Nuestro Universo

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¿Qué son las Estrellas?

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Su luminosidad abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol.
Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.

Sistema Estelar

Un sistema estelar es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas 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.
Un sistema estelar puede ser binario o múltiple.

• Sistema Estelar Binario: 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. Por ejemplo: Sirio, Procyon y Cygnus X-1 (este último posiblemente es un agujero negro).

• Sistema Estelar Múltiple: 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 puedan 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

Las agrupaciones estelares son grupos de estrellas ligadas entre sí por la gravedad, o por su origen.
Tipos de agrupaciones estelares:

• Estrellas Ligadas: las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas. Los cúmulos, como así se llaman estas concentraciones, son fruto e grandes brotes de formación estelar.
• Estrellas Aisladas: no todas mantienen esos lazos gravitatorios. Estas estrellas, como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas sienten el efecto del campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
• Sistemas Extrasolares: a lo largo del tiempo se han descubierto otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas en torno a 1-10 veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones.
• Distribución Estelar: las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en Galaxias. Una galaxia espiral típica (como la nuestra) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. Nuestro cielo nocturno aparece homogéneo a simple vista porque no vemos más allá de una región muy localizada del plano galáctico.

Asociaciones Estelares

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.

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.

¿Cómo es posible conocer la temperatura superficial de una estrella?

Para estimar la temperatura superficial de una estrella, es posible utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas  (azuladas).

El "arco iris" indica el rango de longitudes visible para el ojo humano. Este sencillo método es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas no son cuerpos negros perfectos.

Clasificación Estelar (Espectral y Luminosa)

El tipo espectral (Sistema Harvard de Clasificación Espectral) es una clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. Gracias a la ionización de la fotósfera de cada estrella, se da una medida de su temperatura y de la luz que emite que es analizada mediante división por una red de difracción, subdividiendo los fotones entrantes en un espectro que presenta un arco iris intercalado con líneas de absorción, cada línea indica cierto ion de un elemento químico. Saber el tipo espectral de una estrella nos permite conocer su temperatura, su luminosidad y su color, todo ello nos ayuda a su vez para saber la distancia, la masa y otras características importantes de la estrella, además de su entorno y posible evolución.

Las estrellas más brillantes muestran líneas de Helio (He) y de varios elementos pesados ionizados. En las más frías, en cambio, no se ven las líneas de helio pero sí otras muchas de átomos y moléculas. A pesar de estas diferencias de intensidad en las líneas de absorción, la composición química es muy similar en la mayoría de las estrellas. El elemento más importante y abundante en las estrellas es el hidrógeno (H). La energía mínima para ionizar el átomo de hidrógeno desde su estado base es de 13.6 eV.

Clasificación Estelar Harvard por Tipo Espectral:

Clase O

• Temperatura Superficial: 33.000 K.
• Color Convencional: Azul.
• Color Aparente: Azul.
• Masa (Masas Solares): 16 M.
• Radio (Radio Solar): 6.6 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 30.000 L.
• Líneas de Hidrógeno: Débil.
• Líneas de Absorción: Nitrógeno, Carbono, Helio y Oxígeno.
• Fracción de Secuencia Principal: 0.00003 %.

Clase B

• Temperatura Superficial (Kelvin): 10.000 - 33.000 K.
• Color Convencional: Blanco-azulado.
• Color Aparente: Blanco-azulado.
• Masa (Masas Solares): 2.1 - 16 M.
• Radio (Radio Solar): 1.8 - 6.6 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 25 - 30.000 L.
• Líneas de Hidrógeno: Medio.
• Líneas de Absorción: Helio, Hidrógeno.
• Fracción de Secuencia Principal: 1,13 %.

