El planeta errante que vaga por el espacio sin su estrella  

Hace pocos días, los científicos descubrieron una “súper tierra”, muy parecida a la nuestra, que podría albergar vida. Y ahora, en un Espacio que no para de dar sorpresas, encontraron un raro planeta que vaga por el Universo sin pertenecer, aparentemente, a ningún sistema y sin girar alrededor de ninguna estrella. Por ahora, esta “esfera loca” anda perdida a más de 100 años luz de distancia de nuestro Sistema Solar

Un equipo internacional de astrónomos acaba de detectar un cuerpo que probablemente sea un planeta errante vagando por el espacio sin estrella anfitriona. Y según señalan los expertos del Observatorio Austral Europeo (ESO) desde su sede central en la ciudad de Garching, en el sur de Alemania, la relativa proximidad de este objeto al Sistema Solar -a una distancia de unos 100 años luz- y la ausencia de una estrella brillante muy cerca, permitió estudiar con gran detalle su atmósfera con el telescopio de largo alcance (VLT, por sus siglas en inglés) del observatorio de Cerro Paranal, en Chile.
Según Philippe Delorme, del Instituto de Planetología y Astrofísica de Grenoble e investigador principal del estudio, “buscar planetas alrededor de sus estrellas es similar a estudiar una mosca sentada a un centímetro de un distante y potente faro de coche”.
“Este objeto errante cercano -agregó- nos da la oportunidad de estudiar la mosca con detalle sin la deslumbrante luz del faro estorbándonos”.

EL DESTINO DE LOS PLANETAS ERRANTES

Los científicos estiman que los objetos errantes se forman como planetas normales que han sido expulsados del sistema que los albergaba o como enanas marrones, estrellas “fallidas” que perdieron la masa necesaria para desencadenar las reacciones que hacen brillar a las estrellas.
“Estos objetos son importantes, ya que pueden ayudarnos tanto a comprender más sobre cómo pueden eyectarse planetas de sistemas planetarios, como así también a entender cómo objetos muy ligeros pueden resultar del proceso de formación de una estrella”, afirma Delorme.
Según el científico, “si este pequeño objeto es un planeta que ha sido eyectado de su sistema original, saca de la nada la asombrosa imagen de mundos huérfanos, a la deriva en el vacío del espacio”.
El objeto detectado por los astrónomos durante unas observaciones realizadas con el Telescopio Canadá Francia Hawai (CFHT), ubicado en el Observatorio de Mauna Kea, en Hawai (EEUU), parece formar parte de un grupo cercano de estrellas jóvenes conocido como “Asociación estelar de AB Doradus”.
El cuerpo errante, denominado CFBDSIR2149, es el primer objeto de masa planetaria aislado identificado en una asociación estelar, y su lazo con este grupo es la clave para deducir su edad.
Las estrellas de la asociación estelar de AB Doradus van a la deriva, juntas por el espacio, y se cree que se formaron al mismo tiempo.
La edad del planeta correspondería a la misma de la propia asociación estelar, es decir, entre 50 y 120 millones de años.
Si el objeto está asociado a este grupo en movimiento, es posible deducir, además de la edad, otras propiedades como su temperatura efectiva -unos 430 grados centígrados-, su masa -aproximadamente entre 4 y 7 veces la de Júpiter- y la composición de su atmósfera.
No obstante, si no hay relación entre este cuerpo errante y la asociación estelar de AB Doradus, resultará más complicado determinar su naturaleza y propiedades y es más probable que pueda calificarse de enana marrón.
“Es necesario seguir trabajando para confirmar si CFBSIR2149 es un planeta errante”, concluyó Delorme.
Según el científico, “este objeto podría usarse como banco de pruebas para comprender la física de cualquier exoplaneta similar que se descubra con los futuros sistemas especiales de imagen de alto contraste, incluyendo el instrumento Sphere , que se instalará en el VLT”.

