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SECTOR D1
DESPLAZAMIENTO AL ROJO
Las ondas electromagnéticas, como por ejemplo la luz, se caracterizan por su longitud de onda, es decir, por la distancia que media entre dos crestas ondulatorias consecutivas. Una onda cualquiera, sea o no electromagnética, puede emitirse con una longitud de onda determinada pero luego se puede ver afectada por multitud de procesos que hagan que el receptor la capte con una longitud de onda distinta. En el caso del sonido, cuando cambia la longitud de onda se altera el tono (carácter agudo o grave) percibido. En el caso de la luz, los cambios de longitud de onda conllevan modificaciones en el color. El desplazamiento al rojo no es más que un cambio en la longitud de onda de la radiación electromagnética. Una onda electromagnética emitida con una cierta longitud de onda (un color determinado) se capta con una longitud de onda (color) distinta. Cuando esta alteración implica un enrojecimiento del tono de la luz o, en general, un alargamiento de la longitud de onda, se habla de desplazamiento hacia el rojo. Aunque el desplazamiento hacia el rojo sea el más popular, hay que insistir en que también es posible que se produzca un acortamiento de las longitudes
La onda de la radiación:
en este caso se habla de desplazamiento al azul. En el caso de la radiación electromagnética en general, y muy en particular si se trata de la luz, este cambio de longitud de onda se puede deber a tres procesos físicos diferentes: a que el emisor y el receptor se alejen entre sí (efecto Doppler), a que el emisor se encuentre sometido a un campo gravitatorio más intenso que el receptor (desplazamiento al rojo gravitatorio) o a la expansión del universo (desplazamiento al rojo cosmológico). Cuando emisor y receptor se acercan, cuando el receptor experimenta un campo gravitatorio más intenso o cuando el universo se contrae, entonces se produce el efecto contrario, el desplazamiento al azul. El desplazamiento al rojo se representa con la letra z. La variable z adopta valores positivos cuando se trata de un desplazamiento al rojo y negativos si se trata de un desplazamiento al azul. Como se ha indicado, el desplazamiento al rojo (o al azul) puede tener tres causas físicas bien diferenciadas. Pero hay una de ellas que destaca por su importancia y por la frecuencia con la que aparece en contextos físicos, y sobre todo en problemas astronómicos: el efecto Doppler
EFECTO DEL DOPPLER
Se conoce como efecto Doppler Este efecto es muy importante en astrofísica, donde adquiere relevancia aplicado a las ondas electromagnéticas, sobre todo al caso de la luz. Cuando un objeto que emite luz, como una estrella o una galaxia, se acerca a nosotros (o nosotros al objeto), vemos sus ondas de luz comprimidas, con menor longitud de onda que la correspondiente a la emisión: el color se desplaza hacia el azul. Si el cuerpo emisor se aleja de nosotros (o nosotros del cuerpo emisor), entonces vemos que su luz se desplaza al rojo, sus ondas se alargan. El efecto se torna más intenso cuanto mayor sea la velocidad relativa entre el emisor y el receptor, lo cual permite usar el efecto Doppler para calcular la velocidad de los astros respecto de nosotros. Este efecto recibe su nombre del físico austríaco Christian Doppler, y fue clave en el descubrimiento de la expansión del universo por Edwin Hubble. No obstante, hay que aclarar que los desplazamientos al rojo de los que tanto se trata en cosmología no se deben al efecto Doppler, sino a un efecto independiente, el del desplazamiento al rojo cosmológico, relacionado con la expansión del universo, y no con el desplazamiento de las galaxias propiamente dichas en el seno del espacio.
SECTOR D2
DISCO CIRCUNESTELAR
Durante su formación, una estrella experimenta diferentes fases antes de alcanzar la estabilidad o, como se suele decir en la jerga astrofísica, antes de situarse en la secuencia principal. En primer lugar, una nube interestelar de polvo y gas se fragmenta y se colapsa, con lo que da lugar a la aparición de varias regiones de densidad más alta. Más tarde, las protoestrellas aparecen a partir de los coágulos o núcleos que continúan con el colapso de este material
la estrella a un ritmo lento pero sostenido, mediante procesos de acreción. Finalmente, el disco termina por desaparecer, pero cabe la posibilidad de que antes se haya formado en su interior un sistema protoplanetario. La fase de acreción se produce en una época durante la cual la estrella central se halla en un estado conocido como «objeto de tipo T Tauri». Esta fase suele durar unos pocos millones de años, una fracción muy reducida de la vida total del astro, pero de importancia crucial tanto para la estrella como para la posible formación de planetas a su alrededor
DIAGRAMA DE HERTZSPRUNG-RUSSELL Conocido de forma abreviada como diagrama HR, el diagrama de HertzsprungRussell constituye una pieza central de la astrofísica y supone una herramienta fundamental para estudiar las estrellas. Debe su nombre a los trabajos de los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell. El diagrama HR puede presentarse de diversas formas. En su forma original representa la magnitud absoluta de una estrella en luz visible (equivalente a la luminosidad) frente a su tipo espectral (que es una manera de estimar su temperatura). En resumen: colocamos (con la imaginación) todas las estrellas a la misma distancia, y representamos su brillo frente a su temperatura. Por convención, el eje horizontal del diagrama recorre las temperaturas de mayor a menor, mientras que el eje vertical recorre los brillos de menos brillante a más brillante. La mayoría de las estrellas se agrupan en torno a una línea en el diagrama que llamamos secuencia principal, que corresponde a la etapa más larga de la vida de estos astros. Para un mismo tipo espectral, es decir, para una misma temperatura, algunas estrellas tienen brillos mayores que sus compañeras de la secuencia principal. Puesto que dos cuerpos de igual tamaño y temperatura brillan aproximadamente igual, esto significa que las estrellas que brillan más a una temperatura dada son más grandes, por eso se las llamó gigantes (o incluso supergigantes), aunque sí resulta un poco extraño que se llamara enanas a las estrellas de la secuencia principal, simplemente para distinguirlas de las gigantes. Pero así ha quedado en la terminología astrofísica. Otras estrellas se apartan también, pero con brillos más pequeños que sus compañeras de la secuencia principal con igual temperatura. Por el mismo razonamiento anterior, son más pequeñas. A algunas se las conoce como subenanas, pero las más conocidas son, sin duda, las enanas blancas. En el diagrama HR desempeña una función central el concepto de luminosidad. En astronomía, la luminosidad es una medida de la radiación o energía emitida por un objeto celeste. Se da en unidades de potencia (por ejemplo en vatios, o energias por segundo),