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Estrellas

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Estrellas

Mensaje por Talisman el Sáb Abr 30, 2011 11:00 pm



Estrellas

Una
estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten
radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones
nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol
es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar
fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las
estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus
cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas
visibles a simple vista desde la Tierra
se ha calculado en un total de 8.000, de las cuales 4.000 están en el hemisferio
norte del cielo y 4.000 en el hemisferio sur. En cualquier momento durante la
noche, en ambos hemisferios sólo son visibles unas 2.000 estrellas. A las demás
las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida
luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la
Vía Láctea, la galaxia
a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez,
la Vía Láctea sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias visibles
mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales visibles
en el cielo son las que están más cerca del sistema solar
en la Vía Láctea.
La estrella más cercana
a nuestro sistema solar es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella
triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetro de la
Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos
para expresar la distancia, este sistema de estrella triple está a unos 4,29
años luz; la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y
tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.

Descripción física


El Sol es una estrella
típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera saturada
de gases calientes y por encima de ellas una corona más difusa y una corriente
de partículas denominada viento solar (estelar). Las áreas más frías de la fotosfera,
que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras
estrellas comunes; su existencia en algunas grandes estrellas próximas se ha
deducido mediante interferometría. La estructura interna del Sol y de otras
estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican
corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta
alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares. Las estrellas
se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos
más pesados.
Las estrellas más grandes
que se conocen son “supergigantes”, con diámetros 400 veces mayores
que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como “enanas blancas”
pueden tener diámetros de sólo una centésima del diámetro del Sol. Sin embargo,
las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa 40 veces mayor
que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su
pequeño tamaño. Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la
del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar
reacciones nucleares, denominadas enanas. Un objeto que puede ser de este tipo
(una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se
han detectado otros.
El brillo de las estrellas
se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser
hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas
1.000 veces menos brillantes.

Catálogos de estrellas



Excepto las relativamente
pocas estrellas visibles a simple vista, a las estrellas se las denomina mediante
números de acuerdo con los atlas y catálogos de estrellas realizados por los
observatorios astronómicos. El primer catálogo de estrellas fue obra del astrónomo
griego Tolomeo en el siglo II d.C. Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres
y las posiciones de 1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer
publicó en Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de estrellas
mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y la constelación,
o configuración celeste, donde aparece la estrella.
En el siglo XVIII, el
astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en el que las estrellas
eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las diferenciaba con
números en vez de letras. Este atlas contenía la situación de unas 3.000 estrellas.
El primer catálogo de estrellas moderno, realizado en 1862 por el Observatorio
de Bonn, en Alemania, contiene la situación de más de 300.000 estrellas.
En 1887 un comité internacional
comenzó a trabajar en un catálogo detallado de estrellas. Fue realizado a partir
de fotografías tomadas por unos 20 observatorios, incluyendo 21.600 placas individuales,
que muestran de 8 a 10 millones de estrellas.
Los catálogos de estrellas
modernos no son libros, sino copias de placas fotográficas de cristal tomadas
con telescopios de gran alcance. El primer informe importante de este tipo se
completó a mediados de los años cincuenta, utilizando el telescopio Schmidt
de 1,22 m en Monte Palomar (Estados Unidos). Cada placa cubre una región del
cielo de 6° por 6°, y 1.035 mapas cubren todo el cielo visible desde este lugar.
El conjunto de mapas correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando
telescopios Schmidt en Australia y Chile.

Estrellas dobles

Más de la mitad de las
estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas
o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles o binarias cercanas
aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la
mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos. Las estrellas
dobles están compuestas por dos estrellas próximas y que giran en una órbita
alrededor de su centro de masa común. Estas estrellas dobles fueron descritas
por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel.
Las binarias espectroscópicas,
identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio
del telescopio, pero se pueden reconocer duplicando o ensanchando las líneas
del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes
se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de
la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la
estrella que avanza se desplazan hacia el violeta.
Otro tipo de estrella
doble es la llamada variable eclipsante. Las estrellas de este tipo están formadas
por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista desde la Tierra, cuando
la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a la más brillante, la intensidad
de la luz que llega desde la estrella oscila con regularidad.
Las investigaciones han
demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles con telescopio de moderado
tamaño es una estrella doble. Miles de binarias visuales y muchos cientos de
binarias espectroscópicas han sido estudiadas con gran detenimiento. Estas estrellas
son la fuente principal de información sobre las masas estelares.