EL MUNDO EN EL QUE SE PODRiA VIVIR

Otro equipo internacional de astrónomos, en tanto, descubrió un planeta con el doble de masa que la Tierra que podría ser adecuado para albergar vida, debido a su clima, a que orbita en torno a una estrella y a que forma parte de un sistema formado por seis planetas. El pequeño problema para los humanos, es que se encuentra a unos cuantos años luz de la Tierra.
El autor principal del trabajo, Mikko Tuomi, dijo que en un principio “se creía que el sistema tenía tres planetas en órbitas muy cercanas a su estrella y que podrían contener agua líquida”.
“Fuimos pioneros en nuevas técnicas de análisis de datos, incluyendo el uso de la longitud de onda como filtro para reducir la influencia de la actividad en la señal de la estrella, lo que incrementó significativamente la sensibilidad y permitió revelar los tres nuevos planetas alrededor del sol conocido como HD 40307”, explicó Tuomi.
Para los investigadores, de los tres nuevos planetas encontrados, el de mayor interés es el que tiene la órbita más externa a la estrella.
Tiene una masa siete veces mayor que la de la Tierra y su órbita está a una distancia similar a la órbita de la Tierra alrededor del Sol, por lo que recibe una cantidad similar de energía y, por tanto, tiene posibilidades de ser habitable.
Además, los astrónomos indicaron que se analiza que en esta verdadera “Súper-Tierra” haya agua líquida, y que tenga una atmósfera estable para soportar la vida.
Del mismo modo, apuntaron que “es probable que el planeta gire sobre su propio eje a medida que orbita alrededor de la estrella, creando un efecto diurno y nocturno del planeta”.
“No hay forma mejor de crear un entorno similar a la Tierra”, destacó Tuomi.
Aunque a principios de este año la nave espacial Kepler encontró un planeta con una órbita similar, los autores del trabajo, publicado en `Astronomy & Astrophysics`, dijeron que este nuevo planeta llamado Kepler 22d, se encuentra a 600 años luz de la Tierra, mientras que esta nueva “Súper-Tierra”, conocida como HD 40307g, está mucho más cercana, concretamente a 42 años luz de la Tierra.
“Descubrimientos como éste son realmente emocionantes, y estos sistemas serán blancos naturales para la próxima generación de grandes telescopios, tanto en tierra como en espacio “, dijo Tuomi.

Se descubre un agujero negro gigante que rompe las leyes del universo

Astrónomos detectaron un agujero negro donde cabrían 17 millones de estrellas como el Sol

Londres (EFE). Científicos europeos han descubierto un agujero negro súper masivo con una masa equivalente a 17.000 millones de soles, situado en el centro de una pequeña galaxia, informó hoy la revista científica “Nature”.

El agujero, detectado por un equipo del Instituto Max Planck para Astronomía (Heidelberg, oeste de Alemania), se encuentra en el centro de la galaxia NGC 1277, en la constelación de Perseo, a 220 millones de años luz.

“Es uno de los agujeros negros más grandes que se ha observado hasta ahora y cientos de veces mayor de lo que estimábamos para una galaxia de este tamaño”, afirmó el astrónomo holandés Remco van den Bosch, que lidera la investigación.

ROMPIENDO LAS REGLAS DEL COSMOS
Los científicos creen que la mayoría de las galaxias, incluida la Vía Láctea, albergan en su seno un agujero negro súper masivo, y hasta ahora han hallado alrededor de noventa candidatos que podrían serlo.

Según esta hipótesis, la masa de este tipo de agujeros negros representa alrededor del 0,1% de la masa total del bulbo estelar de su galaxia, o sea, del grupo central de estrellas que la conforma.

Sin embargo, la masa del agujero descubierto por Remco van den Bosch y su equipo supone el 14% de la masa total de su bulbo galáctico, 3 puntos más que el agujero más masivo descrito hasta ahora.

ES UNA AUTÉNTICA RAREZA
La diminuta galaxia, cuya masa es sólo una décima parte de nuestra Vía Láctea, “es una auténtica rareza” ya que “casi toda ella es un agujero negro y podría ser el primer objeto en un nuevo tipo de sistemas de galaxias-agujero negro”, señaló por su parte Karl Gebhardt de la Universidad de Texas (EE.UU.).

De hecho, el agujero descubierto es tan masivo que las estrellas que lo rodean se desplazan muy rápido y superan los 100 kilómetros por segundo (360.000 kilómetros por hora).

“La mayoría de estas estrellas están fuertemente influenciadas por la gravedad de su agujero negro, lo que hace que la galaxia sea muy compacta”, apuntó Van den Bosch, quien cree que este hallazgo “podría cambiar las teorías sobre cómo las galaxias se forman y evolucionan”.

Origen del Universo

Este video explica la teoría del big bang de manera muy interesante y entendible para todos. Existen diversas teorías de como sucedió aquel acontecimiento, el comienzo, el origen del universo pero, sin embargo una teoría la del big bang ha sido una de las mas acertadas y en este corto documental se encuentra, por así decirlo un resumen de tal suceso.

El director general del CERN desvela los resultados del Gran Colisionador de Hadrones

JESÚS CARRERAS El director general del Laboratorio Europeo de Física de Partículas (CERN), Rolf-Dieter Heuer, ofrece este jueves, 8 de noviembre, a las 19 horas en el Auditorio del Edificio Macroscopio del Parque de las Ciencias la conferencia "The Large Hadron Collider at CERN. Unveiling the Universe".

Esta actividad, en la que Heuer ofrecerá todos los detalles sobre los resultados que el Gran Colisionador de Hadrones obtuvo sobre el Bosón de Higos, está organizada por el Departamento de Física Teórica y del Cosmos de la Universidad de Granada, el Centro Andaluz de Física de Partículas Elementales (CAFPE) y el Parque de las Ciencias. La entrada es libre hasta completar aforo, y el acto, en inglés, contará con traducción simultánea.

