Astronomía teórica

«Contrariamente a la creencia generalizada entre los físicos de laboratorio, la astronomía ha contribuido al avance de nuestro conocimiento de la física».^[1] La física ha ayudado a esclarecer los fenómenos astronómicos, y la astronomía ha ayudado a esclarecer los fenómenos físicos:

1. El descubrimiento de la ley de la gravedad provino de la información proporcionada por el movimiento de la Luna y los planetas,
2. La viabilidad de la fusión nuclear, tal y como se demuestra en el Sol y las estrellas, y que aún no se ha reproducido en la Tierra de forma controlada.^[1]

La integración de la astronomía con la física implica:

Interacción física	Fenómenos astronómicos
Electromagnetismo:	observación mediante el espectro electromagnético
Radiación del cuerpo negro	radiación estelar
Radiación sincrotrón	fuentes de radio y rayos X
Dispersión Compton inversa	fuentes astronómicas de rayos X
Aceleración de partículas cargadas	púlsares y rayos cósmicos
Absorción/dispersión	polvo interestelar
Strong and weak interaction:	nucleosíntesis en las estrellas
	rayos cósmicos
	supernovas
	universo primitivo
Gravedad:	movimiento de planetas, satélites y estrellas binarias, estructura y evolución estelar, movimientos de N cuerpos en cúmulos de estrellas y galaxias, agujeros negros y el universo en expansión.[1]

El objetivo de la astronomía es comprender la física y la química del laboratorio que hay detrás de los acontecimientos cósmicos, con el fin de enriquecer nuestra comprensión del cosmos y de estas ciencias.^[1]

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La astroquímica, la intersección entre las disciplinas de la astronomía y la química, es el estudio de la abundancia y las reacciones de los elementos químicos y las moléculas en el espacio, así como su interacción con la radiación. La formación, la composición atómica y química, la evolución y el destino de las nubes de gas moleculares revisten especial interés, ya que es a partir de estas nubes que se forman los sistemas solares.

La astronomía infrarroja, por ejemplo, ha revelado que el medio interestelar contiene un conjunto de compuestos de carbono en fase gaseosa complejos llamados hidrocarburos aromáticos, a menudo abreviados (PAH o PAC). Se dice que estas moléculas, compuestas principalmente por anillos fusionados de carbono (ya sea en estado neutro o ionizado), son la clase más común de compuestos de carbono en la galaxia. También son la clase más común de moléculas de carbono en los meteoritos y en el polvo cometario y asteroidal (polvo cósmico). Estos compuestos, al igual que los aminoácidos, las bases nucleicas y muchos otros compuestos presentes en los meteoritos, contienen deuterio (²H) e isótopos de carbono, nitrógeno y oxígeno que son muy raros en la Tierra, lo que demuestra su origen extraterrestre. Se cree que los HAP se forman en entornos circumestelares calientes (alrededor de estrellas gigantes rojas moribundas ricas en carbono).

La escasez del espacio interestelar e interplanetario da lugar a una química inusual, ya que las reacciones prohibidas por la simetría no pueden producirse excepto en escalas de tiempo muy largas. Por esta razón, las moléculas y los iones moleculares que son inestables en la Tierra pueden ser muy abundantes en el espacio, por ejemplo, el ion H₃⁺. La astroquímica se solapa con la astrofísica y la física nuclear en la caracterización de las reacciones nucleares que se producen en las estrellas, las consecuencias para la evolución estelar y las «generaciones» estelares. De hecho, las reacciones nucleares en las estrellas producen todos los elementos químicos que se encuentran en la naturaleza. A medida que avanzan las «generaciones» estelares, aumenta la masa de los elementos recién formados. Una estrella de primera generación utiliza hidrógeno elemental (H) como fuente de combustible y produce helio (He). El hidrógeno es el elemento más abundante y es el componente básico de todos los demás elementos, ya que su núcleo solo tiene un protón. La atracción gravitatoria hacia el centro de una estrella genera enormes cantidades de calor y presión, lo que provoca la fusión nuclear. A través de este proceso de fusión de masa nuclear, se forman elementos más pesados. El litio, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno son ejemplos de elementos que se forman en la fusión estelar. Después de muchas generaciones estelares, se forman elementos muy pesados (por ejemplo, hierro y plomo).

