Aprende los términos astronómicos

Quásar

Los Quásars son una clase de galaxias activas muy lejanas observadas por primera vez a finales de los años 1950 mediante radiotelescopios. La fuente de las ondas de radio coincidía con la de un objeto que en luz visible parecía una estrella; de ahí su nombre, apócope de quasi-stellar radio source (radiofuente casi estelar). Pero el estudio de su espectro reveló que son objetos extragalácticos a miles de millones de años-luz de distancia, los más lejanos que se conocen.

Los Quásares son los objetos más brillantes del Universo. Se descubrieron como objetos puntuales que parecían estrellas (de ahí el nombre de objetos cuasi-estelares o “Quásares”), pero que emiten en radio. Fue una sorpresa encontrar que sus velocidades eran muy grandes, indicando que están a grandes distancias  El primer quásar descubierto llamado 3C-273, tiene una velocidad de 45.000 km/s, por lo que sería muy muy lejano. Imágenes profundas de varios Quásares muestran una nube débil alrededor. ¡Ahora sabemos que son galaxias a distancias de miles de mega parsecs de acuerdo a la Ley de Hubble, y que por lo tanto son fuentes increíblemente brillantes! ¿Qué puede producir tanta energía para ser vistos desde tan lejos?

Resumiendo sus propiedades distintivas, los Quásares tienen luminosidades muy altas, emisión de energía no estelar (no son la suma del brillo de billones de estrellas como las galaxias), son altamente variables en brillo, tienen jets y emisión de lóbulos de radio, además de espectros peculiares que indican velocidades muy altas. Los Quásares son núcleos de galaxias que contienen un Agujero Negro Supermasivo (también llamados Núcleos Galácticos Activos, AGN), ya que esos Agujeros Negros son la única manera de producir tanta energía (desde rayos X hasta infrarrojo y radio) en un volumen tan pequeño.

El mecanismo para producir tanta energía es complejo e involucra el material que gira frenéticamente alrededor del Agujero Negro Central de una galaxia. El Agujero Negro puede capturar parte del material circundante. Cuando el gas se acerca al Agujero Negro, se calienta rápidamente, alcanzando temperaturas de cien mil o hasta un millón de grados. Ese gas tan caliente libera grandes cantidades de energía en forma de radiación UV y rayos X. Esta radiación a su vez calienta el gas circundante, que brilla en el óptico. Al mismo tiempo, ondas de radio son emitidas por los movimientos de partículas cargadas en campos magnéticos aceleradas en movimiento helicoidal lo largo de los jets (chorros). El campo magnético del disco circundante canaliza material hacia el jet. En radio se observa una fuente central compacta e intensa, los jets, y unos lóbulos de radio extendidos y difusos. Todo esto resulta en un objeto extremadamente energético, capaz de ser visto desde lugares muy distantes en el Universo.

Los Quásares continúan escondiendo varios misterios y las preguntas que los científicos tratan de contestar ahora son muy variadas.

¿Todas las galaxias tuvieron una fase de quásar en el pasado que ahora se apagó?

¿Todas las galaxias poseen agujeros negros supermasivos?

¿Qué se forma primero: el agujero negro o la galaxia madre?

¿Cómo se forman los agujeros negros supermasivos?

Constante de Plank
Constante de Plank

La constante de Planck es una constante física que desempeña un papel central en la teoría de la mecánica cuántica y recibe su nombre de su descubridor, el físico y matemático alemán Max Planck, uno de los padres de dicha teoría. Denotada como h {\displaystyle h} , es la constante que frecuentemente se define como el cuanto elemental de acción. Planck la denominaría precisamente «cuanto de acción» (en alemán, Wirkungsquantum), debido a que la cantidad denominada acción de un proceso físico (el producto de la energía implicada y el tiempo empleado) solo podía tomar valores discretos, es decir, múltiplos enteros de h.

