LAS ESTRELLAS FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN ESTELAR Una descripción de las técnicas que han permitido comprender la estructura y evolución de las estrellas y del Sol.

Curso de iniciación a la astronomía en Eureka! Zientzia Museoa. 2013

Índice Introducción .............................................................................................................................. 2 Temas ........................................................................................................................................ 2 Interpretar la luz de las estrellas ................................................................................................... 3 Magnitudes estelares ................................................................................................................ 3 Espectro electromagnético ....................................................................................................... 4 Clasificación estelar ................................................................................................................... 6 Diagrama de Hertzprung-Russell............................................................................................... 6 Estructura estelar .......................................................................................................................... 8 Ecuación de continuidad y condiciones de equilibrio ............................................................... 8 Transporte de la energía ........................................................................................................... 8 Fuentes de energía .................................................................................................................... 8 Evolución estelar ........................................................................................................................... 9 Protoestrellas ............................................................................................................................ 9 La secuencia principal ............................................................................................................... 9 Estrellas gigantes y supergigantes .......................................................................................... 10 Estrellas enanas blancas.......................................................................................................... 10 La muerte de las estrellas........................................................................................................ 10 La estrella más cercana: El Sol..................................................................................................... 11 Estructura del Sol .................................................................................................................... 11 Ciclos solares y la dinamo solar ............................................................................................... 13 Erupciones solares................................................................................................................... 14 Bibliografía .................................................................................................................................. 17

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LAS ESTRELLAS: FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN ESTELAR He amado con demasiado fervor a las estrellas para temer a la noche GALILEO GALILEI

Introducción El propósito de esta jornada es introducir a los asistentes en la comprensión de las herramientas y fundamentos físicos que han permitido comprender la estructura y evolución de las estrellas, así como adquirir una idea detallada de la estructura del Sol.

Temas 1.- Interpretar la luz de las estrellas Magnitudes estelares Espectro electromagnético Clasificación estelar El diagrama de Hertzsprung-Russell 2.- Estructura estelar Ecuación de continuidad y condiciones de equilibrio Transporte de la energía Fuentes de energía 3.- Evolución estelar Protoestrellas La secuencia principal Estrella gigantes y supergigantes Estrellas enanas blancas La muerte de las estrellas 4.- La estrella más cercana: El Sol Estructura del Sol Ciclos solares y la dinamo solar Erupciones solares

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Interpretar la luz de las estrellas A diferencia de otras ciencias, hasta hace pocas décadas, la astronomía no podía estudiar los objetos celestes mediante la interacción con ellos. El estudio únicamente se podía realiza mediante la observación de los mismos. A partir de los años 50 del siglo pasado, diferentes sondas espaciales, e incluso el hombre, han visitado los planetas y la Luna, pudiendo desarrollar un estudio más detallado. Sin embargo las estrellas son objetos muy distantes. La proximidad del Sol nos permite un estudio muy detallado del mismo. Sin embargo, suponer que todas las estrellas son iguales al Sol sería suponer demasiado, tal y como la astrofísica nos ha enseñado. El Sol tampoco nos permite hacernos una idea de la evolución estelar. Es por ello que resulta fundamental establecer un estudio en dos sentidos: entender las estrellas, su estructura y vida, para comprender mejor el Sol, y a la vez, estudiar el Sol para completar los aspectos más sutiles de la estructura y dinámica estelar. El único medio que tenemos para conocer las estrellas es estudiar la luz que de ellas recibimos.

Magnitudes estelares En primer lugar vamos a definir varios conceptos: Flujo luminoso: Es el total de energía luminosa que cruza una superficie unitaria y por unidad de tiempo Luminosidad: Es el total de energía luminosa radiada por un cuerpo en todas las direcciones y se mide en vatios (W). La luminosidad solar es 4x1026 W, y está relacionada con el flujo luminoso del siguiente modo: Flujo=Luminosidad/Área Magnitud aparente (m): Es el flujo luminoso tal y como lo recibimos. La estrella de referencia en la escala, con magnitud 0,0 es Vega. Las estrellas más brillantes que Vega tienen magnitud negativa, mientras que las más débiles tienen magnitud positiva. Magnitud absoluta (M): Corresponde al brillo de la estrella tal y como la veríamos si estuviera situada a 10 pársec. La magnitud aparente y la absoluta están relacionadas del siguiente modo: m – M = 5 log d -5 donde log representa el logaritmo en base diez y d la distancia en pársecs.