El profesor Dr. Rolf-Dieter Heuer es el Director General del CERN desde 2009. De nacionalidad alemana, el Prof. Heuer estudió Física en la Universidad de Stuttgart y obtuvo el doctorado en la Universidad de Heidelberg en 1977. Ostenta una cátedra en la Universidad de Hamburgo desde 1998. Entre otros puestos, ha sido portavoz del experimento OPAL del CERN, y director de investigación del laboratorio alemán DESY (Deutsches Elektronen-Synchrotron).

El CERN (Laboratorio Europeo para la Física de Partículas) es uno de los centros de investigación científica de mayor prestigio del mundo. Su objetivo es comprender de qué está hecho el Universo y cómo funciona, esto es, cuáles son las leyes fundamentales de la Naturaleza. Para ello, los físicos del CERN usan grandes aceleradores y complejos detectores de partículas. Actualmente, el CERN está realizando experimentos con la máquina más sofisticada que el hombre haya construido: el Large Hadron Collider (Gran Colisionador de Hadrones).

Este acelerador de partículas permite explorar la estructura más íntima de la materia y reproducir las condiciones del Universo pocos instantes después del Big Bang. Este verano, el CERN anunció el descubrimiento en el Large Hadron Collider del bosón de Higgs, una partícula de gran importancia para los científicos y para nuestra propia existencia, según informa la UGR en un comunicado.

La conferencia del Prof. Heuer se enmarca dentro de una serie de actividades que el CERN realiza en Granada este otoño en colaboración con la Universidad de Granada, y que incluyen el curso "Introduction to Accelerator Physics", clausurado con esta conferencia, y la muestra "El instrumento científico más grande jamás construido: Una exposición del CERN", que acogerá la Facultad de Ciencias entre el 20 de noviembre y el 11 de diciembre.

Cosmología

¿Qué es la cosmología? ¿Cuáles son las concepciones actuales?

Cosmología, del griego κοσμολογία («cosmologuía», compuesto por κόσμος, /kosmos/, «cosmos, orden», y λογια, /loguía/, «tratado, estudio») es el estudio del universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro.
Aunque la palabra «cosmología» fue utilizada por primera vez en 1730 en la Cosmología generalis de Christian Wolff, el estudio científico del universo tiene una larga historia, que involucra a la física, la astronomía, la filosofía, el esoterismo y la religión.
El nacimiento de la cosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipótesis de que las estrellas de la Vía Láctea pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otros cuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos.

¿Que han investigado acerca de la teoría del big bang?



Entre las distintas explicaciones que intentaron dar cuenta del origen del Universo, la que goza de mayor aceptación en el ámbito de las ciencias es la del Big Bang (Gran Explosión), que en los últimos años se popularizó de la mano de las investigaciones del científico británico Stephen Hawking, considerado hoy uno de los mayores exponentes en el ámbito de la física.

De acuerdo con esta teoría, hace 14 mil millones de años —tal vez 15 mil millones, según algunos científicos—, la Tierra, el Sol, todo el sistema solar, las galaxias, todo el Universo, estaban contenidos en una pequeñísima partícula con una temperatura mayor al trillón de grados. Por algún motivo que todavía es oscuro, esa partícula explotó y así nació el Universo.

La teoría del Big Bang sostiene que a partir de esa explosión se produjo una expansión del Universo, que sigue hasta hoy. Esa partícula inicial, de milímetros de diámetro, era al principio una densa ''sopa'' muy caliente en la que no se distinguían formas. Pero 400.000 años después de la explosión esa sopa perdió densidad, se enfrió y permitió que se formaran los cuerpos que componen el Universo. 

¿Qué pueden decir del Modelo Inflacionario?

La inflación cósmica es un conjunto de propuestas en el marco de la física teórica para explicar la expansión ultrarrápida del universo en los instantes iniciales y resolver el llamado problema del horizonte.



El gran colisionador de hadrones LHC fue puesto en funcionamiento en septiembre de 2008 y atrajo la atención de la prensa mundial: ¿Para qué se emplea? ¿Por qué es un circuito cerrado? ¿Hay peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán?



Fue diseñado para colisionar haces de hadrones, más exactamente de protones, de hasta 7 TeV de energía, siendo su propósito principal examinar la validez y límites del Modelo Estándar, el cual es actualmente el marco teórico de la física de partículas, del que se conoce su ruptura a niveles de energía altos.
Dentro del colisionador dos haces de protones son acelerados en sentidos opuestos hasta alcanzar el 99,99% de la velocidad de la luz, y se los hace chocar entre sí produciendo altísimas energías (aunque a escalas subatómicas) que permitirían simular algunos eventos ocurridos inmediatamente después del big bang.