Estrellas variables

Es probable que todas
las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta periodicidad.
Estas variaciones apenas son mensurables. Sin embargo, algunas estrellas cambian
mucho de brillo y se les denomina estrellas variables. Hay muchos tipos. Algunas
repiten los ciclos con una precisión casi de reloj; otras son muy irregulares.
Algunas necesitan sólo horas o días para volver a un brillo determinado, otras
necesitan años. El brillo de estas estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible
o de forma violenta.
Las variables más espectaculares
son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta 200.000
veces más que el Sol perdiendo quizá una centésima o una milésima del 1% de
la masa del Sol a velocidades por encima de los 960 km/s. Algunas novas repiten
este proceso cada cierto tiempo hasta que pierden demasiada masa para continuar.

Aunque las supernovas
tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico y no periódico.
Representan la explosión real de una estrella que a veces brilla durante unos
pocos días unos 100.000 millones de veces más que el brillo real del Sol antes
de desvanecerse del todo. Dejan tras de sí restos que se expanden y se contemplan
como nubes brillantes de gas o nebulosas. Un ejemplo de esto es la nebulosa
del Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra como supernova en 1054.
A veces también queda un púlsar como vestigio en el centro de los restos. Las
novas se presentan con frecuencia en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de
las que se observan cada año, pero las supernovas son mucho más raras. La supernova
más reciente de la Vía Láctea apareció en 1604, aunque hubo una en una galaxia
cercana que en 1987 llamó mucho la atención.
Muchas estrellas variables
cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se contraen de forma
parecida a un globo. Un tipo importante, llamadas variables cefeidas (por Delta
Cefei, de la constelación Cefeo), repiten sus ciclos de brillo con bastante
exactitud. Sus periodos oscilan de un día a cientos de días, siendo todos cientos
de veces más luminosos que el Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una variable
cefeida, mayor será el brillo medio de la estrella. Esta relación entre el periodo
y la luminosidad, descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt,
ha resultado inestimable para medir distancias estelares, en particular las
de las galaxias cercanas. Para medir una distancia sólo se necesita observar
el brillo medio aparente de una cefeida. Las novas y especialmente las supernovas
también son medidas de distancia importantes porque su increíble brillantez
en su luz máxima hace que se las pueda observar a distancias enormes.
Las estrellas variables
son de un interés extraordinario porque su variación suele producirse por alguna
peculiaridad de su estructura interna que desarrolla con el tiempo. De este
modo, las estrellas variables pueden aportar información sobre la evolución
estelar. Por ejemplo, las supernovas han consumido su combustible nuclear y
deben expulsar materia porque se hacen inestables cuando sufren un colapso gravitacional.

La variable eclipsante,
mencionada en la sección anterior, cambia más por causas externas que por causas
internas. Es típica la estrella Algol, en la constelación Perseo. Algol es una
estrella doble formada por una componente brillante y otra más pálida que giran
una alrededor de la otra en un plano casi en la línea de visión desde la Tierra.
Cuando la componente más oscura eclipsa a la más brillante, el brillo aparente
del par cae de modo abrupto; una disminución semejante pero menos marcada se
da cuando la componente más brillante eclipsa a la más oscura. Los astrónomos
han observado miles de variables eclipsantes, valiosas para medir las masas
estelares.