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Espectro electromagnético La luz es una onda electromagnética que se propaga en el vacío a 300.000 kilómetros por segundo y que está compuesta por unas partículas llamadas fotones. Su comportamiento es ondulatorio y está determinado por la longitud de onda o la frecuencia. La frecuencia es el inverso de la longitud de onda y representa el número de ondas por segundo que atraviesan 4

un punto concreto del espacio. A menor longitud de onda, los fotones portar mayor energía. Las diferentes formas de radiación electromagnética que recibimos, ordenadas de mayor longitud de onda (y por tanto de menos energía) a menor longitud de onda, son: radio, microondas, infrarrojo, visible, ultravioleta, rayos X y rayos gamma.

En 1814 Fraunhofer detecta las llamadas líneas de Fraunhofer, unas líneas de absorción de gas de sodio caliente. Posteriormente Kirchoff demuestra que las líneas de absorción son más oscuras si la fuente está más caliente que el gas que atraviesa. Esto permite determinar los componentes del Sol (a finales del siglo XIX se conocían al menos el hidrógeno, el carbono y silicio) y que está rodeado de una capa más fría que su núcleo. Con el modelo atómico de Bohr se establece que cuando un electrón cambia de nivel de energía es debido a la absorción o emisión de un fotón cuya energía equivale a la diferencia entre niveles: a.- Si cae a un nivel de menor energía: emisión b.- Si cambia a un nivel de mayor energía: absorción Cada átomo tiene un espectro único basado en las energías en las que emite fotones. Para observar el espectro se usa el espectroscopio, que permite descomponer la luz. Los espectros pueden ser continuos, de emisión o de absorción. El espectro de las estrellas es de absorción ya que los átomos de atmósfera estelar absorben la luz de determinadas longitudes de onda En 1900, Planck y su propuesta sobre la llamada radiación del cuerpo negro dio lugar a la mecánica cuántica. El cuerpo negro es un cuerpo ideal que emite y absorbe todas las radiaciones de todas las longitudes de onda. Todo cuerpo con una temperatura concreta presenta un máximo de radiación a una longitud de onda concreta. Posteriormente se formuló 5

la Ley del desplazamiento de Wien, que permite establecer de manera unívoca la relación entre longitud de onda y temperatura: ( longitud de onda máximo ) x ( temperatura ) = constante

Clasificación estelar En función de la temperatura estelar tenemos la siguiente clasificación: O : Color azul. Más de 30.000 K. Pocas líneas de absorción. Hidrógeno débilmente y Helio ionizado. B : Color azul. De 11.000 a 30.000 K. Hidrógeno más pronunciado y Helio neutro. A : Color blanco a azul. De 7.500 a 11.000 K. Hidrógeno intenso y algunos metales neutros. F : color blanco azulado. De 6.000 a 7.500 K. Se debilita el Hidrógeno y líneas de metales tanto ionizado como neutro. G : Nuestro Sol. Color amarillo. De 5.000 a 6.000 K. Destaca el Calcio ionizado, metales ionizados y neutros, pero Hidrógeno debilitado. K : Color naranja. De 3.500 a 5.000 K. Predomina los metales neutros. M: Color rojo. Menos de 3.500 K. Las más abundantes. Líneas muy intensas de metales neutros y moléculas. Además, también se incluye una subclase que indica el tamaño estelar: 0: hipergigante Ia: supergigante muy luminosa Ib: supergigante de menor brillo II: gigante luminosa III: gigante IV: subgigante V: estrella enana de la secuencia principal VI: subenana VII enana blanca

