El hubble 

El telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), o simplemente Hubble, es un telescopio que órbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la distorsión que produce la atmósfera terrestre es esencialmente que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.

El telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas; es de forma cilíndrica, con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2.800 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario, denominado COSTAR (COSTAR, iniciales en inglés de Óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.

El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el HST dispone de baterías recarga bles a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.

La primera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Endeavour (STS-61) en diciembre de 1993 y tuvo una duración de diez días. El plan de la SM1 estuvo fuertemente condicionado por la aberración esférica detectada tres años antes en el espejo primario. Las dos reparaciones más importantes fueron la sustitución del Fotómetro de Alta Velocidad (HSP, por sus iniciales en inglés) por la óptica correctora COSTAR y la instalación de la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era el conseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de Objetos Débiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución o GHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario. Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dos magnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde su lanzamiento.

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Mercurio 

Mercurio es el planeta del sistema solar más próximo al Sol y el más pequeño. Forma parte de los denominados planetas interiores o terrestres y carece de satélites al igual que Venus. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10 y se hicieron observaciones con radar y radio telescopios. Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; es decir, que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en 1965 se mandaron impulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia orbital. 

Al ser un planeta cuya órbita es inferior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito astronómico. Observaciones de su órbita a través de muchos años demostraron que el perihelio gira 43" de arco más por siglo de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astrónomo francés, Urbain Le Verrier, a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la teoría general de la relatividad. 

Mercurio es uno de los cuatro planetas rocosos o sólidos; es decir, tiene un cuerpo rocoso, como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70 % de elementos metálicos y un 30 % de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, siendo su valor de 5430 kg/m³, solo un poco menor que la densidad de la Tierra. La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna.

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Los Asteroides 

Durante siglos, astrónomos, físicos y matemáticos se preguntaron por el enorme vacío que había entre las órbitas de Marte y Júpiter, pero no fue hasta el siglo XIX que Piazzi dio una primera respuesta al descubrir Ceres. En el siglo siguiente, los astrónomos ya conocían miles de asteroides, principalmente agrupados en el cinturón de asteroides. Con la llegada de las búsquedas automatizadas a finales del siglo XX y principios del XXI, el número de asteroides conocido se disparó. En 2012, había más de seiscientas mil órbitas computadas.

Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide que gira alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno. La mayoría orbita entre Marte y Júpiter en la región del sistema solar conocida como cinturón de asteroides, otros se acumulan en los puntos de LaGrange de Júpiter y la mayor parte del resto cruza las órbitas de los planetas. La palabra asteroide procede del griego, ἀστεροειδής, y significa «de figura estelar», en referencia al aspecto que presentan vistos con un telescopio. Fue acuñada por William Herschel en 1802, aunque durante la mayor parte del siglo XIX los astrónomos los denominaran planetas. Hasta el 24 de marzo de 2006 a los asteroides se les llamaba también planetoides o planetas menores. Sin embargo, estos términos han caído en desuso.

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Magnetares 

Un magnetar o magneto estrella es un tipo de estrella de neutrones alimentada con un campo magnético extremadamente fuerte. Se trata de una variedad de pulsar cuya característica principal es la expulsión, en un breve período (equivalente a la duración de un relámpago), de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X y rayos gamma. El campo magnético deteriora la potencia de emisión de la radiación electromagnética de alta energía, principalmente los rayos X y los rayos gamma.

Los rayos gamma están formados por fotones pertenecientes al extremo más energético del espectro electromagnético, seguidos de los rayos X y, a continuación, de los rayos ultravioleta. Si los rayos X expulsados por el magnetar son de alta intensidad recibe entonces el nombre de Púlsar Anómalo de Rayos X, (del inglés: Anomalous X-ray Pulsars, o su acrónimo AXPs). Si los rayos expulsados pertenecen al espectro gamma de más alta intensidad, reciben el nombre de Repetidores de Gamma Suave, (o SGRs siglas del inglés de: Soft Gamma Repeater).

Poco se conoce acerca de la estructura física de los magnetares, ya que ninguno de ellos se halla lo suficientemente próximo a la Tierra para ser estudiado correctamente. Al igual que otras de estrellas de neutrones, los magnetares poseen un diámetro aproximado de 20 kilómetros. Concreta mente el SGR 1806-20, del diámetro mencionado tiene una masa de casi 4x1025 kg, lo cual le da una densidad media que se acerca a 10 billones de kg/m3, lo que quiere decir que es casi diez mil millones de veces más denso que el agua. Aun así, la masa del Sol es unas 50 000 veces mayor que la del magnetar mencionado. La sustancia que forma el magnetar, en ocasiones es referida como neutronio (teóricamente formada sólo por neutrones). Los magnetares son diferenciados del resto de estrellas de neutrones por tener campos magnéticos más fuertes, y por rotar comparativamente más despacio, con la mayoría de los magnetares tardando entre uno y diez segundos para realizar una rotación completa, mientras a una estrella de neutrones promedio le toma menos de un segundo. La vida activa de un magnetar es corta; sus potentes campos magnéticos se desmoronan pasados los 10 000 años, perdiendo consecuentemente su vigorosa emisión de rayos X. Dado el número de magnetares observables hoy en día, un cálculo eleva el número de magnetares inactivos en la Vía Láctea a unos treinta millones.