La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física: ¿A qué se refiere? ¿Por qué estan importante?

La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".
De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un "punto" sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón, o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.

¿Un quásar sin galaxia?

Por: El Porvenir / Especial, Lunes, 26 de Noviembre de 2012

Las observaciones hechas con el Telescopio Espacial Hubble sobre uno de los quásares más distantes y más brillantes del universo han dejado asombrados a los astrónomos.

Monterrey, NL.- Las observaciones recientes hechas mediante el Telescopio Espacial Hubble sobre uno de los quásares más distantes y más brillantes del universo han dejado asombrados a los astrónomos, no por lo que han visto sino por lo que NO han visto: No aparece galaxia alguna en la que esté alojado el quásar y que alimente a éste con estrellas. ¿Se trata pues de un quásar sin galaxia? Aún no hay datos suficientes para poder responder con toda certeza a esta pregunta, pero la mejor explicación es que el quásar está acompañado por una galaxia, sólo que ésta se halla envuelta por tanto polvo que las estrellas quedan tapadas y ocultas por todas partes. Los astrónomos creen que el futuro Telescopio Espacial James Webb revelará la galaxia. Dicho telescopio también tendrá la sensibilidad infrarroja para mirar hacia el pasado, hasta 200 millones de años después del Big Bang. Si las galaxias comenzaron a formar estrellas en esta época temprana, el Webb está diseñado, y está siendo construido, para poder detectarlas. Casi todas de las primeras galaxias que se forjaron en el universo contienen algo de polvo. 
El universo temprano estaba libre de polvo, hasta que la primera generación de estrellas comenzó a generarlo a través de la fusión nuclear. A medida que estas estrellas envejecían y sus reacciones nucleares se agotaban, perdían buena parte de su atmósfera, lo que acarreaba la emisión de cantidades inmensas de polvo al espacio interestelar. El quásar observado por el equipo de Rogier Windhorst y Matt Mechtley, de la Universidad Estatal de Arizona, se remonta a una época temprana de la historia del universo (menos de mil millones de años después del Big Bang), pero se sabe, gracias a observaciones submilimétricas anteriores, que contiene grandes cantidades de polvo.
 Lo que sorprendió a los investigadores es cuán tupidamente el polvo envuelve la galaxia, impidiendo que la luz alrededor del quásar sea visible desde la Tierra con los instrumentos disponibles. Los quásares son núcleos brillantes de galaxias y albergan un agujero negro supermasivo. La actividad de éste absorbiendo materia es tan frenética que en el disco de acreción que rodea al agujero negro se generan colosales chorros de radiación. Si un chorro de esta clase apunta en dirección a la Tierra, el disco de acreción y el chorro pueden aparecer como un quásar, el cual es capaz de brillar un centenar, o incluso miles, de veces más que su galaxia. Se conocen más de 200.000 cuasares. Todos los espectros observados tienen un corrimiento al rojo considerable, que va desde 0,06 hasta el máximo de 6,4. Por tanto, todos los quasares se sitúan a grandes distancias de la Tierra, el más cercano a 240 Mpc (780 millones de años luz) y el más lejano a 6 Gpc (13.000 millones de años luz). La mayoría de los quasares se sitúan a más de 1 Gpc de distancia; como la luz debe tardar un tiempo muy largo en recorrer toda la distancia, los cuasares son observados cuando existieron hace mucho tiempo, y el universo como era en su pasado distante. Aunque aparecen débiles cuando se observan por telescopios ópticos, su corrimiento al rojo alto implica que estos objetos se sitúan a grandes distancias, por lo que hace de los cuásares los objetos más luminosos en el universo conocido.
 El cuásar que aparece más brillante en el cielo es el 3C 273 de la constelación de Virgo. Tiene una magnitud aparente de 12,8, lo suficientemente brillante para ser observado desde un telescopio pequeño, pero su magnitud absoluta es de -26,7. A una distancia de 10 pársec (unos 33 años luz), este objeto brillaría en el cielo con mayor fuerza que el Sol. La luminosidad de este quasar es unos 2 billones (2 × 1012) de veces mayor que la del Sol, o cien veces más que la luz total de una galaxia media como la Vía Láctea. El cuásar hiperluminoso APM 08279+5255 tenía, cuando se descubrió en 1998, una magnitud absoluta de -32,2, aunque las imágenes de alta resolución del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck revelaron que este sistema era una lente gravitacional. Un estudio del fenómeno de lente gravitacional en este sistema sugiere que se ha aumentado en un factor de 10. Se trata, de todas formas, de un objeto más luminoso que los quasares más cercanos como el 3C 273. Se piensa que el HS 1946+7658 tiene una magnitud absoluta de -30,3, pero que también ha sido aumentada por el efecto de lente gravitacional.