Evolución


Las teorías sobre la
evolución estelar se basan fundamentalmente en pruebas obtenidas de estudios
de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones realizadas
han demostrado que muchas de las estrellas conocidas se pueden clasificar en
una secuencia regular en la que las estrellas más brillantes son las más calientes
y las más pequeñas, las más frías. Esta serie de estrellas aparece como una
banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad
desarrollado por el astrónomo holandés Ejnar Hertzsprung y el astrónomo estadounidense
Henry Norris Russell y conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos
de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen las estrellas gigantes y enanas
antes mencionadas.
Una estrella comienza
su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción de este
gas y el consiguiente aumento de temperatura continúa hasta que la temperatura
interior de la estrella alcanza un valor de 1.000.000 ° C. En este punto tienen
lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos
de hidrógeno se combinan con los deuterones (núcleos de los llamados átomos
de hidrógeno pesado) para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes
cantidades de energía y se detiene la nueva contracción de la estrella.
Cuando finaliza la liberación
de energía de la reacción deuterón-núcleo de hidrógeno, la contracción comienza
de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar hasta que alcanza
un punto en el que se puede dar una reacción entre el hidrógeno y el litio y
otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera
energía y la contracción se detiene. Cuando el litio y otros materiales ligeros
se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final
del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas
muy altas merced a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción
termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas mencionada
antes y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay. La estrella
se hincha gradualmente y se convierte en una gigante roja. Alcanza su mayor
tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si continúa
brillando, la temperatura del centro debe subir lo suficiente como para producir
la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella
se haga mucho más pequeña y más densa. Cuando ha gastado todas las posibles
fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana
blanca. Esta etapa final puede estar marcada por las explosiones estelares conocidas
como novas. Cuando una estrella se despoja de su cubierta exterior por explosión
como una nova o una supernova, devuelve al medio interestelar elementos más
pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones
futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán por tanto
su vida con un surtido más rico de elementos más pesados que las anteriores
generaciones de estrellas. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores
de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas
viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes
de onda.
Las estrellas con una
masa muchas veces mayor que la del Sol recorren su ciclo de evolución con rapidez
según los patrones astronómicos, quizá un lapso de unos pocos millones de años
desde su nacimiento a la explosión de una supernova. Los restos de la estrella
pueden ser una estrella de neutrones. Sin embargo, existe un límite para el
tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven
obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero
negro, del que no puede escapar ninguna radiación. Estrellas típicas como
el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino
final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar
de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas
negras. Para la discusión de los procesos nucleares de la evolución estelar.

El nacimiento de las
estrellas está íntimamente conectado con la presencia de granos de polvo y moléculas,
como en la nebulosa Orión en nuestra galaxia. Aquí, el hidrógeno molecular (H2)
está condensado a altas densidades y temperaturas, y sus moléculas están disociadas.
Entonces, el hidrógeno atómico vuelve a derrumbarse y forma un denso núcleo
estelar que atrae gravitacionalmente el material circundante. El caliente núcleo
disipa la nube de polvo de las moléculas sobrecargadas y surge la nueva estrella.
Un posterior calentamiento gravitacional aumenta la temperatura hasta que se
pueden dar procesos nucleares. Las estrellas nacen, por lo general, en pequeños
grupos en un extremo de una gran nube molecular. Sucesivas generaciones de estrellas
se consumen cada vez más en el extremo de la nube, dejando un rastro de estrellas
de edad creciente.
Se ha observado el nacimiento
de estrellas en fotografías tomadas en una región del cielo durante un periodo
de años. Modernas técnicas de ultravioletas, infrarrojos y radioastronomía han
fijado con precisión otros lugares de formación de estrellas y han detectado
signos de los procesos actuales que se están llevando a cabo.
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Por primera vez, captan la imagen de una estrella devorando un planeta

Mensaje por Talisman el Dom Mayo 01, 2011 11:18 pm



Por primera vez, captan la imagen de una estrella devorando un planeta

La Agencia Espacial norteamericana (NASA) logró captar por primera vez una imagen en la que se puede ver cómo un planeta es capturado por una estrella.

En la imagen captada por el telescopio espacial Hubble puede verse al planeta más caliente conocido de nuestra galaxia cuando es capturado por el astro.

Se trata del WASP-12b, el cual se encuentra tan cerca de su estrella, que completa una órbita alrededor de él en sólo 1,1 días. Su temperatura es de unos 1.500 grados Celsius y es de forma alargada.


"El planeta tiene tal vez otros diez millones de años por delante antes de ser devorado por completo", informó hoy el Instituto de Ciencias Espaciales Telescópicas en Baltimore, estado de Maryland.

"Vemos una enorme nube de materia alrededor del planeta, que está desprendiéndose y pronto será capturada por la estrella", dijo la directora del equipo Carole Haswell de la Universidad Abierta de Reino Unido.

En el exoplaneta hay sustancias químicas que nunca antes habían sido detectadas en un planeta fuera del Sistema Solar al que pertenece la Tierra.

La estrella WASP-12 se encuentra a unos 600 años-luz de la Tierra en la constelación boreal Auriga.

El estudio fue publicado en la revista especializada " The Astrophysical Journal Letters".

