DESCRIPCIÓN DE UNA ESTRELLA.
Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten
radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones
nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única
excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma
forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento,
pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben
sólo a través de los siglos.
SISTEMAS ESTELARES.
Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas
que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la
fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación
se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso
ambos son sistemas estelares.
AGRUPACIONES ESTELARES
Son grupos de estrellas ligadas entre sí por la gravedad. A veces también las
liga su origen.
Se los suele llamar cúmulos estelares. Hay abiertos y cerrados
ASOCIACIONES ESTELARES.
Son grupos de estrellas con características físicas similares y que se
encuentran reunidas en una cierta región del espacio.Tienen una densidad
bastante menor y no están caracterizados por una estructura particular.
TEMPERATURA SUPERFICIAL DE UNA ESTRELLA
Es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas mediante la
explicación de las leyes de radiación: la ley de WIEN presenta problemas debido
al intervalo de longitud de onda. La ley de STEFAN-BOLTZMANN se emplea cuando
se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. La ley de BLANK es la
más utilizada para determinar temperatura por intermedio de colores.
CALIFICACION ESPECTRAL:
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Espectro de la Estrella Rigel.
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Una de las maneras de clasificar las estrellas
es por medio de su espectro. Esta clasificacion fue desarrollada inicialmente
en la Universidad de Harvard, y posteriormente se fue perfeccionando hasta
llegar a la actual clasificación completa.
Clasificacion comun
Clasificacion extendida
Estrellas infrarrojas
Tipo: L
Temperatura superficial: entre 2000 - 1500ºK
Caracteristicas espectrales: Bandas de TiO y oxido de vanadio (VO) débiles;
hidruro de hierro (FeH) y hidruro de cromo (CrH) se incrementan; metales
alcalinos como (Na), potasio (K), cesio (Cs), rubidio (Rb). En enanas muy
marrones (líneas litio (Li)).
Ejemplos: 2MASS J1146+2230
existen los subtipos:
Subtipos:
Están indicados por un numero detrás de 0 a 9. Numero mas alto = temperatura
superficial más baja.
Otros tipos:
Tipo S
Descripción: Estrellas M con fuertes bandas de oxido de circonio (ZrO) y bandas
débiles o ausentes de TiO.
Subtipos:
Primer numero detrás: 1-10
Clase de temperatura: numero mas alto = temperatura de superficie mas baja.
Segundo numero detrás: 1-9
Clase de abundancia: numero mas alto = mas abundancia de ZrO a TiO
Ejemplos: U Cassiopeiae, T Camelopardalis
Tipo MS
Descripción: Estrella que tienen propiedades espectrales entre los tipos M y S.
Ejemplos: RR Carinae
Códigos añadidos
Còdigo 'a' + 'b'
Estrella mas brillante (a) o mas débil (b) que una estrella típica de su clase.
Para estrellas de clase I los códigos se usaran siempre.
DIAGRAMA DE HERTZPRUNG-RUSSELL
Es un grafico bidimensional que representa la relación entre el índice de calor
de una estrella (sobre las abscisas, aumentando hacia la derecha), por esta
razón se lo conoce también como diagrama color- magnitud debido a la relación
que existe entre índice de color, temperatura efectiva y tipo espectral,
cualquiera de ellos puede usarse indistintamente sobre el eje de las abscisas.
MASA DE LAS ESTRELLAS
Los astrónomos han encontrado, mediante
modelos numéricos y observaciones, cómo se relaciona el tiempo de vida de una
estrella y la masa con la que nace.
Las estrellas con masa mucho más grande que el Sol viven poco tiempo (unos 1.1
millones de años), cuanto más masiva sea una estrella más pronto morirá. Una
estrella con 100 veces la masa del sol habría nacido y muerto unas 4000 veces
en lo que el Sol ha tenido de vida (4,500,000,000 años).
Por otro lado, las estrellas con menor masa que el Sol viven mucho tiempo (10
mil millones de años). Cuanto menos masa tenga una estrella más tiempo vivirá.
De hecho, se han encontrado estrellas que se formaron poco después de haberse
creado el universo, hace unos 13,000,000,000 años. Sin embargo, hacia ambos
lados existen límites.
Teóricamente, no pueden existir estrellas con masas superiores a unas 150 masas
solares. En estrellas de este tipo los vientos estelares y la presión de
radiación son tan grandes, que las capas más externas son arrancados violenta y
constantemente.