Planck detecta un puente de gas que une dos cúmulos de galaxias

El telescopio espacial Planck de la ESA ha obtenido las primeras pruebas concluyentes de la existencia de un puente de gas caliente que conecta dos cúmulos de galaxias separados 10 millones de años luz.

El objetivo principal de la misión del Planck es el estudio de la luz más antigua del Universo, la Radiación Cósmica de Fondo (CMB, por sus siglas en inglés). A medida que esta tenue radiación surca el cosmos, se va encontrando con distintos tipos de estructuras, entre las que se incluyen las galaxias y los cúmulos de galaxias – conjuntos de cientos o miles de galaxias, cohesionadas por gravedad.

Cuando la radiación cósmica de fondo interacciona con el gas caliente que impregna estas inmensas estructuras cósmicas, altera su emisión energética de una forma muy característica, un fenómeno conocido como el efecto Sunyaev-Zel’dovich (SZ), en honor a los científicos que lo descubrieron.

Planck ya había aprovechado este efecto para estudiar cúmulos de galaxias, pero ahora le ha permitido detectar los tenues filamentos de gas que podrían conectar todos estos cúmulos entre sí.

En el Universo primigenio, una gigantesca red de filamentos gaseosos cubría todo el cosmos. Con el paso del tiempo, se empezaron a formar cúmulos galácticos en sus nodos más densos.

Los astrónomos tenían la hipótesis de que el lugar donde resultaría más fácil detectar estos tenues filamentos de gas sería entre los cúmulos de galaxias en interacción, donde los filamentos se comprimen y se calientan lentamente.

Planck ha descubierto un puente de gas caliente que une los cúmulos Abell 399 y Abell 401, cada uno de ellos con cientos de galaxias en su interior, lo que demuestra que la hipótesis era correcta.

(Foto: efecto Sunyaev–Zel’dovich: ESA Planck Collaboration; imagen óptica: STScI Digitized Sky Survey)

Los datos recogidos por el telescopio europeo XMM-Newton en la banda de los rayos X permitió vislumbrar la presencia de gas caliente entre cúmulos de galaxias separados miles de millones de años luz. Los resultados de Planck proporcionan la primera prueba concluyente de su existencia.

Esta es también la primera vez que Planck detecta gas inter-cúmulo utilizando una técnica basada en el efecto SZ.

Al combinar los datos de Planck con las observaciones en la banda de los rayos X realizadas por el satélite alemán Rosat, se pudo determinar que la temperatura del gas que conforma el puente es similar a la del gas en el interior de los dos cúmulos – del orden de los 80 millones de grados centígrados.

Los primeros análisis sugieren que el gas podría ser en realidad una mezcla de los tenues filamentos de la gran red cósmica y del gas procedente de los cúmulos.

La detección de nuevos puentes conectando otros cúmulos de galaxias permitiría realizar un análisis más detallado y comprender mejor estas estructuras.

Este descubrimiento pone de manifiesto la capacidad de Planck para estudiar el entorno de los cúmulos galácticos, examinando su conexión con el gas que impregna el cosmos y a partir del cual se formaron todos los grupos de galaxias. (Fuente: ESA)

El agujero negro de la Vía Láctea expulsa la llamarada de rayos X más brillante

Foto: CHANDRA X-RAY OBSERVATORY CENTER

MADRID, 7 Nov. (EUROPA PRESS) -

NO SE CONOCE LA RAZÓN DEL FENÓMENO

   El agujero negro situado en el centro de la Vía Láctea, conocido como Sagitario A, ha expulsado la llamarada de rayos X más brillantes jamás observada hasta ahora, según ha informado la NASA. Según han explicado los expertos, Sagitario A lanza estas llamaradas una vez al día, aunque de menos intensidad, sin que aún conozca la razón de este fenómeno.

   Los científicos han utilizado el Observatorio Chandra de la NASA para observar este fenómeno y el pasado mes de febrero pudieron registrar la que es la llamarada más grande detectada hasta ahora. Concretamente, registró 26.000 años luz de distancia y era 150 veces más brillante que la luminosidad normal del agujero negro.

   Uno de los autores del trabajo, publicado en 'Astrophysical Journal', Michael Nowak, ha indicado que, las explosiones podrían provenir de asteroides o incluso planetas errantes que se acercan demasiado al agujero negro hasta consumirse. Según esta teoría, el agujero negro estaría comiendo asteroides y expulsando los rayos X de sus gases, que serían las grandes llamaradas.

   Los astrónomos detectan agujeros negros por la energía de la luz emitida cuando engullen la materia cercana. Los centros de las galaxias y quásares recién nacidos pueden aparecer extremadamente brillantes, emitiendo enormes cantidades de energía a medida que devoran a sus alrededor.

   A medida que los agujeros negro, tienden a reducir la velocidad de atracción, consumen menos y se vuelven más débiles. Sin embargo, Nowak ha apuntado que el agujero negro de la Vía Láctea "está comiendo mucho últimamente".