20 de Mayo de 2010 15:22
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Asombroso: Descubren una estrella llena de agua

Mensaje por Talisman el Lun Mayo 02, 2011 12:08 am



Asombroso: Descubren una estrella llena de agua

Un equipo internacional de astrofísicos descubrió la primer estrella con vapor de agua en su interior. El vapor está a una temperatura de 700 grados centígrados.

| 02/09/2010 | 15:03

CIUDAD DE BUENOS AIRES (Urgente24) - Con ayuda del telescopio espacial Herschel de la ESA, un equipo internacional de astrofísicos ha descubierto la primera gigante roja rica en carbono con vapor de agua en su atmósfera. Se denomina CW Leonis, se encuentra en la constelación de Leo, a 500 años luz de la Tierra, y con un radio de 500 soles es el objeto extrasolar más brillante del cielo en el infrarrojo. Los detalles se publican hoy en la revista Nature.

CW Leonis pertenece a un tipo de estrellas evolucionadas que ha agotado la mayor parte del combustible en su núcleo, alcanzan enormes tamaños y tienen típicamente un color rojizo, por lo que se conocen como gigantes rojas. El Sol alcanzará esta fase de gigante roja dentro de unos 5.000 millones de años llegando a expandirse hasta engullir a todos los planetas con órbitas más internas que Júpiter.

En concreto, los investigadores han detectado vapor de agua caliente, con una temperatura en torno a los 700 grados centígrados, en las regiones cercanas a la superficie de la estrella gigante roja CW Leo. Según explica el español Marcelino Agúndez, coautor del descubrimiento, "en estas regiones la presencia de agua no es algo esperable debido a que la estrella posee un carácter rico en carbono en donde moléculas con oxígeno como el agua deberían poseer una abundancia despreciable".

Para explicar la inesperada detección de vapor de agua caliente se han desarrollado varias hipótesis. La principal es que la estructura de la nube de gas y polvo que envuelve a la estrella gigante roja central permite la penetración de radiación ultravioleta, proveniente del medio interestelar local, hasta las regiones más cercanas a la estrella, promoviendo la formación de vapor de agua mediante diversas reacciones químicas.
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Una de cada cuatro estrellas tiene planetas como la Tierra

Mensaje por Talisman el Lun Mayo 02, 2011 12:38 am



Una de cada cuatro estrellas tiene planetas como la Tierra

Es la conclusión a la que ha llegado un equipo de astrónomos de la Universidad de California, en Berkeley, tras estudiar 166 estrellas de tipo G (como el Sol) y tipo K (estrellas naranja menos masivas que nuestro Sol), a menos de 80 años luz de distancia de nuestro planeta.

| 29/10/2010 | 15:48

Una de cada cuatro estrellas podría tener planetas del tamaño de la Tierra. Es la conclusión a la que ha llegado un equipo de astrónomos de la Universidad de California, en Berkeley, tras estudiar 166 estrellas de tipo G (como el Sol) y tipo K (estrellas naranja menos masivas que nuestro Sol), a menos de 80 años luz de distancia de nuestro planeta, con ayuda de los telescopios Keck de Hawaii. En total han encontrado 22 estrellas con planetas detectables.

“Si tomamos 100 estrellas típicas similares al Sol, sólo una o dos tienen planetas del tamaño de Júpiter, seis tienen planetas como Neptuno y 12 tendría super-Tierras, es decir, con una masa de 3 a 10 veces superior a la de nuestro planeta”, explica Andrew Howard, coautor del estudio. En cuanto a planetas de tamaño similar a la Tierra, predicen que hay 23 por cada 100 estrellas.

“Lo que esto significa”, añade Howard, “es que si la NASA desarrolla nuevas técnicas durante la próxima década para encontrar planetas similares al nuestro no tendrá que buscar muy lejos”. El siguiente paso es averiguar cuántos de estos planetas podrían albergar vida, para lo que es necesario calcular si se encuentran en la zona habitable, es decir, a una distancia de la estrella ni demasiado caliente ni demasiado fría para que exista agua líquida.

"Uno de los objetivos de la astronomía es encontrar el valor de la la 'eta-Tierra' (ηTierra), es decir, el porcentaje de estrellas como el Sol que tienen una Tierra", apunta Howard. "Esta es una primera estimación, y puede que el número real sea una de cada ocho en lugar de una de cada cuatro. Pero no es una de cada 100, y eso ya es una gran noticia", asegura.
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