Diagrama de hertzsprung-russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) es un gráfico de dispersión deestrellas indicando la relación entre las magnitudes absolutas oluminosidades de las estrellas en comparación con susclasificaciones espectrales o las temperaturas efectivas. De forma más sencilla, en el gráfico se traza cada estrella para medir su brillo en comparación con su temperatura (color).

El diagrama fue creado alrededor del año 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell y representa un paso importante hacia la comprensión de la evolución estelar o "la forma en que las estrellas pasan por secuencias de cambios dinámicos y radicales a través del tiempo".

Fue realizado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

Muerte de la estrella

DURANTE su vida adulta, las estrellas producen luz y calor mediante procesos de fusión termonuclear que ocurren en su interior. Es tan grande la masa de una estrella y tan eficiente el proceso nuclear, que la producción de energía puede ser mantenida por muchísimo tiempo. En el caso del Sol, nos quedan todavía alrededor de 4 500 millones de años antes de que el marcador llegue a cero. Pero en otras partes del Universo podemos observar estrellas que se formaron antes que el Sol y que se encuentran sufriendo ya las convulsiones de la muerte estelar.

Pero no es el mismo tipo de muerte el que espera a todas las estrellas. Su destino lo determinará que sean ligeras o pesadas. Son ligeras las estrellas cuya masa es menor a seis veces la del Sol; es decir, que nuestro Sol está dentro de la categoría de las estrellas ligeras.

Las estrellas ligeras, después de una larga etapa de madurez en la secuencia principal, aumentan su tamaño hasta alcanzar un diámetro cientos de veces mayor al que tenían durante su vida estable. Cuando una estrella está en esta etapa se le llama, apropiadamente, una gigante roja. Los astrónomos han catalogado y estudiado a un gran número de estas estrellas (véase la Fig. 10). Cuando el Sol crezca hasta convertirse en una gigante roja, englobará a la Tierra, quemando y destruyendo a la vida que entonces pueda haber. Después de este periodo como gigante roja, comenzará el Sol a sufrir una etapa de encogimiento volviendo a pasar por el diámetro que ahora tiene y seguirá reduciéndose hasta alcanzar un diámetro similar al de la Tierra. A las estrellas en esta etapa terminal se les conoce como enanas blancas y, de nuevo, son muchísimas las que se conocen y estudian con gran detalle. Agotado su combustible nuclear, la estrella comienza un lento pero inexorable proceso de enfriamiento. Igualmente, su luz se va extinguiendo poco a poco. Así, a la Tierra le espera primero la calcinación y luego el congelamiento.

Figura 10. Betelgeuse, la más brillante de las estrellas de la constelación de Orión, es una supergigante roja que se acerca al final de su vida.

A las estrellas con masa mayor a seis veces la del Sol, que hemos llamado pesadas, les espera un destino aún más espectacular y cataclísmico. Una vez agotado el combustible nuclear, la estrella se encuentra repentinamente sin presión interna que detenga a la atracción gravitacional. La estrella se colapsa rápida y violentamente. Esto crea en su interior presiones elevadísimas, fusionando a los protones y electrones para crear neutrones y liberando energía en gran cantidad. Las capas exteriores de la estrella absorben esta energía y salen disparadas hacia afuera, mientras el núcleo continúa su colapso (véase la Fig. 11). Las capas exteriores se expanden a grandes velocidades formando bellas nebulosidades que son testigos mudos de la violenta explosión (véase la Fig. 12), fenómeno que se conoce como supernova.

Figura 11. Las estrellas masivas acaban su vida en una explosión cataclísmica llamada supernova. Mientras el núcleo de la estrella se comprime a densidades enormes, las capas exteriores son expulsadas violentamente.

Figura12. La nebulosa del Cangrejo. Esta nube de gas, aún en rápida expansión, era la parte exterior de una estrella que explotó como supernova en 1054.