   Así, explosiones tan potentes como las registradas hasta ahora son "poco frecuentes", según ha explicado el investigador, quien sospecha que, en un periodo cercano, estos brotes pueden ocurrir con más frecuencia de lo que los científicos esperan.

   Por este motivo, el equipo de investigación se ha reservado más de un mes en el Observatorio Chandra para estudiar a Sagitario A con la esperanza de identificar más llamaradas y qué las está causando. "Estas ráfagas luminosas darán información sobre el proceso de combustión que no se puede captar con las más débiles", ha apuntado.

Las estrellas mas grandes conocidas por la ciencia

Trabajo colaborativo IV: NUESTRO UNIVERSO

Descripción de una estrella

Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.
Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)

Sistema estelar

Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.




Sistemas estelares binarios

Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masa del sistema de forma indefinida.
Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.

Sistemas estelares múltiples

Un sistema estelar con tres estrellas es una estrella triple, y se pueden percibir sistemas más numerosos. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema.
Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.

Agrupaciones estelares

Todos los sistemas estelares son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre sí.
Se considera que las componentes de estrellas dobles y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros como, por ejemplo, los cúmulos estelares.


Tipos de agrupaciones estelares

Asociaciones y CúmulosSegún las condiciones en que se produzca el nacimiento de una agrupación estelar, las estrellas resultantes pueden quedar vinculadas entre sí unas a las otras por su atracción gravitatoria y constituir un sistema ligado conocido como cúmulo estelar, o bien pueden formar un agregado disperso, no ligado gravitatoriamente, lllamado asociacion estelar.



Cúmulo de estrellas.

Asociación estelar

El cúmulo del Trapecio en la Nebulosa de Orión, una asociación estelar OB.

En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.

Las asociaciones estelares son de dos tipos:

Las más conocidas y numerosas son las constituidas por estrellas gigantes de altísima temperatura, también llamadas "Asociaciones O", porque su Categoría espectral va de O a B2. Las estrellas que forman parte de ellas, un centenar como promedio, son estrellas jóvenes (algunos millones de años), animadas por un movimiento de expansión de algunos km/seg. y se encuentran habitualmente inmersas en nubes de hidrógeno. Un ejemplo típico está representado por la asociación contenida en la denominada "nebulosa de la roseta", clasificada con el número de catálogo NGC 2244.

Menos numerosas resultan en cambio las asociaciones formadas por estrellas variables enanas de edad muy joven. También son llamadas "Asociaciones T" de T Tauri, es decir del prototipo de estrella variable que mejor representa la clase. También éstas aparecen asociadas a nebulosas. Un ejemplo típico de estas asociaciones se encuentra en el trapecio de Orión.

Temperatura superficial de una estrella

Mediante la aplicacion de las leyes de radiacion, es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta ultima: la de wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas. Tal vez sea la ley de Planck el metodo mas utilizado para dterminar temperaturas estelares por intermedio de los indices de color.
En las estrellas de mayor temperatura (de color azul), que son tambien las de mayor masa, aquellas que toman valores entre 40.000 K y 50.000 K; en cambio en las mas frias (de color rojo) sus temperaturas son del orden de los 2.500 K a 3.000 K.


Clasificación espectral

La clasificación espectral divide las estrellas en tipos espectrales y, con un refinamiento posterior, en clases de luminosidad.
Los tipos espectrales se definen en función de las características presentes en el espectro de las estrellas. Originalmente, los tipos espectrales fueron definidos por letras del alfabeto: A, B, C… Conforme avanzaba la clasificación, algunos tipos se refundieron, y con ellos sus letras. Posteriormente, los diferentes tipos espectrales pudieron asociarse a la temperatura de las estrellas (lo que constituye un descubrimiento fundamental) y fueron ordenados en temperaturas decrecientes. De este modo, quedó la moderna serie de tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M. Esta serie ha sido recientemente extendida hacia temperaturas menores con dos nuevos tipos espectrales, el L y el T. Los tipos O tienen temperaturas superficiales de al menos 30 000 kelvin. Los tipos fríos llegan a temperaturas por debajo de 2000 K. Cada tipo espectral está dividido en diez subtipos que recibieron números del 0 (el más caliente) al 9 (el más frío).

La clase de luminosidad indica el tamaño de la estrella en comparación con estrellas de su mismo tipo espectral. Las clases de luminosidad se designan mediante números romanos: I, II, III, IV, V… A menor número romano, mayor tamaño de la estrella. Las clases I y II designan supergigantes, la clase III gigantes, la clase IV subgigantes y la clase V, las enanas de la secuencia principal. Menos utilizadas son las clases VI y VII, para designar a las subenanas y las enanas blancas. Nuestro Sol es de tipo G2V, es decir, una estrella de tipo espectral G2 y clase de luminosidad V.