Clase A

• Temperatura Superficial (Kelvin): 7.500 - 10.000 K.
• Color Convencional: Blanco.
• Color Aparente: Blanco-azulado.
• Masa (Masas Solares): 1.4 - 2.1 M
• Radio (Radio Solar): 1.4 - 1.8 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 5 - 25 L.
• Líneas de Hidrógeno: Fuerte.
• Líneas de Absorción: Hidrógeno.
• Fracción de Secuencia Principal: 0,6 %

Clase F

• Temperatura Superficial (Kelvin): 6.000 - 7.500 K.
• Color Convencional: Blanco-amarillento.
• Color Aparente: Blanco.
• Masa (Masas Solares): 1.04 - 1.4 M.
• Radio (Radio Solar): 1.15 - 1.4 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 1.5 - 5 L.
• Líneas de Hidrógeno: Medio.
• Líneas de Absorción: Hierro, Titanio, Calcio, Estroncio y Magnesio.
• Fracción de Secuencia Principal: 3 %.

Clase G

• Temperatura Superficial (Kelvin): 5.200 - 6.000 .
• Color Convencional: Amarillo.
• Color Aparente: Blanco-amarillento.
• Masa (Masas Solares): 0.8 - 1.04 M.
• Radio (Radio Solar): 0.96 - 1.15 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 0.6 - 1.5 L.
• Líneas de Hidrógeno: Débil.
• Líneas de Absorción: Calcio, Helio, Hidrógeno y Metales.
• Fracción de Secuencia Principal: 7,6 %.

Clase K

• Temperatura Superficial (Kelvin): 3.700 - 5.200 K.
• Color Convencional: Naranja.
• Color Aparente: Amarillo-anaranjado.
• Masa (Masas Solares): 0.45 - 0.8 M.
• Radio (Radio Solar): 0.7 - 0.96 R.
• Luminosidad (Bolométrica):0.08 - 0.6 L.
• Líneas de Hidrógeno: Muy Débil.
• Líneas de Absorción: Metales y Óxido de Titanio.
• Fracción de Secuencia Principal: 12,1 %.

Clase M

• Temperatura Superficial (Kelvin): 2.000 - 3.700 K.
• Color Convencional: Rojo.
• Color Aparente: Rojo-anaranjado.
• Masa (Masas Solares): 0.45 M.
• Radio (Radio Solar): 0.7 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 0.08 L.
• Líneas de Hidrógeno: Muy Débil.
• Líneas de Absorción: Metales y Óxido de Titanio.
• Fracción de Secuencia Principal: 76,45 %.

Clase L

• Temperatura Superficial (Kelvin): 1.300 - 2.000 K.
• Color Convencional: Púrpura-rojizo
• Color Aparente: Púrpura.
• Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
• Líneas de Absorción: Hidruros Metálicos y Metales Alcalinos.
• Fracción de Secuencia Principal: 100.00 %.

Clase T

• Temperatura Superficial (Kelvin): 600 - 1.300 K.
• Color Convencional: Marrón.
• Color Aparente: Púrpura-rojizo.
• Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
• Líneas de Absorción: Metano.
• Fracción de Secuencia Principal: 100.00 %.

Clase Y

• Temperatura Superficial (Kelvin): 600 K.
• Color Convencional: Marrón-oscuro.
• Color Aparente: Marrón.
• Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
• Líneas de Absorción: Amoníaco, Agua y Metano.
• Fracción de Secuencia Principal: 100.00 %.

Tipos Espectrales

• W (Estrellas de Wolf-Rayet): son estrellas superluminosas que muestran grandes cantidades de helio, y con una temperatura superior a los 70.000 K. Se considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas.
• L (Enanas Marrones): estrellas frías (1.300 - 2.000 K.) con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares, conservando íntegramente su cantidad de litio (Li).
• T (Estrellas T Tauri): estrellas frías y de baja masa (600 - 1.300 K.) que aún no han entrado en la secuencia principal. Se encuentran cerca de nubes moleculares y se identifican por su variabilidad estelar y la presencia de líneas intensas en su cromósfera.
• Y (Enanas Marrones Ultrafrías): este tipo espectral se ha propuesto para enanas marrones que son sustancialmente más frías que las de tipo T y poseen diferente espectro. Se trataría de objetos estelares muy poco conocidos y con baja temperatura (menor o igual a 600 K.).
• C (Estrellas de Carbono): se subdividen en otros tres tipos (R, N, S). Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas. En estas estrellas, la abundancia de carbono (C) se debe principalmente a la fusión de helio en su interior (Proceso Triple Alfa).
• D (Enanas Blancas): la mayoría de las estrellas terminan su vida perteneciendo a este tipo (Sirio B).