Durante los primeros meses que siguen a la explosión, la supernova alcanza el brillo de mil millones de soles. En la Fig. 12 se muestra la nube de gas en expansión que queda como evidencia de la estrella que explotó en 1054 d.c., en la constelación del Toro. Esta explosión fue observada y registrada por los astrónomos chinos. En el centro de la nube se halla un pulsar que ha sido estudiado detalladamente. El pulsar es una estrella de neutrones que emite pulsos de radio. La del Cangrejo da treinta revoluciones por segundo. A la nube de gas se le llama la nebulosa del Cangrejo porque los filamentos que tiene recuerdan las patas de un cangrejo.

Si la estrella tenía una masa entre seis y treinta veces la masa del Sol, el núcleo en colapso logra estabilizarse. Éste está formado exclusivamente de neutrones, y de ahí su nombre, estrella de neutrones. ¿Se observan en el cielo este tipo de estrellas? Con un telescopio que capte luz visible no se les puede detectar porque son pequeñísimas, como de unos 10 kilómetros de radio, y emiten muy poca luz visible. Sin embargo, poseen en su superficie regiones que emiten intensas ondas de radio que sí pueden ser estudiadas. Como las estrellas de neutrones rotan velozmente, actúan como un faro cósmico. Cada vez que dan una vuelta, la región que emite ondas de radio apunta hacia la Tierra (véase la Fig. 13).

Figura 13. Las estrellas de neutrones rotan velozmente y tienen en su superficie regiones que emiten copiosas ondas de radio. Cada vez que la región emisora pasa enfrente, se detecta un pulso, como si se tratara de un faro.

Este tipo de emisión de radio en pulsos fue detectado por vez primera en 1967 por los radioastrónomos británicos Jocelyn Beil y Antony Hewish. O sea que las estrellas de neutrones y los pulsares son el mismo objeto. En la actualidad se conocen varios cientos de pulsares (estrellas de neutrones).

Aun cuando las enanas blancas y las estrellas de neutrones son objetos fantásticos, no cabe la menor duda de su existencia. Sus características son casi increíbles. Las estrellas de neutrones son densísimas; el contenido de una cuchara de la materia que forma una estrella de neutrones pesa más que cien millones de elefantes; sin embargo cientos de ellas son estudiadas a diario por los astrónomos.

El tercer posible estado terminal de una estrella presenta características aún más desconcertantes. Si la estrella tenía originalmente más de treinta veces la masa del Sol, su núcleo continúa colapsándose más allá de la etapa de estrella de neutrones hasta formar un hoyo negro (véase la Fig. 14).

Las tres muertes posibles para una estrella.

Figura 14. De acuerdo con su masa original, las estrellas acaban su vida de manera distinta. Las etapas terminales de enana blanca y estrella de neutrones han sido corroboradas mediante la observación. Sin embargo, la existencia de los hoyos negros es aún discutida.

A diferencia de las enanas blancas y las estrellas de neutrones, que son observadas y estudiadas rutinariamente, no existe aún prueba definitiva de que los hoyos negros existen. ¿Por qué? El hoyo negro que la teoría predice que se debe formar a consecuencia del colapso de una estrella, tendría un radio de sólo unos kilómetros. La fuerza de gravedad en un hoyo negro es tan grande que ni la luz alcanza a salir de él, ya no digamos un cuerpo material. Como el astrónomo estudia a los objetos cósmicos de acuerdo con la radiación que emiten, parecería que un hoyo negro estaría condenado a permanecer por siempre indetectado. Sin embargo, existen procedimientos para descubrir de manera indirecta a un hoyo negro.

