La astrofísica es una rama de la ciencia que se dedica al estudio de la constitución física de los astros, como estrellas, planetas y galaxias.
A través de esta disciplina, los científicos buscan entender la naturaleza, el comportamiento y la evolución de estos cuerpos celestes, utilizando principios de la física y la matemática.
La astrofísica nos ayuda a desvelar los misterios del universo y nuestra posición en él.
f. Estudio de la constitución física de los astros.
Origen etimológico de astrofísica: proviene de astro y física.
Segundo diccionario: astrofísica
f. Parte de la astronomía que estudia las características físicas y químicas de los astros: luminosidad, temperatura, atmósfera, etc.2º artículo
Ciencia que estudia las propiedades físicas de los cuerpos celestes. Es a la vez una rama de la Astronomía, porque se ocupa del Universo en general, y de la Física, porque proporciona indicaciones: a) sobre el comportamiento de la materia a temperaturas y presiones que no pueden obtenerse en un laboratorio, y b) sobre aquellas leyes de la Naturaleza que requieren para su dilucidación intervalos de tiempo excesivamente largos o. enormes distancias.
En las observaciones astrofísicas se utilizan grandes telescopios fotocaptadores capaces de concentrar la luz y la temperatura de una estrella o una nebulosa en un punto reducido del plano focal. La luz se analiza con varias clases de instrumentos auxiliares como los fotómetros, que miden la brillantez de la luz, los radiómetros, que registran el calor emitido por los cuerpos celestes, y los espectrógrafos, que dispersan los rayos de esa luz en sus longitudes de onda correspondientes para formar el Espectro. La finalidad de la Astrofísica teórica, según se estudia en las universidades, es clasificar los resultados de las observaciones y deducir de ellas informaciones referentes al origen y evolución de las estrellas, de la Vía Láctea y de las Galaxias. La labor de los observadores y de los teóricos de esta rama de la ciencia coincide con frecuencia. Unos y otros toman como base fundamental los resultados obtenidos por los físicos.
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• Interior De Las Estrellas: Las temperaturas y densidades del interior de las estrellas no admiten observación directa, por lo que han de deducirse de la teoría, que se basa fundamentalmente en las mediciones de las masas, radios y luminosidad de otros astros. Las masas se deducen de mediciones de las velocidades orbitales de ... Para seguir leyendo ver: Interior De Las Estrellas
Evolución estelar. La proporción media de energía producida por un gramo de materia solar es de 2 erg/s. Después de mantenerse esta producción de energía durante por lo menos 3000 000 000 de años, aún queda en el interior del Sol suficiente cantidad de hidrógeno para que siga emitiendo luz durante otro periodo de 100 000 000 000 de años. Las estrellas de enorme gasto energético y mucho más luminosas que el Sol, cuya producción de energía es 1000 000 de veces más rápida que la de éste, poseen una masa mayor que la solar y gastan 50 veces más hidrógeno combustible que él. En estas condiciones podrán continuar irradiando, al ritmo actual, durante sólo unos 5000 000 de años. De aquí el nombre de «jóvenes» aplicado a estas estrellas. Mientras que la proporción entre el hidrógeno y el helio se ha mantenido en estrellas como el Sol y en las enanas rojas sin grandes cambios desde su «nacimiento», es probable que las estrellas más luminosas hayan consumido ya gran parte de su primitivo contenido en hidrógeno. Véase Energía atómica.
La teoría demuestra que una estrella de edad intermedia se torna más luminosa y más roja a medida que envejece. Ello se infiere de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell (v. Gigantes y enanas, Estrellas), en el que el astro sigue un proceso evolutivo que lo convierte gradualmente en estrella gigante amarilla o roja. Guando todo el hidrógeno del núcleo interior (sin mezcla) desaparece, la estrella aumenta al principio su temperatura y luego, repentinamente, desprende parte de su masa, quizá en una explosión de nova, y se contrae hasta formar una estrella enana, blanca y superdensa, como la compañera de Sirio. Al verse privado el astro de manantiales nucleares de energía, se va enfriando muy lentamente a causa de la radiación de su superficie no mayor que la de un planeta mediano.
Nuestra galaxia
Nubes interestelares. Éstas obscurecen grandes secciones de la Vía Láctea (v. Interestelar, Materia). La masa total de algunas de las mayores nebulosas de las difusas constelaciones de Tauro y Perseo equivale a unos 20000 soles. Estas nubes constan principalmente de hidrógeno (alrededor de un 99 %) y de pequeñas partículas (alrededor de un 1 %), cuyo tamaño es aproximadamente de una miera (0,001 mm). Dicho gas, que en su mayor parte es eléctricamente neutro, aparece ionizado (v. Ion) en la proximidad de las estrellas muy calientes. En las regiones donde se produce la ionización, el hidrógeno brilla con débil luminosidad rojiza, mientras los átomos de calcio y de otros gases producen rayas de absorción interestelar muy acentuadas en el espectro continuo de las estrellas de fondo (v. Absorción; Espectro de absorción). En las nebulosas poco enrarecidas, la densidad del gas puede ser del orden de 10000 veces superior a la densidad media que es de un átomo por centímetro cúbico.