Los astrónomos teóricos utilizan una amplia variedad de herramientas, entre las que se incluyen modelos analíticos (por ejemplo, politropos para aproximar el comportamiento de una estrella) y simulaciones numéricas computacionales. Cada uno tiene sus ventajas. Los modelos analíticos de un proceso suelen ser mejores para comprender en profundidad lo que está sucediendo. Los modelos numéricos pueden revelar la existencia de fenómenos y efectos que de otro modo no se verían.^[2][3]

Los teóricos de la astronomía se esfuerzan por crear modelos teóricos y averiguar las consecuencias observacionales de esos modelos. Esto ayuda a los observadores a buscar datos que puedan refutar un modelo o ayudar a elegir entre varios modelos alternativos o contradictorios.

Los teóricos también tratan de generar o modificar modelos para tener en cuenta los nuevos datos. En consonancia con el enfoque científico general, en caso de inconsistencia, la tendencia general es tratar de realizar modificaciones mínimas en el modelo para ajustarlo a los datos. En algunos casos, una gran cantidad de datos inconsistentes a lo largo del tiempo puede llevar al abandono total de un modelo.

Los temas estudiados por los astrónomos teóricos incluyen:

1. dinámica y evolución estelar;
2. formación de galaxias;
3. estructura a gran escala de la materia en el universo;
4. origen de los rayos cósmicos;
5. relatividad general y cosmología física, incluyendo la cosmología de cuerdas y la física de astropartículas.

La relatividad astrofísica sirve como herramienta para medir las propiedades de las estructuras a gran escala en las que la gravedad desempeña un papel significativo en los fenómenos físicos investigados, y como base para la física (astro) de los agujeros negros y el estudio de las ondas gravitacionales.

Algunas teorías y modelos ampliamente aceptados y estudiados en astronomía, ahora incluidos en el modelo Lambda-CDM, son el Big Bang, la inflación cósmica, la materia oscura y las teorías fundamentales de la física.

Algunos ejemplos de este proceso:

Proceso físico	Herramienta experimental	Modelo teórico	Explica/predice
Gravitación	Radiotelescopios	Sistema autogravitatorio	Aparición de un sistema estelar
Fusión nuclear	Espectroscopia	Evolución estelar	Cómo brillan las estrellas y cómo se formaron los metales
Big Bang	Telescopio espacial Hubble, COBE	Universo en expansión	Edad del universo
Fluctuaciones cuánticas		Inflación cósmica	Problema de planitud
Colapso gravitacional	Astronomía de rayos X	Relatividad general	Agujeros negros en el centro de la galaxia de Andrómeda
Ciclo CNO en las estrellas

La materia oscura y la energía oscura son los temas más importantes actualmente en astronomía,^[4] ya que su descubrimiento y controversia se originaron durante el estudio de las galaxias.

Entre los temas abordados con las herramientas de la física teórica, a menudo se presta especial atención a las fotosferas estelares, las atmósferas estelares, la atmósfera solar, las atmósferas planetarias, las nebulosas gaseosas, las estrellas no estacionarias y el medio interestelar. Se presta especial atención a la estructura interna de las estrellas.^[5]

La observación de una explosión de neutrinos en las tres horas siguientes a la explosión óptica asociada de la supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes (LMC) brindó a los astrofísicos teóricos la oportunidad de comprobar que los neutrinos y los fotones siguen las mismas trayectorias en el campo gravitatorio de la galaxia.^[6]

Una forma general de la primera ley de la termodinámica para agujeros negros estacionarios puede derivarse de la integral funcional microcanónica para el campo gravitatorio.^[7] Los datos de contorno:

1. el campo gravitatorio descrito con un sistema microcanónico en una región espacialmente finita y
2. la densidad de estados expresada formalmente como una integral funcional sobre métricas lorentzianas y como una funcional de los datos geométricos de contorno que están fijados en la acción correspondiente,

Son las variables termodinámicas extensivas, incluyendo la energía y el momento angular del sistema.^[7] Para el caso más simple de la mecánica no relativista, como se observa a menudo en los fenómenos astrofísicos asociados con el horizonte de sucesos de un agujero negro, la densidad de estados puede expresarse como una integral funcional en tiempo real y, posteriormente, utilizarse para deducir la integral funcional en tiempo imaginario de Feynman para la función de partición canónica.^[7]

Las ecuaciones de reacción y las grandes redes de reacción son una herramienta importante en la astroquímica teórica, especialmente cuando se aplican a la química de gas y granos del medio interestelar.^[8] La astroquímica teórica ofrece la posibilidad de poder establecer restricciones en el inventario de compuestos orgánicos para su entrega exógena a la Tierra primitiva.