Diagrama de Hertzsprung-Russell Es la herramienta fundamental para comprender la evolución estelar. El diagrama HertzprungRussell (en adelante diagrama HR) visualiza la luminosidad de la estrella contra su temperatura. Al hacerlo surge un patrón. Está organizado el siguiente modo: Eje Y: en el diagrama HR teórico se usa la luminosidad (escala logarítmica) y en el HR observacional se usa la magnitud absoluta (invertido de negativo a positivo) Eje X: en el HR teórico se indica la temperatura y en el HR observacional se usa el color o el tipo espectral (Hertzsprung: color/Russell: tipo espectral) Podemos ver claramente las siguientes regiones en el HR: Secuencia Principal: Domina el diagrama y en dicha región recaen sobre el 90% de las estrellas Gigantes y supergigantes 6

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Enanas blancas Vacíos: generalmente causados por: - La estrella sería inestable - La estrella permanece poco tiempo - Estrellas variables (p.ej. RR Lyrae y cefeidas)

En la secuencia principal (en adelante SP) está el Sol y el rango de masas va de 0,1 a 50 masas solares (1 masa solar=1,98x1030 Kg). Una estrella entra en la SP cuando comienza la combustión de Hidrógeno en Helio que ocurre al llegar el núcleo a 1.000.000 K. En esta región la estrella está estable y consume la mayor parte de su vida.

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Estructura estelar Ecuación de continuidad y condiciones de equilibrio Ecuación de la continuidad de la masa: Consideramos la estructura de una estrella como una secuencia de capas concéntricas de radio r, espesor Δr y densidad ρ que depende de r. Se acepta que la estrella está centralmente más condensada, y que dicha densidad varía de modo continuo. Equilibro hidrostático: Las estrellas en SP apenas muestran variaciones de emisión de energía en largos periodos de tiempo. Por ejemplo el Sol radia aproximadamente la misma energía durante 4.000.000.000 años. Este equilibro indica que no hay fuerza neta actuando. Esta situación recibe el nombre de equilibrio hidrostático. El equilibrio hidrostático permite que exista un estado de equilibro en cada punto dentro de la estrella. Principalmente actúa la propia gravedad de la estrella, hacia el núcleo de la estrella, y la presión del gas de la estrella, que resiste a la compresión. El equilibrio se alcanza cuando la fuerza de la gravedad es igualada por la presión del gas. Equilibro térmico: Representa la conservación de la energía, de modo que la tasa de pérdida de energía por radiación debe ser igual a la tasa de generación de energía.

Transporte de la energía Conducción térmica: La energía viaja mediante el movimiento independiente de las partículas que constituyen el medio. Cada partícula tiene una energía cinética proporcional a la temperatura y se transfiere de una partícula a la siguiente. Es un mecanismo importante en estrellas enanas blancas y estrellas de neutrones. Convección: Se debe a movimientos en conjunto de materia dentro del medio, de modo que la materia a menor densidad asciende y la materia a menor densidad se hunde. Es un mecanismo importante en estrellas similares al Sol y en estrellas gigantes. Radiación: Es la forma dominante para estrellas de la SP. La energía es transportada por fotones.

Fuentes de energía El periodo de vida está basado en las reservas totales de energía y en base a la edad de la tierra, se estima para el Sol en 4.500.000.000 años. Descartamos fuentes de energía como la térmica (máximo 40.000.000 años), gravitacional (máximo 33.000.000 años) o química (< 1.000.000 años).

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La fuente de energía de las estrellas es la fusión nuclear, y la ecuación que describe la relación entre masa y energía es la popular: E = m c2 Las reacciones nucleares ocurren cuando se fusionan núcleos de átomos de modo que en cada reacción de se libera una parte de energía. Por ejemplo 4 átomos de hidrógeno forman uno de helio y se libera energía Principalmente hay dos ciclos de producción de energía: - La cadena protón-protón: Necesita menor temperatura para el proceso y es propio de estrellas más frías como el Sol y aquellas que sean jóvenes. - El ciclo Carbono-Nitrógeno-Oxígeno (CNO): Necesita mayor temperatura para el proceso y es propio de estrellas calientes y de gran masa, situadas en la parte superior de la SP.