Diagrama de Hertzsprung-Rusell
El diagrama de Hertzsprung-Russell, ideado independientemente por E. Hertzsprung y H. N Russell entre 1905 y 1913, es un diagrama estadístico en el que las estrellas están clasificadas en base a la temperatura y a la luminosidad.

La representación está hecha sobre un plano de Coordenadas cartesianas en las que se dispone la temperatura superficial de las estrellas sobre el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha y la luminosidad sobre el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba.
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

Masa de una estrella
Las estrellas son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington.


Estructura interna de las estrellas
Una estrella se divide en NÚCLEO, MANTO y ATMÓSFERA.

En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. La temperatura es engañosa, en realidad esta capa es muy poco densa y está formada por Partículas Ionizadas altamente aceleradas por el Campo Magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.


Interior de las estrellas

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera,fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por elcampo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.



Tiempo de vida de una estrella

Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas. Estos se basan en la medición de:

• la cantidad de combustible que ha consumido
• su temperatura
• la radioactividad de sus elementos pesados

Evolución estelar

La evolución estelar comprende, a grandes rasgos, el proceso vital de las estrellas. Las estrellas también nacen, se desarrollan y mueren, pasando por diferentes fases más o menos espectaculares, las cuales determinan cómo se comportará una estrella en el futuro, y qué es lo que le puede pasar en las etapas finales de su vida. El proceso de evolución estelar abarca miles de millones de años, pero los astrónomos han podido observar estrellas en distintos periodos, y por tanto formarse un esquema general de su evolución. A continuación se sintetizan sus principales etapas.

Formación de la estrella

Las estrellas se forman a partir de nubes de gas interestelar. Existen mecanismos exteriores a la nube que la comprimen y aumentan su densidad, pudiendo contraerse entonces por efecto de la gravedad aunque su masa sea menor; por otra parte, al contraerse, la nube se fragmenta en trozos más pequeños que pueden originar embriones estelares. Como sucede en cualquier gas, aparece una presión que tiende a frenar la caída de materia hacia el centro, a detener la contracción. Llega un momento en que la presión contrarresta casi exactamente la atracción gravitatoria: en la zona en la que esto sucede cesa prácticamente la contracción (en realidad sigue, pero lo hace muy lentamente). Se empieza a formar un núcleo caliente en torno al cual giraba la parte exterior de la nebulosidad, hasta que existe la temperatura suficiente para generar reacciones termonucleares, como la fusión nuclear; una vez que ocurre esto, se empieza a generar energía; la estrella empieza a brillar.

Una vez que la estrella empieza a conformarse como tal, debe respetar dos equilibrios fundamentales durante toda su vida. El Equilibrio Térmico, es decir que toda la energía producida en su interior debe estar balanceada con la energía que

es radiada al exterior, y además con su temperatura interna. El segundo es el Equilibrio Hidrostático; la presión a cualquier profundidad de la estrella debe ser suficiente para compensar el peso de las capas superiores. Ambos equilibrios se mantienen a lo largo de millones de años, tiempo durante el cual la estrella tendrá una vida estable. La masa de la nube de gas va a determinar la masa de la estrella, y junto con ello, va a determinar como serán los siguientes pasos de su evolución.

Vida activa de la estrella

Una vez que la estrella ya está consolidada como tal, comienza un periodo de vida activa sin mayores interrupciones. Junto con la etapa pasada de formación, también pudieron haberse formado planetas a su alrededor, producto de los restos de polvo y gas circundantes. Mientras la estrella se mantiene estable, se encontrará dentro de algo que se conoce como la Secuencia principal, un estado en que se hallan la mayoría de las estrellas. En este estado la estrella funciona quemando hidrógeno mediante fusión nuclear, principalmente; las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida en la secuencia principal.

Existen distintos tipos de estrellas en la secuencia principal, dentro de su vida activa. Hay algunas muy grandes y masivas, como las gigantes azules, así como muy pequeñas y de poca masa, como las enanas rojas; nuestro Sol se encuentra en la secuencia principal catalogada como una enana amarilla. Precisamente, según la masa y características de la estrella, se determina el modo en que ésta va a quemar su hidrógeno; la combustión del hidrógeno se lleva a cabo mediante una cadena de reacciones, donde destacan las cadenas PP (protón-protón) y el Ciclo CNO (intervención de carbono, nitrógeno y oxígeno). Asimismo, según la masa y características de la estrella, se determina el tiempo que ésta estará en la secuencia principal, para luego pasar a sus etapas finales.

