa inicial:

• Estrellas de baja masa (como el Sol, hasta aproximadamente 1.4 masas solares después de perder masa): Se expanden convirtiéndose en una Gigante Roja → Expulsan sus capas exteriores formando una Nebulosa Planetaria → El núcleo remanente se convierte en una Enana Blanca.
• Estrellas de masa intermedia/alta (aproximadamente entre 1.4 y 3 masas solares como remanente final): Evolucionan a Supergigante Roja → Explotan violentamente como una Supernova → El núcleo colapsado forma una Estrella de Neutrones (que puede ser observada como un Púlsar si rota rápidamente y emite haces de radiación).
• Estrellas muy masivas (con remanentes finales de más de ~3 masas solares): Evolucionan a Supergigante Roja/Azul → Explotan como Supernova (o colapsan directamente) → El núcleo colapsa de forma imparable formando un Agujero Negro.

El Sol (Nuestra Estrella)

Estructura Interna

• Núcleo: La región central donde ocurre la fusión nuclear.
• Zona Radiativa: La energía se transporta hacia afuera mediante fotones.
• Zona Convectiva: La energía se transporta mediante corrientes de plasma caliente ascendente y frío descendente.

Superficie Visible (Fotosfera)

• Manchas Solares: Zonas más frías y oscuras asociadas a fuerte actividad magnética.
• Fáculas: Zonas más brillantes y calientes, a menudo cerca de las manchas.
• Granulación: Patrón celular causado por las corrientes de convección que llegan a la superficie.

Atmósfera Solar

• Cromosfera: Capa rojiza visible durante los eclipses, por encima de la fotosfera.
• Corona: La capa más externa, extremadamente caliente y tenue, visible como un halo durante los eclipses totales. Es la fuente del viento solar (flujo de partículas cargadas que se expande por el Sistema Solar).