A diferencia del Sol, que es una estrella solitaria, muchas estrellas coexisten en pareja. Supongamos que una de las estrellas de la pareja evoluciona hasta convertirse en un hoyo negro. Si bien un hoyo negro no emite luz de ningún tipo, sí continúa ejerciendo atracción gravitacional sobre sus contornos. Como antes de que una de ellas se convirtiera en hoyo negro, las dos estrellas continuarán orbitando una alrededor de la otra como dos danzantes que valsean. Pero ahora es sólo una estrella la que valsea con una pareja invisible, el hoyo negro. Se ha observado ya varias estrellas que giran alrededor de un compañero invisible. El prototipo es la estrella HDE 226868, asociada a una fuente de rayos X llamada Cisne X. Si la estrella está cercana al hoyo negro, éste le arrebatará gas de sus capas exteriores, y la atraerá hacia sí, tragándola hacia su interior. En el paso de la estrella al hoyo negro, el gas es calentado a grandes temperaturas, emitiendo intensamente rayos X. Esto es precisamente lo que se observa en Cisne X.

Para detectar los rayos X, que no penetran la atmósfera terrestre, fue necesario colocar satélites astronómicos en órbita por arriba del manto protector de nuestra atmósfera que no permite que los destructores rayos X alcancen la superficie terrestre. Sin embargo, aún no se acepta que Cisne X es un hoyo negro, porque también la presencia de una estrella de neutrones "obesa" podría explicar las observaciones hechas. La masa del compañero de Cisne X es de más de ocho veces la masa del Sol, mientras que se supone que las estrellas de neutrones no pueden exceder de cuatro masas solares. Esta situación favorece la teoría de que Cisne X sea un hoyo negro, pero los astrónomos son personas muy escépticas y quieren pruebas contundentes y muy claras. Recientemente, se ha sugerido que en el núcleo de algunas galaxias, entre ellas la nuestra, mora un hoyo negro con masa formidable, millones de masas solares y aún más. Estos hoyos negros supermasivos pudieron haberse formado junto con el resto de la galaxia hace alrededor de diez mil millones de años. Quizás el estudio de este tipo de objetos en el núcleo de las galaxias dé la evidencia sólida e indiscutible que los astrónomos más incrédulos reclaman.

LA SECUENCIA PRINCIPAL DE UNA ESTRELLA

La luminosidad (magnitud absoluta) el color y la duración de una estrella  dependen de su masa, la cantidad de gas que incorporó y de su edad. La estrella después de su nacimiento vivirá en un continuo equilibrio entre  la fuerza de gravedad, que esta tratando de comprimir la estrella, y la  presión de radiación, que esta tratando de hacer que la estrella se expanda. Las estrellas como nuestro sol llevarán una larga vida, en cambio las  estrellas de gran masa viven menos tiempo. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella, más caliente tiene que  estar para contrarrestar la atracción gravitatoria y, cuanto más caliente  esta, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro sol tiene  probablemente suficiente combustible para otros 5.000 millones de años  aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su  combustible en tan solo 100 millones de años. Cuando una estrella se queda  sin combustible, se enfría y cambia de color: desde el azul al blanco; luego  al amarillo; al naranja; y al rojo final de su vida. Esta es la llamada  secuencia principal de las estrellas, que para la mayoría dura unos 10.000  millones de años.

Tipos de estrellas

Protoestrella

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Tal como su nombre lo indica, se trata de una estrella en estado de evolución. Es un cúmulo de gas que ha colapsado desde una nube molecular gigantesca. La fase deprotoestrella dura un largo tiempo, aproximadamente unos 100.000 años, durante este tiempo es que la gravedad y la presión se van incrementando, lo que produce un colapso en la protoestrella.

Estrella T Tauri

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Las T Tauri son aquellas estrellas en estado de evolución, siendo este el estado previo a la conversión en una estrella de secuencia principal. La fase T Tauri ocurre al final de la fase protoestrella, cuando la presión gravitacional que contiene a la estrella es la fuente de su energía. Este tipo de estrellas no tienen la presión ni la temperatura suficiente en sus núcleos como para generar una fusión nuclear. La similitud que tienen éstas con las estrellas de secuencia principal es su temperatura.

Estrella de secuencia principal

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Este tipo de estrellas compone la gran mayoría de las estrellas, tanto de nuestra galaxia como del resto del universo en general y un claro ejemplo de esta clase de estrellas es nuestro mismísimo Sol. Una estrella en esta fase se encuentra en estado de equilibrio hidrostático, la masa de estas estrellas varían enormemente pero lo mínimo es alrededor de 0.08 veces la masa total del sol y como máximo, en teoría, pueden crecer hasta 100 veces la masa del Sol, ¿imaginas? Pues sigue leyendo...