Etapas finales de la estrella

Las estrellas llegan las etapas finales de su vida cuando empieza a agotarse su combustible principal, el hidrógeno. Como el hidrógeno se consume para transformarse en helio durante las reacciones de fusión nuclear, el helio comienza a acumularse en el centro de la estrella; llegado un momento, el helio comienza a interrumpir las reacciones de fusión, disminuyendo su presión y obligándola a comprimirse y calentarse mucho más. Así comienza una serie de nuevas reacciones de combustión de nuevos combustibles, que provocan una expansión de la envoltura de la estrella, cuyas capas externas se van enfriando paulatinamente. Este nuevo equilibrio previo a su desenlace final, ha transformado la estrella en una Gigante roja, la cual se encuentra fuera de la secuencia principal; tal como ha ocurrido anteriormente, la masa inicial de la estrella determinará su futuro luego de este punto.

Aquí comienza el principio del fin de la estrella, que puede expresarse de distintas maneras. Por una parte puede transformarse en una enana blanca, sostenida por un proceso llamado repulsión entre electrones y dejando a su alrededor una capa gaseosa llamada nebulosa planetaria, que corresponde a la expulsión de sus capas exteriores como gigante roja; por otra parte, pueden evolucionar a otra fase llamada supergigante roja, iniciando nuevas reacciones de combustión, dando paso a fenómenos más extravagantes como una supernova o un agujero negro, en donde también puede quedar un remanente estelar conocido como enana de neutrones, donde sus miembros más característicos son los pulsares. De este modo, como se puede ver, existe una gran variedad de destinos que puede tener una estrella hacia el final de su vida.

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones.

Agujeros negros

Un agujero negro es el nombre que se le da a una región del espacio donde las gravedad es tan fuerte que nada puede escapar de ella, ni siquiera la luz.
Muchos agujeros negros probablemente se forman cuando cuando estrellas gigantes de al menos 20 veces la masa del sol consumen todo su combustible y colapsan, creando en la implosión un núcleo extremadamente denso .
Los científicos piensan que los supermasivos agujeros negros son el resultado del colapso de numerosas estrellas en el centro de las galaxias.
No es posible para los astrónomos mirar directamente los agujeros negros, debido a que estos no despiden luz; pero pueden inferir su presencia en los efectos que provocan los efectos en las órbitas de las estrellas cercanas, o en las erupciones de rayos-X de la materia que es absorbida dentro del monstruo.

Características y clasificación de las estrellas variables

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira(Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
Muchas  estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombran con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultan cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.

Pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

1. Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios

en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
     2.   Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.

Características del medio interestelar

El medio interestelar es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.
El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un exiguo 1.5·10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2·10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2.7·10-24 g cm-3, lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comunmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvin), caliente (miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).
Las características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.

Nebulosa planetaria

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.

Características de la Vía Láctea

La Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos son aproximadamente 1 trillón de km, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8.500 pc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.).
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.


Galaxias

Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico,materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y también se les llama galaxias irregulares


Quasares

Los Quasares, u objetos quasi estelares, llevan ese nombre debido a que son objetos puntuales como las estrellas. Sin embargo, no son estrellas. Diversos análisis han determinado que se encuentran muy lejos, algunos son los objetos más distantes que podemos ver. También son muy brillantes. Que el brillo se pueda ver desde Tierra indica que tienen mucha energía. ¿Qué podrán ser? Durante muchos años los astrónomos se mantuvieron perplejos.
Se ha determinado que los quasares son muy probablemente el centro de Galaxias Activas . En el centro de muchas galaxias podría haber hoyos negros super masivos. Alrededor de estos hoyos negros se forman gigantes discos de materia que cae dentro de ellos. Esta materia es mucho más caliente de lo que podamos imaginar, y brilla de tal manera que algunos núcleos de galaxias activas brillan mucho más que las galaxias que los albergan.
Los hoyos negros también forman chorros de materia que es expulsada desde el centro de la galaxia. Estos chorros pueden ser expulsados durante millones de años luz. Los quasares son un núcleo galáctico activo especial que tienen sus chorros alineados con nuestra línea de visión. Estamos mirando directamente al chorro y se ve extraordinariamente brillante.

Relación entre quasares y galaxias

Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.

Ejemplo de objeto peculiar: objeto de Hoag

Descubierta en 1950 por el astrónomo Art Hoag, el Objeto de Hoag se expande a alrededor de 100.000 años luz y está situado a alrededor de 600 millones de años luz hacia la constelación de la Serpiente.
También conocido como PGC 54559, se trata de una extraña galaxia anular.
Una galaxia anular o en anillo es muy poco frecuente. El anillo está formado por estrellas azules masivas, relativamente jóvenes y muy brillantes. La región intermedia aparece más oscura, aparentemente “vacía”, porque contiene una cantidad relativamente pequeña de materia luminosa.
Cómo se formó realmente es aún desconocido.
Las hipótesis de su origen incluyen una colisión de galaxias hace billones de años. Como hemos dicho, generalmente las galaxias anulares se forman por la colisión entre una galaxia pequeña y otra mayor con forma de disco.