Exoplanetas (1/6)

Por definición, un exoplaneta o planeta extrasolar, es un planeta que orbita una estrella diferente al Sol, por ende, no pertenece al sistema solar.

Si bien es cierto que desde principios del siglo XX, cuando se aceptó el concepto de "galaxias" o "universos islas" de Kant, muchos astrónomos comenzaron a pensar en la posibilidad que otras estrellas tuvieran planetas, no fue hasta 1995 cuando a través de métodos indirectos, los astrónomos Mayor y Queloz detectaron el primero.

A la fecha se han detectado alrededor de 400 y el número ha de ir en aumento. Se espera que la misión Kepler pueda aportar al respecto, ya en sus primeros meses de vida ha aportado a más de 700 indicios de planetas.

La gran mayoría de los exoplanetas son gigantes, del tipo de los gigantes gaseosos del sistema solar, el primero más pequeño, tipo Tierra fue descubierto recién en el 2007, y se supone que tiene una masa de cinco tierras, siendo interesante su estudio, ya que sería un mundo rocoso gigante.

Entre los métodos de detección de los exoplanetas se puede mencionar:

+ Velocidad radial
+ Fotometría de tránsito
+ Astrometría
+ Microlentes gravitacionales
+ Imagen directa

Los iremos profundizando en las siguientes semanas, siendo este posteo el primero de una serie de seis sobre exoplanetas.

¿Qué son los agujeros negros?

Muchas veces mal entendidos o mal explicados, los agujeros negros han sido objeto de culto por parte de muchas personas ajenas a la ciencia, quienes tienen los créditos de la difusión del concepto, pero a veces con la culpabilidad de dar ideas erróneas al público general.

Un agujero negro se puede definir como una región del espacio, con una enorme fuerza de gravedad actuante, de tal magnitud que no deja ni siquiera escapar la luz de su efecto gravitatorio.

Es por su naturaleza que es más correcto definirlos como una región del espacio más que una "objeto negro de gas, o estrella negra". De acuerdo a la Teoría de la Relatividad General, los agujeros negros son eventos factibles de producirse cuando el espacio tiempo es distorsionado por la presencia de objetos de altísima densidad.

Aunque en general se cree que fue Albert Einstein quien postuló su existencia, la verdad es que un clérigo inglés llamado John Michell fue quien en 1783 los mencionó por vez primera, en un paper sobre estrellas masivas, las cuales según él, podrían llegar a tener tanta masa que eventualmente no podrían dejar escapar ni siquiera a la luz, las llamó "estrellas obscuras". El término "agujero negro" fue acuñado por el físico estadounidense John Wheeler recién en 1967.

En el año 1916 una importante fórmula respecto a los agujeros negros fue derivada: el radio de Schwarszchild. Ella muestra que existe un radio crítico para una determinada masa, para que el objeto se "convierta" en un agujero negro:

Rs=2GM/c^2

Siendo M la masa del objeto, G la constante de gravitación universal, y c la velocidad de la luz.

A modo de ejemplo práctico, si se ingresa la masa del sol, el radio de Schwarszchild para nuestra estrella sería de solamente, ¡3 kms!; es decir, más menos el 0.0001% de su radio actual.

Las Cefeidas: importantes estrellas variables

En esta ocasión hablaremos de un tipo de estrella variable (aquellas que cambian su luminosidad en el tiempo), llamado Cefeida.



Las cefeidas se caracterizan por tener una muy exacta y definida relación entre luminosidad (L) y período (P), esto implica que se puede inferir de ellas una relación matemática log (P) vs M del tipo M=a*log(P)+b (lineal), que conlleva al cálculo de la distancia de la cefeida, a través de la siguiente fórmula deducida a partir de la ley de Pogson (que relaciona magnitudes aparentes con brillos):
M-m = 5 - 5log(d)

Siendo:
M: magnitud absoluta de la estrella
m: magnitud relativa de la estrella desde la tierra
d: distancia entre la estrella y la tierra

En efecto, asumiendo el sensato supuesto que las cefeidas son estrellas que siguen la relación M=a*log(P)+b en cualquier parte del universo, teniendo la magnitud absoluta M, y la relativa m (estimada desde una observación), la distancia d puede ser calculada muy fácilmente. Esto es de una importancia enorme, ya que si una cefeida es descubierta en una galaxia cercana, la medición de su período permitiría estimar la distancia a aquella galaxia.

Como ejemplo, si sabemos que la relación calibrada de cefeidas es M=-2-3logP, y de las observaciones a una cierta cefeida en una galaxia cercana construimos la relación de magnitud aparente m = 16-3log P, M-m = -18 = 5 - 5log(d) da como resultado una distancia d=39810 [pc]