«Un objetivo importante de la astroquímica teórica es dilucidar qué compuestos orgánicos son de origen interestelar auténtico e identificar posibles precursores interestelares y vías de reacción para aquellas moléculas que son el resultado de alteraciones acuosas».^[9] Una de las formas de alcanzar este objetivo es mediante el estudio del material carbonoso que se encuentra en algunos meteoritos. Las condritas carbonáceas (como C1 y C2) incluyen compuestos orgánicos como aminas y amidas; alcoholes, aldehídos y cetonas; hidrocarburos alifáticos y aromáticos; ácidos sulfónicos y fosfónicos; aminoácidos, hidroxicarboxílicos y carboxílicos; purinas y pirimidinas; y material de tipo querógeno.^[9] Los inventarios orgánicos de los meteoritos primitivos muestran un enriquecimiento considerable y variable en deuterio, carbono 13 (¹³C) y nitrógeno 15 (¹⁵N), lo que indica que conservan su herencia interestelar.^[9]

La composición química de los cometas debería reflejar tanto las condiciones de la nebulosa solar exterior hace unos 4500 millones de años como la naturaleza de la nube interestelar natal a partir de la cual se formó el sistema solar.^[10] Aunque los cometas conservan una fuerte huella de sus orígenes interestelares, es probable que se produjeran importantes procesos en la nebulosa protosolar.^[10] Los primeros modelos de química de la coma mostraron que las reacciones pueden producirse rápidamente en la coma interna, donde las reacciones más importantes son las de transferencia de protones.^[10] Estas reacciones pueden potencialmente hacer circular el deuterio entre las diferentes moléculas de la coma, alterando las proporciones iniciales de D/H liberadas por el hielo nuclear, y haciendo necesaria la construcción de modelos precisos de la química del deuterio cometario, de modo que las observaciones de la coma en fase gaseosa puedan extrapolarse con seguridad para obtener las proporciones nucleares de D/H.^[10]

Aunque las líneas de comprensión conceptual entre la astroquímica teórica y la astronomía química teórica a menudo se difuminan, de modo que los objetivos y las herramientas son los mismos, existen sutiles diferencias entre ambas ciencias. La química teórica aplicada a la astronomía busca, por ejemplo, nuevas formas de observar los compuestos químicos en los objetos celestes. Esto a menudo lleva a la astroquímica teórica a buscar nuevas formas de describir o explicar esas mismas observaciones.

La nueva era de la astronomía química tuvo que esperar a que se enunciaran claramente los principios químicos de la espectroscopia y la teoría aplicable.^[11]

La radiactividad de las supernovas domina las curvas de luz y la química de la condensación del polvo también está dominada por la radiactividad.^[12] El polvo suele ser carbono u óxidos, dependiendo de cuál sea más abundante, pero los electrones Compton disocian la molécula de CO en aproximadamente un mes.^[12] La nueva astronomía química de los sólidos de las supernovas depende de la radiactividad de las supernovas:

1. La radiogénesis del ⁴⁴Ca a partir de la desintegración del ⁴⁴Ti tras la condensación del carbono establece su origen en una supernova.
2. Su opacidad es suficiente para desplazar las líneas de emisión hacia el azul tras 500 días y emite una luminosidad infrarroja significativa.
3. Las tasas cinéticas paralelas determinan los isótopos traza en los grafitos de supernova meteoríticos.
4. La química es cinética, más que debida al equilibrio térmico, y
5. Es posible gracias a la radiodesactivación de la trampa de CO para el carbono.^[12]

Al igual que en la astronomía química teórica, las líneas de comprensión conceptual entre la astrofísica teórica y la astronomía física teórica suelen ser difusas, pero, una vez más, existen sutiles diferencias entre estas dos ciencias. La física teórica aplicada a la astronomía busca nuevas formas de observar los fenómenos físicos en los objetos celestes y qué buscar, por ejemplo. Esto a menudo lleva a la astrofísica teórica a buscar nuevas formas de describir o explicar esas mismas observaciones, con la esperanza de converger para mejorar nuestra comprensión del entorno local de la Tierra y del universo físico.