La clasificación de Harvard por tipo espectral no determina únicamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades completamente distintas. Para clasificar dichos tipos de luminosidad se definió el sistema de clasificación espectral Yerkes (MKK system), que es bidimensional (Temperatura y Luminosidad). Ambos sistemas de clasificación son totalmente complementarios, para dar así el tipo de espectro completo de una estrella. Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol.

Clasificación espectral Yerkes (Temperatura y Luminosidad):

• Hipergigantes: estrellas con una masa y luminosidad enormes; dichas estrellas muestran signos de un alto porcentaje de pérdida de masa.
• Supergigantes: enormes estrellas que debido a su gran masa, consumen energía a un altísimo ritmo, lo que hace que tengan una vida muy corta (Hipergigantes o Supergigantes extremadamente luminosas -Eta Carinae-; Supergigantes luminosas -Deneb-; Supergigantes de luminosidad intermedia -Betelgeuse-; Supergigantes menos luminosas).
• Gigantes Luminosas: son estrellas cuyas características son intermedias entre las de una estrella gigante y las de una estrella supergigante.
• Gigantes: una estrella se convierte en gigante cuando se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo, y como resultado de ello, ha abandonado la secuencia principal.
• Subgigantes: las estrellas subgigantes han terminado la fusión del hidrógeno en sus núcleos. En esta etapa, si los astros tienen una masa solar, el centro se contrae, provocando que su temperatura aumente lo suficiente como para trasladar la fase de fusión de hidrógeno a una capa que rodea el núcleo, por consiguiente, la estrella se expande.
• Estrellas de Secuencia Principal: la secuencia principal es la fase en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Una vez instalada en la secuencia principal la estrella se compone de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio y un manto que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90%  de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal.
• Subenanas: son estrellas con una luminosidad de 1,5 a 2 magnitudes por debajo de las estrellas de la secuencia principal con el mismo tipo espectral, debido a que tienen menor metalicidad que estas últimas.
• Enanas Blancas (Infrecuentes): una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear.

Líneas de Emisión y Absorción

Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión. En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción.

Fotón: es la partícula portadora de todas las formas de radiación electromagnética, incluyendo a los rayos gamma, los rayos X, la luz ultravioleta, la luz visible (espectro electromagnético), la luz infrarroja, las microondas, y las ondas de radio.

Diagrama H-R

El diagrama de Hertzsprung-Russell se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. El 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 las Estrellas

La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. No se puede conocer la masa de estrellas aisladas porque, a causa de su lejanía, no se conoce el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre sus vecinas. Para los sistemas dobles, este método es aplicable ya que el par de estrellas se encuentran tan próximas entre sí que se afectan mutuamente de modo considerable.

Estructura y Ciclo de Vida 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, la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. 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.

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 sitúa 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.

Estructura

Ciclo de vida

¿Cómo determinar la edad de una Estrella?

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

• La cantidad de combustible que ha consumido.
• Su temperatura.
• La radioactividad de sus elementos pesados.

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida convirtiendo hidrógeno en helio por medio de fusión nuclear. A medida que se va acabando el hidrógeno, la temperatura y la luminosidad de la estrella aumenta hasta el momento cuando se agota el hidrógeno. La etapa siguiente en la vida de la estrella consiste en usar el helio que queda en su núcleo como fuente principal de energía convirtiéndose en una estrella gigante roja. Las estrellas más masivas consumen su combustible (hidrógeno) más rápidamente.