Evolución estelar Protoestrellas En el medio interestelar (compuesto principalmente de hidrógeno y un 2% de polvo), las estrellas nacen en grandes nubes de gas. La gravedad hace que se formen grumos de mayor densidad, los cuales grumos tienen mayor densidad hacia el centro. Cuando la estrella comienza a radiar pierde hasta un 40% de su masa inicial emitiendo únicamente por la región polar debido a existencia de un disco de restos de su formación que la rodea. El chorro es visible en el óptico cuando colisiona con gas interestelar y se conoce como objeto Herbig-Haro. En esta etapa la estrella es conocida como estrella T-Tauri. Tras su formación, la estrella evoluciona hacia la secuencia principal, tardando más tiempo en llegar cuanto menor sea su masa. En el diagrama HR, a esta trayectoria se le conoce como camino de Hayashi.

La secuencia principal En la secuencia principal, una estrella permanece en una posición concreta, asociada a su masa y composición química. Las estrellas antes y después de la SP se mueven transversalmente en el diagrama. Su distribución en el diagrama será: A mayor brillo, mayor masa y mayor temperatura, parte superior del diagrama HR A menor brillo, menor masa y menor temperatura, parte inferior del diagrama HR La SP sería la edad “adulta” estelar, y la estrella entra en la SP cuando comienza a fusionar hidrógeno en helio y sale cuando termina la fusión del hidrógeno de su núcleo en helio.

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Estrellas gigantes y supergigantes Cuando el aporte de hidrógeno se acaba en el núcleo, la presión no soporta el peso de la estrella y comienza a comprimirse. Esta fuerza gravitacional aporta una energía adicional que eleva la temperatura hasta que comienza un proceso denominado triple alfa, mediante el cual tres átomos de helio se transforman en uno de carbono y se libera energía. Al comprimirse el núcleo las regiones exteriores se expanden hasta 10 veces el radio que tenía en la SP y baja la luminosidad/temperatura superficial. Así la luz, según la radiación de cuerpo negro, sería roja. Si la masa es menor a 4 masas solares, como mucho puede convertir posteriormente carbono en Oxígeno. Si es de 4 a 8 masas solares se puede convertir hasta Neón y Magnesio. Esto representará el final de las reacciones nucleares para estrellas de hasta 8 masas solares, pero sin embargo para estrellas de más de 8 masas solares la presión sobre el núcleo supera a la radiación emitida: Continúa la fusión hasta el hierro. Seguir más allá del hierro sería un proceso endotérmico (absorbe energía) y se detiene la fusión.

Estrellas enanas blancas Las estrellas con masa inferior a 8 masas solares, tras la etapa de gigante, cruzan la banda de inestabilidad (por ejemplo las estrellas de tipo RR Lyrae) del diagrama HR y expulsan las capas exteriores creando una nebulosa planetaria. Es el destino de las estrellas de menos de 8 masas solares. La gravedad reduce la estrella a un tamaño de 2.000 km pero 10.000.000 de veces más densa que el Sol (aunque con un máximo de 1,4 masas solares); en ella los electrones se aproximan unos a otros más de lo normal formando un estado degenerado de la materia. En cierto punto se detiene la compresión: a 10.000 K y con 0,001 veces la luminosidad solar.

La muerte de las estrellas Cuando la masa supera las 8 masas solares el núcleo de hierro supera las 1,4 masas solares y el núcleo sigue colapsando. Los electrones son absorbidos por protones creándose neutrones y rayos gamma. Los neutrones se pueden comprimir más y aumenta la densidad del núcleo hasta 1017 kg/m3. Se colapsa el núcleo antes que capas externas de modo que las capas externas caen a un 10% de la velocidad de la luz, rebotando hacia el exterior creando intensas ondas, provocando la explosión de la estrella. A esta explosión se conoce como supernova. Hay dos tipos de supernovas: Supernovas Tipo Ia Se dan en sistemas binarios de estrellas cuyas componentes estén cercanas; una de ellas, una enana blanca, que normalmente tiene una compañera que es una gigante roja, explota emitiendo enormes cantidades de materia/energía. Todas las supernovas de este tipo suelen emitir la misma cantidad de energía, de modo que pueden servir de referencia para determinar distancias. 10