Gigante roja

POR NASA'S MARSHALL SPACE FLIGHT CENTER/FLICKR

Las fase de gigante roja se da cuando una estrella ha consumido todo el hidrógeno de su núcleo, lo que provoca que la fusión se vea interrumpida y la estrella ya no pueda generar presión. Una capa de hidrógeno alrededor del núcleo se enciende permitiendo la continuidad de la vida de la estrella, pero este proceso causa que la misma se vea reducida en tamaño. Las gigantes rojas llegan a tener un tamaño de hasta 100 veces mayor que en su fase de secuencia principal.

Enana blanca

NASA'S MARSHALL SPACE FLIGHT CENTER/FLICKR

Cuando las estrellas ya no tienen más hidrógeno en su núcleo, es cuando se convierten en una enana blanca. Se dan varios procesos entonces, los cuales finalizan cuando la estrella finalmente colapsa dentro de su propia gravedad. Una enana blanca brilla porque alguna vez fue una estrella radiante, sin embargo, ya no hay ningún tipo de reacción sucediendo en ellas.

Enana roja

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Las enanas rojas son las estrellas más comunes del universo. Son un tipo diferente de estrellas de secuencia principal, la diferencia es que tienen poca masa y son mucho más frías que, por ejemplo, el Sol.

Estrella supergigante

POR NASA'S MARSHALL SPACE FLIGHT CENTER/FLICKR

Las estrellas más grandes del universo son las supergigantes. Estas llegan a tener entre 10 y 50 veces la masa del Sol. Al ser tan enormes, consumen el hidrógeno en su núcleo a un ritmo muy rápido, razón por la cual mueren jóvenes y cuando lo hacen detonan, causando una supernova, proceso por el cual se desintegran completamente.

Composición de las estrellas

Cómo podemos saber de qué están hechas las estrellas si no podemos viajar hacia ellas? Pues bien, el universo nos provee de interesantes y fascinantes formas para poder descubrirlo, y conocer entre otras cosas, la composición química de las estrellas.

Como ya debes saber, la astronomía es una ciencia de observación, todo lo que hace un astrónomo es mirar el universo utilizando instrumentos y lo que se observa es luz, pues bien, esa luz que después de viajar cientos o miles de años luz llega hasta nosotros, contiene toda la información que necesitamos para conocer la composición química de una estrella. Por lo tanto comenzaremos este artículo hablando un poco sobre la luz y su espectro.

La importancia de los eclipses

Existen numerosas referencias históricas de este tipo de fenómenos en distintas épocas y culturas; así constan documentados eclipses en el año 709 a. C. en China o en el332 a. C. en Babilonia. El eclipse solar más antiguo del que existe constancia sucedió en China el 22 de octubre del año 2137 a. C., y al parecer costó la vida a los astrónomos reales Hsi y Ho, los cuales no supieron predecirlo a tiempo.
Los eclipses de Sol y Luna han representado mucho para el desarrollo científico. Fueron los griegos los que descubrieron el período Saros que les permitió predecir eclipses. Por otra parte, Aristarco de Samos (310 a. C.-230 a. C.) determinó por primera vez la distancia de la Tierra a la Luna mediante un eclipse total de Luna.Hiparco(194 a. C.-120 a. C.) descubrió la Precesión de los equinoccios basándose en eclipses lunares totales cerca de los Equinoccios y en unas tablas para el Sol, y mejoró la determinación de la distancia de la Tierra a la Luna realizada por Aristarco. Keplerpropuso usar los eclipses de Luna como una señal absoluta para medir la longitud geográfica de un lugar sobre la Tierra.