En un diagrama H-R la etapa por la cual está pasando una estrella (y por lo tanto su edad) se puede saber su posición en el diagrama. Las edades de los cúmulos globulares se obtienen haciendo un diagrama H-R en el cual se incluyen todas las estrellas del cúmulo. El diagrama muestra un "codo" correspondiente a las estrellas que terminan su ciclo de hidrógeno, abandonan la secuencia principal y comienzan su vida como gigantes rojas. La posición de este "codo" o punto de quiebre en la secuencia determina la edad del cúmulo.

Entre más viejo sea el cúmulo, existen más estrellas (de masa pequeña) que han continuado en la secuencia principal (las estrellas más masivas queman el combustible más rápidamente y por lo tanto abandonan la secuencia principal antes que las estrellas de menos masa) haciendo que la población general de la secuencia principal se extienda hacia la parte de estrellas más brillantes (el "codo" se extiende hacia la izquierda del diagrama). Las edades de los cúmulos globulares obtenidas por el método del punto de quiebre en el diagrama H-R están en el rango de 8 a 15 Ga.

1 Giga-año (Ga) = 109 años = mil millones de años.

¿Qué es una estrella de neutrones?

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después e agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova (explosión estelar). 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.
Una estrella de neutrones tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (en las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

¿A qué se denomina Agujero Negro?

Un agujero u hoyo negro es una región finita el espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitacional que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella.

Para mas informacion, aca les dejo un link: http://estrellascolegionacional.blogspot.com.ar/

¿Qué son las estrellas variables?

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo.
Sus Características: la mayoría de las estrellas tiene una luminosidad constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es uno de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro e su ciclo solar, que dura 11 años). Las estrellas que experimentan variaciones significativas de luminosidad son conocidas como estrellas variables.

Su Clasificación: Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas:

• 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).
• 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 sus traslaciones orbitales); variables rotantes (aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación: por ejemplo, existen 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).

¿Qué es el Medio Interestelar?

El espacio interestelar contiene gran cantidad de material al que se le conoce como Medio Interestelar (MI). El MI constituye entre el 10 y 15% de la masa visible de la vía láctea; está compuesto en un 99% de gas y el resto de polvo. Las estrellas se forman dentro de regiones muy 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 MI está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. Dicho medio está conformado por tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.

¿Qué es una 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. Las nebulosas planetarias devuelven al medio interestelar metales pesados y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (como carbono, nitrógeno, oxígeno y calcio). En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química.

Vía Láctea

La Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de diámetro, y tiene una masa de más de 2 billones de veces la del Sol.
Tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas el núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.
Cada 225 millones de años, el Sistema Solar, en el que se encuentra nuestro planeta, completa un giro alrededor del centro de la galaxia, moviéndose a 270 km/s.

¿Qué es una galaxia?

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 hasta las gigantes. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

La galaxia se divide en tres partes:
Halo: es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayoría de  cúmulos globulares. Otra característica el halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura.
Disco: es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún de dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son 4: Cruz-centauro, Perseo, Sagitario y Orión (brazo local). Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas.
Bulbo: el bulbo o núcleo galáctico se sitúa, como es lógico, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas, tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido.

Características de las galaxias:

• En una galaxia activa, su espectro no depende de la temperatura.
• Emiten energía proveniente del espectro electromagnético, más específicamente de rayos X, gamma, ultravioleta, infrarrojo y ondas de radio.
• Se pueden clasificar en: tipo Seyfert, cuásar (o quásar), raiogalaxia, blazar (o BL Lacertae) y objeto extremadamente rojo (ERO, por sus siglas en inglés).

Las galaxias activas presentan cuatro principales características:

• Muy compactos, o sea, tienen alta densidad.
• Alta luminosidad (billones de veces más luminosos que el Sol).
• Emisión constante de energía perteneciente al espectro electromagnético.
• Tienen espectros de emisión.

¿Qué es un quásar?

Es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.

Los quásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico dice que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quásares y la Tierra. Además, pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida seria equivalente a la de un billón de soles.

¿Cuál es la relación entre quásares y galaxias?

Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los quásares 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 quásares. Hoy en día, se piensa que los quásares 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.