Supernovas tipo II Es una estrella joven y de gran masa que ha consumido la mayor parte de su combustible nuclear. El núcleo estelar se colapsa rápidamente y ocurre una implosión. Tras la gigantesca explosión, el núcleo forma una estrella de neutrones de unos 20 kilómetros. Debido a la conservación del momento angular hay un incremento de velocidad de giro, y debido a la conservación del flujo magnético, hay un aumento campo magnético, el cual al girar alrededor del eje de rotación, escapa por la superficie portando partículas detectables en diferentes longitudes de onda, radio, óptico y rayos X. Este tipo de estrella de neutrones, cuya radiación observada desde la Tierra es percibida a pulsos, se denomina púlsar. Aquellas estrellas de neutrones cuyo núcleo tiene más de tres masas solares, continúan con el colapso gravitatorio; el campo gravitatorio creado es tan intenso que ni siquiera la velocidad de la luz alcanza la velocidad de escape del campo, formándose un agujero negro.

La estrella más cercana: El Sol Estructura del Sol Núcleo donde se fusiona el hidrógeno Esta zona abarca hasta 0,25 radios solares y, un 1,6% de su volumen y el 35% de la masa total. El centro del Sol consiste principalmente en plasma comprimido a altas densidades, con presiones de hasta 340.000.000.000 bares y temperaturas de 15.500.000 K. En estos extremos, el hidrógeno se fusiona en un proceso nuclear generando energía en grandes cantidades. Zona Radiativa Situada entre 0,25 radios solares y 0,7 radios solares, en esta zona el plasma es aún tan denso, que la energía que procede el núcleo es continuamente reabsorbida y reemitida, mediante el fenómeno conocido como difusión radiativa y, a estas energías, los fotones se consideran que actúan como partículas. De media, son reemitidos en direcciones aleatorias pero tienden hacia zonas menos densas, de modo que se van aproximando hacia la superficie, aunque les lleva 170.000 años lograr alcanzar la siguiente capa exterior. De hecho, son reabsorbidos y reemitidos tantas veces que la luz que nos llega no "porta" información del interior solar. Zona Convectiva A 0,7 radios solares muchos protones y electrones pueden recombinarse en átomos de hidrógeno. La energía procedente de la zona radiativa es convertida en energía cinética en las partículas de plasma. Desde este punto la energía es transportada al exterior por convección (por ejemplo, ascenso y descenso de flujos en fluidos calientes). En 10 días este plasma alcanza 11

la superficie y puede enfriarse liberando radiación magnética. Esta convección se transporta en celdas llamadas celdas de convección, cuya manifestación en la superficie es el llamado gránulo. Estos gránulos tienen unos 1.000 km y las regiones exteriores son más frías que las interiores, provocando una diferencia en brillo, visible por telescopios desde la Tierra. Superficie Solar La superficie solar es definida como la superficie que separa el interior y la atmósfera solar. Esto es algo ambiguo pudiendo dar problemas para establecer un punto claro. A 696.000 km del centro, el plasma se vuelve muy poco denso de modo que los fotones en la región visible del espectro pueden escapar. Por tanto, como definición exacta de superficie solar se determina que ésta es la capa en la cual la luz visible, a 500 nm, puede escapar. Por lo tanto, a diferentes longitudes de onda, el diámetro solar cambia. Con la definición dada, el diámetro solar coincide con el visible. La superficie se encuentra a unos 5.800 K. Fotosfera Es la primera capa de la atmósfera solar, que va de los 400 a 500 km. Aquí continúa el proceso de convección y varía la temperatura de 6.200 K a 4.400 K. Es la capa de la que prácticamente vemos toda la luz solar. Cromosfera Región tenue e irregular coloreada de rosa y visible durante los eclipses solares. La estructura irregular es generada por los jets de gases ascendentes del Sol en forma de las llamadas espículas (chorros de gas de la cromosfera que ascienden miles de kilómetros por encima de la superficie para caer después de un intervalo corto de tiempo). En esta región la temperatura sube de 4.400 K a los 25.000 K a 2000 km de altura. Región de Transición Región de 30 km en la cual la energía cinética de la cromosfera es transformada en calor. El mecanismo aún no está claro. Corona Solar Es la capa más externa. Se denomina así porque en los eclipses aparece como una corona. Se extiende varios millones de kilómetros, hasta donde nace el llamado viento solar. Desde la región de transición hasta los 30.000 km sobre la superficie, aumenta la temperatura de 25.000 K hasta ¡los 2.000.000 K! También es un mecanismo desconocido pero probablemente esté relacionado con el intenso campo magnético solar. El gas de la corona se vuelve más tenue y los fotones transportan bastante energía, haciendo más difícil que estos sean visibles.