La influencia de la luna sobre la tierra

La Luna influye en diversos fenómenos de la superficie terrestre, uno de ellos es la formación de mareas, que consisten en que cada 12 horas con 25 minutos, aproximadamente, las aguas oceánicas suben de nivel. Las mareas son producidas por la atracción gravitacional de la Luna y en menor medida por la atracción del Sol. Como recordará, la fuerza de gravedad además de depender de la masa de los objetos que se atraen, también depende de la distancia que los separa; es decir, que mientras más cercanos estén, mayor será la fuerza de atracción que exista entre ellos. De modo que mientras más pequeña sea la distancia entre la Tierra y la Luna, debido a la órbita elíptica de esta última, la atracción gravitacional entre ellas será mayor. Esto hace que las aguas de los océanos que están frente a la Luna se eleven, en tanto que las aguas del lado opuesto permanezcan en su nivel normal.

¿Cuál es la composición de la Luna?

Una hermosa noche pide la presencia de una estrella más grande para adornar el cielo. Al lado de estrellas, la Luna se destaca por su tamaño y brillo. Ante tanta belleza, surge la pregunta: ¿De qué se compone la Luna? Varias suposiciones ya surgieron sobre ese asunto, como por ejemplo, que la Luna es producto de la condensación de una porción grandiosa de gases que fueron capturados por la fuerza gravitacional de la Tierra. Cuando se trata de la composición de la Luna, ésta ya se ha comprobado mediante muestras del espacio en los años 60. El análisis de las muestras reveló la presencia de basalto (componente de las rocas), lo que evidencia que se trata de una roca volcánica como las encontradas aquí en nuestro planeta. El basalto surgió en la Tierra a partir de la erupción de volcares que lanzaron rocas derretidas para el aire y el mar. El basalto, a su vez, se compone de los elementos hierro, aluminio, magnesio y silicio, siendo el último encontrado en mayores cantidades. Al igual que la Tierra, la Luna se subdivide en tres partes: corteza, manto y núcleo, aunque con sólo una diferencia – en la Luna, en virtud de una mayor refrigeración, la corteza es bastante dura.

TIPOS DE ASTEROIDES

Los Troyanos comparten la órbita de Júpiter a 60 grados por delante y por detrás ubicados en los puntos de equilibrio de Lagrange.
Los asteroides tipo Amor, cruzan la órbita de Marte, los asteroides tipo Apolo cruzan la órbita de la Tierra, y los asterioides tipo Atón tienen órbitas interiores a la terrestre. Los asteroides tipo Apolo son una relativa amenaza para la Tierra, con la posibilidad de presentar alguna colisión.

-Clasificación espectral

Gracias al estudio de los espectros de la luz solar reflejada sobre la superficie el asteroide se puede identificar la composición de un asteroide.

Los Cometas

Los cometas son cuerpos celestes constituidos por hielo, polvo y rocas que orbitan alrededor del Sol siguiendo diferentes trayectorias elípticas,parabólicas o hiperbólicas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera. Esta coma está formada por gas y polvo. A medida que el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado.

Fue después del invento del telescopio cuando los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas. Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó en 1705 la aparición del cometa Halley en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76 años. Sin embargo, murió antes de comprobar su predicción. Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol y por un periodo corto de tiempo.

Los cometas son generalmente descubiertos visual o fotográficamente usando telescopios de campo ancho u otros medios de magnificación óptica, tales como los binoculares. Sin embargo, aun sin acceso a un equipo óptico, es posible descubrir un cometa rasante solar en línea si se dispone de una computadora y conexión a Internet. En los años recientes, el Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) le ha permitido a muchos astrónomos aficionados de todo el mundo descubrir nuevos cometas en línea (frecuentemente en tiempo real) usando las últimas imágenes del Telescopio Espacial SOHO. Un caso reciente (28 de noviembre de 2013) de un cometa rasante del Sol que resultó volatilizado al aproximarse al Sol ha sido ISON¹ que procede probablemente de la nube de Oort.