Constantes Astronómicas
Constante de Boltzman
Constante de Boltzman

La constante de Boltzmann (k o kB) es la constante física que relaciona temperatura absoluta y energía. Se llama así en honor del físico austriaco Ludwig Boltzmann, quien hizo importantes contribuciones a la teoría de la mecánica estadística, en cuyas ecuaciones fundamentales esta constante desempeña un papel central. Su valor es un número fijo sin incertidumbre (26th CGPM de noviembre de 2018, en vigor desde el 20 de mayo de 2019)

Constantes Astronómicas
La Velocidad de la Luz, c
La Velocidad de la Luz, c

La velocidad de la luz en el vacío es una constante universal con el valor de 299 792 458 m/s (186 282,397 mi/s), ​aunque suele aproximarse a 3·108 m/s. Se simboliza con la letra c, proveniente del latín celéritās (en español, celeridad o rapidez). El valor de la velocidad de la luz en el vacío fue incluido oficialmente en el Sistema Internacional de Unidades como constante el 21 de octubre de 1983, pasando así el metro a ser una unidad derivada de esta constante. También se emplea en la definición del año luz, unidad de longitud equivalente a 9,46·1015 m, ya que la velocidad de la luz también se puede expresar como 9,46·1015 m/año.

Constantes Astronómicas
Galileo Galilei
Galileo Galilei

Galileo Galilei (Pisa, Toscana; 15 de febrero de 1564​-Arcetri, Toscana; 8 de enero de 1642)​ fue un astrónomo, ingeniero,​ filósofo, matemático y físico italiano, relacionado estrechamente con la revolución científica. Eminente hombre del Renacimiento, mostró interés por casi todas las ciencias y artes (música, literatura, pintura). Sus logros incluyen la mejora del telescopio, gran variedad de observaciones astronómicas, la primera ley del movimiento y un apoyo determinante a la «Revolución de Copérnico». Ha sido considerado como el «padre de la astronomía moderna», el «padre de la física moderna» y el «padre de la ciencia».

Historia
Johannes Kepler
Johannes Kepler

Johannes Kepler (Weil der Stadt, 27 de diciembre de 1571-Ratisbona, 15 de noviembre de 1630), figura clave en la revolución científica, fue un astrónomo y matemático alemán; conocido fundamentalmente por sus leyes sobre el movimiento de los planetas en su órbita alrededor del Sol. Fue colaborador de Tycho Brahe, a quien sustituyó como matemático imperial de Rodolfo II.

Historia
Telescopio Reflector
Telescopio Reflector

El telescopio reflectorrecogela luz mediante espejos. Consiste en una superficie colectora espejada que redirige la luz a otros espejos de menor diámetro, hasta el plano focal. Losespejos permiten la construcción de telescopios de 8 metros para espejos de una sola pieza y la solución adoptada en telescopios mayores consiste en combinar un conjunto de segmentos que simulan una superficie de gran tamaño, como el ELT de la ESO en Armazones o el GMT en Las Campanas, ambos en Chile. La mayoría de estos telescopios constan de dos espejos: el primario y el secundario que, según su forma y disposición, determinan el sub-tipo de telescopio reflector. Los más extendidos son los diseños de tipo Newton, Gregory y Cassegrain.

Instrumentación
Telescopio Refractor
Telescopio Refractor

El telescopio refractor recogela luz mediante lentes. Usa la capacidad de refracción de la luz, que es el cambio de dirección que experimenta una onda electromagnética (luz) al pasar de un medio a otro medio con distinto índice refractivo. Fue el primer tipo de telescopio que se usó, como el telescopio que Galileo. Su diámetro máximo está limitado por razones técnicas: no es posible elaborar vidrios de calidad homogénea mayores a un metro de diámetro y los lentes grandes son pesadas y difíciles de maniobrar, además, presentan aberración cromática debido a que los diferentes colores o longitudes de onda que inciden en el lente, toman distintos caminos al pasar de un medio a otro (Ley de Snell).

Instrumentación
Ley De Hubble
Ley De Hubble

Propuesta por Edwin Hubble en 1929, establece que la velocidad de recesión v de un objeto muy distante, fuera del Grupo Local de galaxias, es directamente proporcional a su distancia D. La constante de proporcionalidad se conoce como la Constante de Hubble HO. v = HOD. Esta ley es consecuencia de un Universo en expansión isotrópica.

Leyes Físicas
Tercera Ley De Kepler
Tercera Ley De Kepler

Publicada por Johannes Kepler en 1619, llamada también Ley Armónica, dice que el cuadrado de los periodos siderales (P) de dos planetas son proporcionales al cubo de sus distancias medias al Sol (a). P2 = a3. Esta ley permitió calcular la distancia de los planetas al Sol en base a las mediciones de sus períodos y es válida para cualquier objeto orbitando a otro.

Leyes Físicas
Magnitud Bolométrica
Magnitud Bolométrica

Es la suma total de la emisión de una estrella o cuerpo celeste en todas las longitudes de onda que esta pueda emitir.

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