Las partículas de polvo cósmico no sólo obstruyen la luz de los cuerpos distantes, sino que además producen un efecto de enrojecimiento, no distinto del que se observa en la atmósfera terrestre a la puesta o salida del Sol. Aunque no se conoce del todo la naturaleza de tales partículas, es probable que contengan hielo ordinario (H2O), amoniaco congelado (NH3), metano (CH4) e impurezas de metales y otros elementos. La presencia de débiles campos magnéticos interestelares da a estas partículas, un tanto irregulares en su forma, una orientación preferente en el espacio con relación a la Vía Láctea, lo que promueve la polarización de la luz estelar que transmiten. Véase Polarización de LA LUZ.
Las nebulosas interestelares son, a no dudarlo, regiones en que están «naciendo» actualmente estrellas «jóvenes». Hay dos clases de estrellas claramente relacionadas con las nubes: los miembros calientes de enormes asociaciones estelares en expansión, cuyo grado de dispersión demuestra que su edad no puede exceder en mucho del millón de años (conglomerado de Perseo); y las variables débiles, de espectro característico, del tipo de T. Tauri.
Estrellas variables. Estos astros son extraordinariamente frecuentes en la Vía Láctea. Su brillo, medido con un fotómetro fotográfico o fotoeléctrico, puede ser registrado en función del tiempo y así se obtiene una curva de luminosidad. Algunas de estas curvas, como la de Delta de Cefeo, son rigurosamente periódicas; otras curvas son irregulares. Las variables periódicas son estrellas pulsantes que se dilatan y contraen alternativamente, lo que supone no sólo un cambio en la longitud del radio de alrededor de un 10 %., sino también una oscilación de la temperatura superficial del orden de unos 1000 °K. En las estrellas enanas más densas el periodo de pulsación es de unas 2 h, mientras que en las gigantes más enrarecidas llega a un año. Las pulsaciones simples se ven frecuentemente complicadas por cambios atmosféricos tales como la condensación de gases (por ejemplo, el carbono) en nubes opacas de gútulas o corpúsculos sólidos (hollín).
Las variables más espectaculares son las novae, y especialmente las supernovae, que en el transcurso de unas horas pueden aumentar su luminosidad en varios miles de millones de veces. Las «estrellas fulgurantes» pueden duplicar su brillo en uno o dos minutos y la eclosión puede concluir al cabo de 30 minutos de duración. Véase Estrella variable; Nova.
Estrellas dobles y múltiples. Son también muy frecuentes. Una, por lo menos, de cada cuatro o cinco estrellas forma parte de un sistema binario. Muy variados estudios —desde los relativos a grupos en que los componentes se hallan casi en contacto hasta los referentes a agrupaciones en las que aquéllos se encuentran separados por cientos o miles de unidades astronómicas (v. Unidades astronómicas de distancia)— hacen sospechar que todas tienen un origen esencialmente parecido. A este respecto vienen a ser como diminutos conglomerados estelares. La evolución de pares muy distanciados es similar a la de las estrellas simples. Pero la evolución de los pares próximos se complica con la formación de anillos gaseosos y la consiguiente pérdida de masa. El periodo de estrélla doble más corto conocido en 1954 era de 4 h y 39 m, según observación realizada en eclipses sucesivos de dos estrellas muy raras que forman el núcleo de la Nova Herculis de 1934. No se sabe si esta estrella doble existía antes de la explosión de la nova.
Estructura galáctica. Nuestra Galaxia, según, se infiere de mediciones de distancias y posiciones de las estrellas en la esfera celeste, forma un conjunto aplastado, espiroidal, en el plano de la Vía Láctea. Encima y debajo de este plano y entre los brazos de la espira hay estrellas viejas, pero no gas ni polvo. En los brazos de las espiras la mitad aproximadamente de la materia se halla en forma gaseosa y de nubes de polvo, mientras que la otra mitad comprende estrellas de todas edades. En el pequeño núcleo central de nuestra galaxia las estrellas se hallan agrupadas en espacios relativamente pequeños. Existe en él algo de gas hidrógeno neutro, según se infiere de radioobservaciones (v. Astronomía, Radio-Astronomía), pero la cantidad es demasiado reducida para producir actualmente estrellas jóvenes. Este gas se halla sometido a un movimiento turbillonario muy violento.
Otras galaxias. Los estudios astrofísicos de las galaxias más próximas se encuentran en sus comienzos. La galaxia de Andrómeda es similar en todo a la Vía Láctea, aunque doble de grande que ella. Otras galaxias difieren considerablemente en cuanto a contenido relativo de materia difusa y de estrellas en su estructura espiral y en la presencia de estrellas jóvenes.
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