El nucleo del sol

El núcleo del Sol es la región que se considera desde el centro del Sol hasta alrededor de 0,2 a 0,25 radios solares (R_⊙). Es la región con mayor temperatura en nuestra estrella y en el Sistema Solar. Tiene una densidad de 150 g/cm³ (150 veces la densidad del agua en estado líquido), justo en el centro, y una temperatura de alrededor de 15 700 000 K; como comparación, la superficie del Sol se encuentra a aproximadamente 6 000 K. El núcleo solar está compuesto por gas denso y caliente en estado de plasma a una presión estimada de 2,65×10¹⁶ Pa en el centro.

En las regiones dentro de 0,20 R_⊙ se encuentra cerca del 34% de la masa del Sol, pero únicamente 0,8% de su volumen. Dentro de un radio de 0,24 R_⊙, el núcleo genera el 99% de la energía por fusiónnuclear producida por el Sol.²

Atmósfera Solar

Para facilitar su estudio, la atmósfera del Sol se dividió en capasfotósfera (zona ligada a su superficie), cromósfera )porción intermedia) y corona (la capa más externa).

La cromósfera es una región relativamente transparente que, durante los eclipses totales de Sol, puede observarse a simple vista como un anillo rosado. Alcanza alturas del orden de los 15.000 km sobre la superficie. Su temperatura varía entre 4.500 ºC en la región cercana a la fotósfera hasta alrededor de 500.000 ºC en la parte superior, donde comienza la corona.

La corona es un débil halo brillante, que corresponde a la parte más alta de la atmósfera solar, que se extiende millones de kilómetros en el espacio. Su luz es tenue (mucho más débil que la de la cromósfera, apenas alcanza a la mitad del brillo que tiene la Luna llena) y sin embargo su temperatura es muy alta, del orden de 1.000.000 º C, La extensión de la corona no tiene un límite preciso y se expande a través de todo el Sistema Solar, aunque el efecto que produce sobre el movimiento de los planetas es nulo. Tal como se la observa en los eclipses totales de Sol, la corona presenta diferencias en su estructura relacionadas estrechamente con el número de manchas solares: cuando el número es máximo la corona muestra una forma circular; en cambio, en el mínimo de manchas, tiende a ser un halo de apariencia alargada hacia la región de los polos.

La energía irradiada por el Sol conduce partículas (atómicas y subatómicas)en todas las direcciones, y esas partículas es lo que se conoce como el viento solar: partículas que se mueven con velocidades entre 400 y 700 km/seg. Muchas de las partículas del viento solar son atrapadas por los planetas y, en el caso de la Tierra, se las observa en las auroras boreales.

Otro fenómeno de la atmósfera solar son las fulguraciones(flares o destellos); se trata de repentinos aumentos de brillo, en zonas ubicadas en las cercanías de las manchas solares. Una fulguración se corresponde con nubes gaseosas que se elevan miles de kilómetros sobre la fotósfera, a una temperatura que puede llegar a los 10.000 ºC. La duración de las fulguraciones es desde algunos minutos hasta varias horas; cuanto mayor es el número de manchas, mayor es la actividad de las fulguraciones.

Otros fenómenos espectaculares observados en el Sol son las prominencias, semejantes a grandes llamaradas que se prolongan hasta enormes alturas sobre la fotósfera. En algunos casos tienen un movimiento circular ascendente y descendente, como armando un gran remolino. Las prominencias se detectan muy bien sobre el borde del disco solar; en los eclipses totales de Sol se las logra ver a simple vista, brillando con un color rojizo contra el fondo blanco de la corona.

¿CÓMO GENERA ENERGÍA EL SOL?

El interior del sol es una especie de bomba termonuclear de fusión de materia, principalmente átomos de hidrógeno  bajo una enorme presión y  temperatura y controlada en escala gigante, por su enorme cantidad de partículas interactuando a gran energía, se genera un campo electromagnético que ayuda a sostenerlo de manera extremadamente prolongada.

¿Qué condiciones debe tener un planeta para albergar vida?