Observacionalmente, la estrella más masiva que se conoce es HD 269810 (150
veces la masa del Sol) en la nube mayor de Magallanes, en la constelación de
Dorado.
Hacia las bajas masas también hay límites. Teóricamente, es necesario que una
estrella tenga por lo menos 0.8 de la masa del Sol para que comiencen las
reacciones nucleares en su centro. Las estrellas de baja masa son muy difíciles
de encontrar puesto que no son muy brillantes.
Cabe hacer la aclaración de que las estrellas llamadas enanas no necesariamente
tienen poca masa.
Las estrellas de baja masa (desde .7 hasta 8 veces la masa del Sol) cuando
llegan al final de sus vidas pierden mucho del material que forma sus
envolventes y crean lo que conocemos como una nebulosa planetaria. Sin embargo,
en el centro de estas estrellas el matarial colapsa más y más hacia el centro.
Los átomos que forman el núcleo llegan a estar tan próximos unos de otros que
el material se vuelve degenerado, es decir que ya no se cumple el princípio de
exclusión de Pauli para los electrones. El resultado es un material muy denso,
tanto que un cubo del tamaño de un pulgar podría pesar en la tierra
toneladas¡¡. Estas son las llamadas estrellas enanas blancas.
Los objetos que por su baja masa no logran generar reacciones nucleares con
hidrógeno son llamadas enanas café o marrones. En realidad estos objetos, son
algo intermedio entre una estrella y un planeta. De hecho, podemos decir que un
objeto es una estrella en la secuencia principal (ver diagrama H-R) sí y solo
sí ya ha comenzado a quemar hidrógeno en su núcleo para transformarlo en helio.
Las enanas marrones podrían tener reacciones nucleares de deuterio (un isotopo
del hidrógeno), pero no serían estrellas en secuencia principal.
Finalmente, la diferencia entre una enana marrón y un planeta sería que, este
último se forma entorno a una estrella y del material que está siendo acretado.
El primero, es un objeto solitario, que terminará sus días como una enana
oscura, fría y sin jamás haber generado luz visible por sí misma.
Como se mencionó antes, la cantidad de estrellas de baja masa es mucho mayor
que el número de las muy masivas. Por cada estrella masiva se llegan a formar
cientos de baja masa. Sin embargo, como lo veremos en el siguiente artículo, la
luz visible proveniente de las estrellas de alta masa es la que domina, es
decir, podemos ver las galaxias y la nuestra es visible desde las otras,
gracias a las estrellas de alta masa, a pesar de que son las menos.
ESTRUCTURA INTERNA DE LAS ESTRELLAS
Una estrella típica se divide en núcleo, manto
y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que
generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y
según cómo la transporte, por convección o
por radiación,
se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la
parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona
solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas
se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una
excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al
millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad
esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente
aceleradas por el campo
magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas
partículas altas temperaturas.
ANALISIS INTERIOR DE LAS ESTRELLAS
Las entrañas de la estrella
Ya tenemos pues un fenómeno físico -la propagación de ondas- que conecta el
interior de una estrella con su superficie. Bastaría con escuchar esas ondas
para disfrutar de un relato fidedigno de su aventura por las entrañas de la
estrella. ¿Le resulta familiar? ¡Exacto! La Sismología obra de forma similar.
Esta rama de la Geofísica estudia el interior de la Tierra analizando las ondas
que se propagan, ya sea por fenómenos naturales (fallas, terremotos, volcanes,
etc.) o artificiales (cargas estratégicamente colocadas). Pues bien, de forma
análoga existe una rama de la Astrofísica llamada Sismología Estelar o
Astrosismología, que estudia el interior estelar a partir del análisis de las
ondas que se propagan por la estrella. Éstas, al contrario de las ondas sísmicas
de la Tierra, no pierden su energía y están reflejándose continuamente dentro
de la estrella.
Pero ¿cómo detectamos las ondas estelares a millones de kilómetros de distancia
y en el vacío? Recurriendo al ingenio al que hacíamos alusión al comienzo. El
astrosismólogo detecta, en realidad, variaciones de la intensidad luminosa
proveniente de la estrella. Dichas variaciones son periódicas y obedecen a
deformaciones de la superficie estelar inducidas por los modos naturales de
oscilación de la estrella. Se trata de los modos propios de vibración, como los
característicos de los instrumentos musicales. Cada modo de oscilación se
corresponde con una variación de la luz única, lo que permite su identificación
(de la misma manera que reconocemos una nota musical).