Los elementos de la matriz nuclear de los operadores relevantes, extraídos de los datos y de un modelo de capas y aproximaciones teóricas, tanto para los modos de desintegración con dos neutrinos como sin neutrinos, se utilizan para explicar los aspectos de la interacción débil y la estructura nuclear de la desintegración doble beta nuclear.^[13]

Por primera vez se han producido de forma inequívoca nuevos isótopos ricos en neutrones, ³⁴Ne, ³⁷Na y ⁴³Si, y se han obtenido pruebas convincentes de la inestabilidad de las partículas de otros tres, ³³Ne, ³⁶Na y ³⁹Mg.^[14] Estos hallazgos experimentales concuerdan con las predicciones teóricas recientes.^[14]

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Hasta hace poco, todas las unidades de tiempo que nos parecen naturales se deben a fenómenos astronómicos:

1. La órbita de la Tierra alrededor del Sol => el año y las estaciones,
2. La órbita de la Luna alrededor de la Tierra => el mes,
3. La rotación de la Tierra y la sucesión de la luz y la oscuridad => el día (y la noche).

La alta precisión parece ser un problema:

1. surgen ambigüedades en la definición exacta de una rotación o revolución,
2. algunos procesos astronómicos son desiguales e irregulares, como la inconmensurabilidad del año, el mes y el día,
3. existen multitud de escalas de tiempo y calendarios para resolver los dos primeros problemas.^[15]

Algunas de estas escalas de tiempo estándar son el tiempo sideral, el tiempo solar y el tiempo universal.

Del Sistema Internacional (SI) proviene el segundo, definido como la duración de 9 192 631 770 ciclos de una transición de estructura hiperfina particular en el estado fundamental del cesio-133 (¹³³Cs).^[15] Para su uso práctico, se requiere un dispositivo que intente producir el segundo SI (s), como un reloj atómico. Pero no todos estos relojes coinciden. La media ponderada de muchos relojes distribuidos por toda la Tierra define el Temps Atomique International, es decir, el tiempo atómico TAI.^[15] Según la teoría general de la relatividad, el tiempo medido depende de la altitud sobre la Tierra y de la velocidad espacial del reloj, por lo que el TAI se refiere a una ubicación a nivel del mar que gira con la Tierra.^[15]

Dado que la rotación de la Tierra es irregular, cualquier escala de tiempo derivada de ella, como la hora media de Greenwich, provocaba problemas recurrentes a la hora de predecir las efemérides de las posiciones de la Luna, el Sol, los planetas y sus satélites naturales.^[15] En 1976, la Unión Astronómica Internacional (IAU) resolvió que la base teórica del tiempo efeméride (ET) era totalmente no relativista y, por lo tanto, a partir de 1984, el tiempo efeméride sería sustituido por dos escalas de tiempo adicionales que tendrían en cuenta las correcciones relativistas. Sus nombres, asignados en 1979,^[16] enfatizaban su naturaleza u origen dinámico: Tiempo Dinámico Barycéntrico (TDB) y Tiempo Dinámico Terrestre (TDT). Ambos se definieron para dar continuidad al ET y se basaban en lo que se había convertido en el segundo estándar del SI, que a su vez se había derivado del segundo medido del ET.

Durante el período comprendido entre 1991 y 2006, las escalas de tiempo TDB y TDT fueron redefinidas y sustituidas debido a dificultades o inconsistencias en sus definiciones originales. Las escalas de tiempo relativistas fundamentales actuales son el tiempo de coordenadas geocéntricas (TCG) y el tiempo de coordenadas baricéntricas (TCB). Ambas tienen velocidades basadas en el segundo SI en sus respectivos marcos de referencia (y hipotéticamente fuera del pozo gravitatorio relevante), pero debido a los efectos relativistas, sus velocidades parecerían ligeramente más rápidas cuando se observan en la superficie de la Tierra y, por lo tanto, divergen de las escalas de tiempo locales basadas en la Tierra que utilizan el segundo SI en la superficie de la Tierra.^[17]

Las escalas de tiempo de la IAU definidas actualmente también incluyen el Tiempo Terrestre (TT) (que sustituye al TDT y ahora se define como un reescalado del TCG, elegido para dar al TT una velocidad que coincida con el segundo SI cuando se observa en la superficie terrestre),^[18] y un tiempo dinámico baricéntrico redefinido (TDB), un reescalado del TCB para dar al TDB una velocidad que coincida con el segundo SI en la superficie terrestre.