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Ciclos solares y la dinamo solar En base a su actividad, el Sol presenta un ciclo de 11 años. Uno de los modelos que explica el ciclo de actividad solar se denomina dinamo solar. Se trata del proceso que produce cambios en el campo magnético interno del Sol. El Sol no rota como un sólido rígido y [simplificando] el plasma que forma el Sol rota de modo diferencial según la latitud. Como consecuencia, en el ecuador rota más rápido que en latitudes alejadas de éste. Así por ejemplo una rotación completa en el ecuador dura 25 días, a 40º de latitud dura 27 días y a 70º dura 30 días. Principalmente existen dos formas del campo magnético solar. Por un lado la poloidal, cuyas líneas emergen cerca de un polo y descienden hasta cerca del opuesto. Los puntos a lo largo de cada línea del campo magnético están en la misma longitud. Por otro lado la toroidal, en la cual las líneas del campo magnético son paralelas al ecuador solar, y se encuentran en la misma latitud.

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Para explicar la dinamo solar existen diversos modelos, pero el más aceptado es el llamado modelo de Babcock. El modelo de Babcock intenta explicar el ciclo magnético solar, la generación de regiones activas, los campos magnéticos, la ley de Hale y la ley de Spörer. Para ello establece 5 etapas. Si bien es muy útil este modelo, se podría considerar más sencillo de lo deseable. En la figura anterior se puede ver un gráfico de dichas etapas. La primera etapa [figura 1] ocurre 3 años antes de comenzar un nuevo ciclo de manchas solares. El campo magnético solar es débil y de tipo poloidal, naciendo en latitudes superiores a los 53º y con unas líneas de campo que se extienden más allá incluso de la corona. En la segunda etapa [figura 2] el campo magnético se intensifica a medida que las líneas del campo son retorcidas por la rotación diferencial. Las líneas se extienden más en dirección esteoeste, y en latitudes inferiores las líneas de campo pasan a ser de tipo toroidal. En la tercera etapa [figura 3] cada punto donde las líneas de campo surgen a través de la superficie, puede producir una mancha solar seguida de otra de polaridad opuesta, formando un grupo. Como el campo magnético se invierte en el ecuador, las manchas adelantadas de los grupos tendrán polaridad magnética opuesta en cada hemisferio solar: si la mancha adelantada de un grupo en el hemisferio norte tiene polaridad positiva, en el hemisferio sur, la mancha adelantada de un grupo tendrá polaridad negativa. Esto es conocido como la ley de Hale de la polaridad. En la cuarta etapa [figura 4] se produce una neutralización y reversión del campo magnético global del Sol. Por la ley de Joy, las manchas atrasadas en los grupos están en latitudes más altas que las adelantadas. Entonces ocurre que la polaridad de las manchas atrasadas de los grupos se cancela con la polaridad del polo, mientras que la polaridad de las manchas avanzadas de los grupos se cancela con la polaridad existente en el ecuador. Este proceso causa un cambio del antiguo campo en los polos con un nuevo campo de polaridad opuesta. Finalmente en la quinta etapa [figura 5], aproximadamente 11 años después de la primera etapa, hay presente un campo magnético invertido, volviendo a comenzarse por la etapa primera un nuevo ciclo.

Erupciones solares Una de las consecuencias de las erupciones solares son los CMEs o Eyecciones de Materia Coronal. Un CME es básicamente materia (plasma) emitida a través de la corona solar al espacio, y su existencia fue descubierta gracias a observaciones desde el espacio. Ocurren a lo largo de todo el ciclo solar; si bien durante el mínimo su frecuencia es de sólo uno por semana, durante el máximo pueden ocurrir dos o tres al día. Otra característica de este fenómeno es la latitud solar a la que ocurren; así, mientras en el mínimo suelen originarse cerca del ecuador, durante el máximo pueden ocurrir también en latitudes distantes de éste.