¿Cómo se determina la edad de las estrellas?
La respuesta corta es que nuestro Sol es la
única estrella de la que sabemos con absoluta precisión su edad, fijada en
4,570 millones de años mediante datación radiactiva de meteoritos y métodos
heliosísmicos.
Para el resto de estrellas, todos los métodos son bastante aproximados, a menos
que formen parte de un cluster (agrupaciones
de cientos a millones de estrellas, más pequeñas que galaxias), en cuyo caso sí
existen métodos relativamente precisos como el que se explica a continuación.
EVOLUCIÓN ESTELAR
En astronomía, se denomina evolución estelar a
la secuencia de cambios que una estrella
experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las
estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las
primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y
Helmholtz
propusieron que las estrellas extraían su
energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría
permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de
millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los
geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa
discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la
gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear
como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida
por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación
hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones
nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se
producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la
evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la
gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de
gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear,
que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica
resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta
batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más
combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá,
fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y
su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras
cercanas.
ESTRELLAS NEUTRONES.
Una estrella de neutrones es un remanente
estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible
nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic.
Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de
neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro,
como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como
piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas
solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las
estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas
envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias),
mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una
masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km
(análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde
un menor radio)
AGUJEROS NEGROS
El bautizo
La denominación "Agujero negro" es atribuida a John
Archibald Wheeler, y la utilizó básicamente porque dicho fenómeno no es visible
a la vista y a que traga todo lo que está próximo a él como si fuera un hoyo al
que todos caen indefectiblemente. Antes de este nombre poseía diversas
denominaciones como "estrella congelada", "ojo del diablo",
entre otros.
Buscando padrinos
La evolución de su nombre ha ido de la mano con el entendimiento de dicho
fenómeno que de por sí resulta fascinante. Ya en 1783 John Michell planteó la
idea de lo que sucedería con una estrella súper masiva la cual poseería una
gravedad tan grande que ni la misma luz escaparía a su gravedad. Pero no fue
hasta 150 años después que el astrónomo de origen bávaro Karl Schwarzchild
consiguió explicar matemáticamente el fenómeno de los agujeros negros; para
ello se apoyó en los estudios de relatividad que realizó Albert Einstein. A
partir de ese estudio es que se crea la variable del radio de Schwarzchild el
cual determina un radio de horizonte de sucesos en el que la masa de un cuerpo
puede ser comprimida para formar un agujero negro. Pero el inconveniente es que
con esta teoría los recientemente denominados agujeros negros sólo eran
conocidos como fenómenos sin carga ni rotación.
En 1963 el físico y matemático Roy Kerr describió el comportamiento teórico de
un agujero negro en rotación. Su modelo predecía una rotación constante en
velocidad, siendo la forma y el tamaño dependientes de la velocidad de rotación
y de la masa del agujero. El modelo indicaba también una relación directa entre
la velocidad y el grado de deformación que el agujero poseía considerando que
todo cuerpo que formara el agujero negro llegaría indefectiblemente a un estado
estacionario.
Se incrementa el interés
Es así como los agujeros negros (aún no bautizados) suscitan el interés de los
más eminentes científicos y matemáticos de nuestro mundo. Stephen Hawking
conjuntamente con Roger Penrose define al agujero negro como "un
conjunto de sucesos del cual nada es posible escapar a gran distancia".
Aquí se hace popular la palabra "singularidad" la cual se
utiliza para describir en una palabra las condiciones sumamente especiales en
las que se encuentran la densidad y el espacio - tiempo. Penrose define el
término "singularidad desnuda" como el estado en donde la densidad y
el espacio - tiempo son infinitas, este estado sólo se dá dentro de un agujero
negro. Otros científicos inmersos en el estudio de los agujeros negros fueron
(antes de su denominación) Carl Sagan, Werner Israel, Richard Feynman, entre
otros.
Y finalmente ... un nombre
No fue hasta luego de diversos estudios e infinidad de descubrimientos que
finalmente en 1969 el científico John Weeler acuñó el término "AGUJERO
NEGRO" desde el punto de vista de la naturaleza de la luz (onda -
partícula). Esto debido a la fascinante idea de una gravedad casi infinita de
la que no escapa nada (ni siquiera la luz).
Clasificación de las estrellas variables
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
Estrellas variables intrínsecas: son aquellas
en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de
las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se
expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
Variables eruptivas: aquellas que experimentan
erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
Variables cataclísmicas: aquellas que
experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
Estrellas variables extrínsecas: son aquellas
en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la
rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales,
según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra
ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad
es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos
de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su
brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada,
tienen forma elipsoidal.