Para una estrella, la escala de tiempo dinámica se define como el tiempo que tomaría una partícula de prueba liberada en la superficie para caer por debajo del potencial de la estrella hasta el punto central, si las fuerzas de presión fueran insignificantes. En otras palabras, la escala de tiempo dinámica mide la cantidad de tiempo que le tomaría a una determinada estrella colapsar en ausencia de presión interna. Mediante la manipulación apropiada de las ecuaciones de la estructura estelar, se puede encontrar que esto es:

${\displaystyle \tau _{dynamical}\simeq {\frac {R}{v}}={\sqrt {\frac {R^{3}}{2GM}}}\sim 1/{\sqrt {G\rho }}}$Donde R es el radio de la estrella, G es la constante gravitacional, M es la masa de la estrella, ρ la densidad del gas estelar (asumida como constante aquí) y v es la velocidad de escape. Como ejemplo, la escala de tiempo dinámica del Sol es de aproximadamente 1133 segundos. Tenga en cuenta que el tiempo real que le tomaría a una estrella como el Sol colapsar es mayor porque la presión interna está presente.

El modo oscilatorio 'fundamental' de una estrella estará aproximadamente en la escala de tiempo dinámica. Las oscilaciones a esta frecuencia se observan en variables cefeidas.

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Las características básicas de la navegación astronómica aplicada son:

1. Utilizable en todas las áreas de navegación alrededor de la Tierra,
2. Aplicable de forma autónoma (no depende de otros, personas o Estados) y pasiva (no emite energía),
3. Uso condicional a través de la visibilidad óptica( del horizonte y los cuerpos celestes), o estado de nubosidad,
4. Medición de precisión, el sextante es 0.1', la altitud y la posición están entre 1.5 'y 3.0'.
5. La determinación temporal tarda un par de minutos (utilizando los equipos más modernos) y ≤ 30 min (utilizando equipos clásicos).^[19]

La superioridad de los sistemas de navegación por satélite con respecto a la navegación astronómica es actualmente innegable, especialmente con el desarrollo y uso de GPS / NAVSTAR.^[19] Este sistema satelital global:

1. Permite el posicionamiento tridimensional automatizado en cualquier momento,
2. Determina automáticamente la posición de forma continua (cada segundo o incluso más a menudo),
3. Determina la posición independientemente de las condiciones meteorológicas (visibilidad y nubosidad),
4. Determina la posición en tiempo real a unos pocos metros (dos frecuencias portadoras) y 100 m (receptores comerciales modestos), lo que es de dos a tres órdenes de magnitud mejor que mediante observación astronómica,
5. Es simple incluso sin conocimiento experto,
6. Es relativamente barato, comparable al equipo para navegación astronómica, y
7. Permite la incorporación a sistemas integrados y automatizados de control y dirección del buque.^[19] El uso de la navegación astronómica o celeste está desapareciendo de la superficie y por debajo o por encima de la superficie de la Tierra.

La astronomía geodésica es la aplicación de métodos astronómicos en redes y proyectos técnicos de geodesia para:

• Lugares aparentes de las estrellas y sus movimientos propios
• Navegación astronómica precisa
• Determinación de geoides astrogeodéticos y
• Modelización de las densidades rocosas de la topografía y de las capas geológicas del subsuelo
• Geodesia satelital utilizando el fondo estelar (ver también astrometría y triangulación cósmica)
• Monitoreo de la rotación terrestre y errancia polar
• Contribución al sistema temporal de la física y las geociencias

Los algoritmos astronómicos son los algoritmos utilizados para calcular efemérides, calendarios y posiciones (como en la navegación celeste o por satélite).

Muchos cálculos astronómicos y de navegación utilizan la Figura de la Tierra como superficie que representa la Tierra.

El Servicio Internacional de Rotación de la Tierra y Sistemas de Referencia (IERS), anteriormente Servicio Internacional de Rotación Terrestre, es el organismo responsable de mantener los estándares mundiales de marcos de referencia y tiempo, en particular a través de sus grupos de Parámetros de Orientación Terrestre (EOP) y Sistema de Referencia Celeste Internacional (ICRS).

La Red del Espacio Profundo, o DSN, es una red internacional de grandes antenas e instalaciones de comunicación que respalda las misiones interplanetarias de naves espaciales y las observaciones astronómicas de radio y radar para la exploración del sistema solar y el universo. La red también admite misiones seleccionadas en órbita terrestre. DSN es parte del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA.

Un observador se convierte en un explorador del espacio profundo al escapar de la órbita terrestre.^[20] Si bien la Red del Espacio Profundo mantiene la comunicación y permite la descarga de datos desde una embarcación exploratoria, cualquier sondeo local realizado por sensores o sistemas activos a bordo generalmente requiere navegación astronómica, ya que la red de satélites circundante para garantizar un posicionamiento preciso está ausente.