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Las erupciones solares tienen una clasificación compuesta por una letra y un número, por ejemplo X8. Esta clasificación se realiza en base al valor máximo del flujo en rayos X (de 100 a 800 nanómetros) que se detecta y se mide en vatios por metro cuadrado. Las categorías, de menor a mayor intensidad, son A, B, C, M y X. Los CMEs, dado que pueden ocurrir en cualquier dirección espacial, en ocasiones, dicha dirección está alineada con la Tierra. Viajan por el espacio a velocidades de incluso 2.000 kilómetros por segundo, y colisionan contra la magnetosfera terrestre, creando tormentas magnéticas. Dado que los CMEs emiten principalmente protones altamente energéticos, la exposición a los mismos es peligrosa, y por lo tanto, las consecuencias pueden ser peligrosas para satélites en órbita o llegar a las partes mas altas de la atmósfera afectando a las telecomunicaciones (En concreto los CMEs de clase X). En casos muy extremos podrían llegar a la superficie (principalmente en regiones nórdicas) y causar el equivalente a un pulso electromagnético, pudiendo destrozar instalaciones eléctricas. Todo esto dependerá de la intensidad del CME y del estado de la magnetosfera terrestre, que normalmente se extiende hasta diez radios terrestres (si bien esto es un promedio y dado que el campo magnético terrestre se invierte, se sabe que en el pasado la magnetosfera fue más débil que en la actualidad). En 1859, se cree que un CME de gran magnitud alcanzó la Tierra ocasionando graves daños al sistema telegráfico de la época y permitiendo la observación de auroras boreales desde latitudes inusuales. Otros CMEs más recientes y de gran intensidad han ocurrido en 1989 (Clase X20), 2001 (Clase X20) y en 2003 (Clase X28).

Francisco José Sevilla

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Glosario 1.- Un pársec equivale a 3,26 años luz. 2.- La frecuencia de una onda electromagnética se mide en Hertzios. Un Hertzios (Hz) equivale a una longitud de onda por segundo. 3.- En física la temperatura se suele medir en kelvin (K). Dicha temperatura, denominada temperatura absoluta, está asociada con la energía cinética de las partículas y moléculas, de modo que 0 K equivale a la ausencia total de energía cinética. Se puede convertir de grados Celsius a Kelvin, sumando a los primeros 273,15. 30

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4.- Una masa solar equivale a 1,98x10 Kilogramos. Un radio solar equivale a 6,96x10 metros. 5.- Muchos objetos celestes, como cúmulos, estrellas dobles, galaxias… se designan por su número catálogo. Por ejemplo M13, sería el objeto número 13 del catálogo Messier, mientras que NGC434 sería el objeto número 434 del New General Catalogue. 6.- Un nanómetro es un 1/1.000.000.000 milímetros. Esta unidad es ampliamente usada para indicar la longitud de onda de una radiación electromagnética. 7.- Standard Candle traducida al castellano serían candelas estándares, aunque es más conocido como escalera de distancias. Una técnica para determinar una distancia, debidamente comprobada la corrección de los resultados que aporta, servirá de base para una nueva que pueda llegar más lejos. 8.- El átomo está compuesto de electrones, protones y neutrones, si bien, tanto los protones como neutrones no son partículas fundamentales. Cada uno de ellos está formado por tres partículas llamadas quarks. Estas partículas tienen lo que se denomina sabor, existiendo seis diferentes: arriba, abajo, cima, fondo, belleza y extrañeza. Un protón tiene dos quarks arriba y uno abajo, mientras que un neutrón tiene dos quarks abajo y uno arriba.

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Bibliografía TIPLER, Paul A.: Física. Editorial Reverté. Barcelona, 1994 OSTER, Ludwing: Astronomía moderna. Editorial Reverté. Barcelona, 1984 FREEDMAN, Roger A./KAUFMANN, William: Universe. Editorial Freeman. Nueva York, 2007 LIPUNOV, Vladimir: Estrellas de neutrones. Editorial URSS. Moscú, 2003 GOLUB, Leon/ PASACHOFF, Jay: Nearest star: the surpising science of our Sun. Editorial Harvard. Londres, 2001

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