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La Estrellas móviles 

Si algo tenían claro los astrónomos hasta los tiempos modernos es que las estrellas que vemos en el cielo nocturno estaban fijadas a una gran esfera rotante, sin que sus posiciones relativas cambiaran a lo largo del tiempo. Esta esfera giraría a nuestro alrededor en un ciclo diario, concepción que presupone un universo muy pequeño; de otro modo las velocidades estelares serían increíbles. Por ejemplo, hoy sabemos que la estrella Betelgeuse (en la constelación de Orión) se encuentra a 643 años luz de distancia. Para dar cada día una vuelta a la Tierra, debería moverse a una velocidad absurda de 168 años luz por hora, que convertida a km/h daría como resultado una cifra próxima a los mil seiscientos billones. Claro, que la alternativa era considerar que nuestro mundo completa a diario un giro sobre su eje, y esto implica que un ser humano situado en el ecuador terrestre se mueve a una velocidad de 1.668 km/h, lo que contradice nuestra impresión natural de estar en una Tierra inmóvil. Los vientos creados por un giro semejante serían tremendos.

A lo largo de la Edad Moderna, se fue extendiendo la idea de que el Sol es una más dentro de un universo de estrellas. En 1610 Galileo Galilei descubrió con su telescopio que la nube blanca que vemos en el cielo nocturno y llamamos la Vía Láctea estaba compuesta por muchísimas estrellas de apariencia diminuta. Y en 1755, el filósofo Immanuel Kant supuso que la Vía Láctea debía de ser un conjunto rotante, semejante a nuestro Sistema Solar pero formado por estrellas en lugar de planetas. Una de estas estrellas con movimiento de traslación sería nuestro Sol.

Naturalmente, en una galaxia rotante la posición relativa de las estrellas vistas desde un punto interior a ella cambia con el paso del tiempo. Si la humanidad no lo ha percibido a lo largo de la historia es solo porque el tiempo trascurrido desde que dibujamos mapas de estrellas es insignificante en relación con los 240 millones de años que dura un giro completo. Pero los modernos medios de medición permiten apreciar cambios sutilísimos, calcular la distancia aproximada a la que se encuentra cada estrella y trazar el mapa tridimensional de nuestra galaxia. Y así podemos predecir los cambios que se producirán en el futuro en la figura de las constelaciones.

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Vía Lactea 

La galaxia de la Vía Láctea o simplemente Vía Láctea es una galaxia espiral donde se encuentra el sistema solar y a su vez se encuentra la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada. Su diámetro medio se estima en unos 100 000 años luz, equivalentes a casi un trillón y medio (1,42×1018) de kilómetros o 9480 millones de unidades astronómicas. Se calcula que contiene entre 200 000 y 400 000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 25 766 años luz (7900 pc), es decir, el 52 % del radio total galáctico. La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, como lo muestra un estudio reciente) 

El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la tenue banda de luz que atraviesa el firmamento terrestre, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Era (Juno para los romanos). Rubens representa la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia, el astrónomo Demócrito (460 a. C.-370 a. C.) sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas demasiado tenues individualmente como para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halla respaldo hasta 1609 cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei hace uso del telescopio y constata que Demócrito estaba en lo cierto, ya que a donde quiera que mirase, aquel se encontraba lleno de estrellas. 

En nuestro sistema solar hay muchas cosas por descubrir cosas que el ser humano aun no ha alcanzado a conocer. En nuestra vía lactea hay planetas que sabemos cuales son porque los astrónomos y barios científicos an descubierto al pasar de los años de investigación y podemos decir que vivimos en un planeta que no es del todo seguro, un planeta que esta dentro de una galaxia donde habitan muchas de ella, millones y billones de galaxias donde pueden habitar mas de lo que podamos descubrir hasta hoy.  

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Supernovas 

El término más arcaico fue utilizado desde la antigüedad para indicar la explosión de una estrella enana blanca en sus capas externas, las cuales producen una luminosidad que puede aumentar 100.000 veces su brillo original. Esta luminosidad dura unos pocos días y, en ocasiones, puede ser observada a simple vista desde la Tierra. Al ver un nuevo resplandor en el cielo, los seres humanos creían que había aparecido una nueva estrella. Al año siguiente de la muerte de Fritz Zwicky, en agosto de 1975, apareció una nova que pudo ser observada a simple vista desde la Tierra, durante algunos días. Esta nova surgió de la explosión de una gigante roja.

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad luminosa hasta alcanzar una magnitud absoluta mayor que el resto de la galaxia. Posteriormente su brillo decrece de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente. Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que  

La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto ha resultado en la adopción 

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