Los científicos creen que para que pueda surgir vida inteligente, al menos como la conocemos aquí en la Tierra, hay una serie de condiciones y requisitos que se deben cumplir. Hay muchos planetas que podrían cumplir estas condiciones, o al menos alguna de ellas, ya sea porque son muy similares a la Tierra, o porque muestran algún tipo de indicio que da lugar a sospechas.

La primer condición es que sean planetas rocosos. O sea, que no sean gaseosos como Júpiter o Saturno. Una estructura rocosa como la Tierra es un requisito no difícil de encontrar, pero solo con esto no alcanza.

La segunda condiciones que es que la distancia respecto a su estrella, sea similar a la que guarda la Tierra con el Sol. Esto es, fundamentalmente, por la temperatura promedio que necesita la vida como la conocemos. Teóricamente la vida se podría crear en cualquier planeta que pueda mantener agua en estado líquido. Ni tan cerca de la estrella, que su calor la evapore, ni tan lejos, que el frío la congele.

La tercera condición es que el planeta debe tener un campo magnético propio lo suficientemente intenso para proteger el planeta de vientos estelares y partículas cósmicas.

El Telescopio NuSTAR Observa a la Galaxia Andrómeda

 El telescopio de la NASA NuSTAR, ha capturado la mejor imagen de rayos X de alta energía jamás obtenida de una parte de nuestra galaxia vecina más grande y más cercana, Andrómeda. La misión espacial ha observado 40 "binarias de rayos X" - fuentes intensas de rayos X que constan de un agujero negro o una estrella de neutrones que se alimenta de una compañera estelar.

Los resultados ayudarán a los investigadores a entender mejor el papel de las binarias de rayos X en la evolución de nuestro universo. Según los astrónomos, estos objetos energéticos pueden jugar un papel crítico en calentamiento del baño intergaláctico de gas en el que se formaron las primeras galaxias.

"Andrómeda es la única gran galaxia espiral en la que podemos ver binarias de rayos X individuales y estudiarlas en detalle en un entorno como el nuestro", dijo Daniel Wik del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, que presentó los resultados en la 227ª reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Kissimmee, Florida. "Podemos utilizar esta información para deducir lo que está pasando en las galaxias más distantes, que son más difíciles de ver."

Andrómeda, también conocida como M31, se puede considerar como la hermana mayor de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Ambas galaxias tienen forma espiral, pero Andrómeda es ligeramente más grande que la Vía Láctea en tamaño. Situada a 2,5 millones de años luz de distancia, Andrómeda está relativamente cerca en términos cósmicos. Incluso se puede ver a simple vista en el cielo.

La Tripulación de la ISS se Prepara Para un Próximo Paseo Espacial

La tripulación de la Expedición 46 ha comenzado su primera semana completa del Año Nuevo planificando un paseo espacial, programado para el 15 de Enero. Los astronautas también están ocupados con numerosos experimentos científicos que benefician la vida en la Tierra y a los futuros astronautas.

Un par de astronautas reemplazará un regulador de voltaje que dejó de funcionar en uno de los ocho canales de energía el próximo viernes. Dos miembros de la tripulación saldrán de la esclusa Quest y trabajarán fuera de la ISS durante 6 horas y media para llevar a cabo los trabajos de sustitución de la pieza. También instalarán cables para la futura instalación de adaptadores de conexión que permitan a los vehículos comerciales tripulados atracar en la Estación Espacial Internacional.

Pero además de prepararse para el próximo paseo espacial, los tripulantes de la ISS también han dedicado parte de su tiempo a la ciencia. Así pues, los astronautas de la NASA Tim Kopra y el Comandante Scott Kelly recogieron y almacenaron muestras de sangre y orina el lunes por la mañana, para el estudio Fluid Shifts. Ese experimento observa el desplazamiento de fluidos hacia la cabeza causado por la microgravedad que aumenta la presión del cerebro. El astronauta británico Tim Peake también trabajó con partículas suspendidas en líquidos, o coloides, lo que podría beneficiar el diseño de materiales avanzados en la Tierra.