Estos subgrupos se pueden dividir en varios
tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del
nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas
U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.
Medio interestelar
El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y
rayos cósmicos envueltos en un campo
magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en
masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas,
de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8%
en número (70.4% en masa) de hidrógeno,
un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados,
comúnmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción
significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las
regiones más densas y frías del medio interestelar.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William
Herschel y a Jacobus
Kapteyn la falsa impresión de que nuestro Sistema Solar se encontraba
cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen
las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las
estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este
decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la
luz es causado por la absorción de fotones a
ciertas longitudes de onda.
Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico se
encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa.
Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por
una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra. Asimismo,
la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de
onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un
efecto de enrojecimiento (reddening en
inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente.
Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de infrarrojos permiten
ver mejor a través de dichas nubes.
Otro efecto interesante es la polarización lineal de la luz
que es debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente
alargados por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de
sus líneas de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la
existencia de campos magnéticos coherentes en el medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la
temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvin), caliente
(miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).
Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes
moleculares,nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas
parecidas.
Nebulosa planetaria
Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una
envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado,
expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan
las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus
vidas.
El nombre se debe a que sus descubridores, en el siglo XVIII observaron
que su aparencia era similar a los planetas
gigantes vistos a través de los telescopios ópticos
de la época, aunque realmente no tienen ninguna relación con los planetas. Se
trata de un fenómeno relativamente breve en términos astronómicos, que dura del
orden de las decenas de miles de años (el tiempo de vida de una estrella común
ronda los diez mil millones de años).
La Vía Láctea es nuestra galaxia
La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y
puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total
wide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones
de veces la del Sol.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del
centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.
No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos,
polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un
poderoso agujero negro.
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de
forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo
están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de
hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.
La Vía Láctea forma parte del Grupo Local
Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) y
del Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las
galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas
y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.
En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años luz
de diámetro.
Todo el gupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de Virgo, a unos 50
millones de años luz.
Las galaxias son uno de los objetos de estudio más recurrentes para la ciencia.
Pero, ¿cuáles son las características principales de las galaxias? Esa
es a pregunta que responderemos en este nuevo artículo de hoy. Primero
comenzaremos diciendo que hay tres propiedades que son utilizadas para separar
a los diferentes tipos de galaxias. A saber:
Color
Cuando nos referimos al color de las galaxias,
por lo general estamos hablando de la población estelar. Las primeras galaxias,
como por ejemplo las elípticas, no contenían ningún tipo de gas o polvo, lo que
da como resultado que no se formen estrellas, lo cual provoca que la galaxia se
vea dominada por un color rojizo, propio de este tipo de galaxias.
Por otro lado, los cúmulos de tipo espiral sí forman estrellas y por lo tanto
los identifica un color mas bien azulado. Ambos tipos están determinados, como
dijimos, por el tipo de población, aunque también hay otros parámetros que
afectan el color de las galaxias, como por ejemplo la presencia de polvo.
Tamaño
El tamaño de las galaxias se ve determinado
por la medición de su extensión angular en el cielo y la determinación de su
distancia real. También hay estudios que revelaron que el tamaño de las
galaxias también puede ser medido mediante la cantidad de materia oscura que
contienen.
En el caso de nuestra galaxia, la Vía Láctea, es considerada una galaxia
grande: la mayoria de las estrellas se encuentran en un disco que tiene
alrededor de 100.000 años luz de diámetro y 3000 años luz de ancho.
Luminosidad
La luminosidad de las galaxias puede ser
determinada midiendo su magnitud y combinándola con su distancia. En lo que
respecta al tamaño, la determinación de la magnitud de las luminosidades es
complicado, ya que es bastante difícil definir una localización precisa de lo
que se podría llamar el "borde" de una nebulosa.
Otro factor que complica la medición es el polvo cósmico, el cual puede
disminuir la luminosidad considerablemente.
Quásar
Los Cuásares son objetos lejanos que emiten
grandes cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las
estrellas. Los cuásares son centenares de miles de millones de veces más
brillantes que las estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten
intensa radiación cuando capturan estrellas o gas interestelar.
Relación entre los quasares y las galaxias
Al principio, los astrónomos no veían ninguna
relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos
tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse
galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se
piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la
actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no
desaparece del todo.
