Facultad de Ciencias de Educación.
Escuela de Educación Básica.
Sede La Florida.
2010

ASTRONOMÍA


Profesor: Sergio Ortíz L.
Asignatura: Ciencias Naturales y Ciencias Sociales






INTEGRANTES:

Betsabé Aliaga T.
Mary Carmen Aliaga T.
Erika Carrasco B.
Claudia Guerra A.
Laura Rodríguez R.

LAS ESTRELLAS

Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.

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Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:- Color azul, como la estrella I Cephei- Color blanco-azul, como la estrella Spica- Color blanco, como la estrella Vega- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción- Color amarillo, como el Sol- Color naranja, como Arcturus- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, ...

Estrellas visibles A-L

Alcor:

Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.

Aldebarán:

Estrella a de la constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las más brillantes del cielo. También conocida como ojo o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.

Algol:

Estrella b de la constelación de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones periódicas de luminosidad se deben a la interposición mutua de sus componentes.

Arturo:

Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene un diámetro 22 veces superior al del Sol.

Betelgeuse:

Estrella a de la constelación de Orión, la más brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular, con un período de 2,07 días.

Cabra:

Estrella más brillante de la constelación del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente de 0,2.

Cabrillas:

Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.

Canícula.:

Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.

Capella o Capela:

Estrella principal de la constelación del Cochero, de magnitud

Cástor:

Estrella a de la constelación de Géminis. Es una estrella doble, con un período de 350 años, y sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.

Deneb:

Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.

Denébola:

Segunda estrella más importante (b) de la constelación de Leo, de magnitud

Espiga:

Estrella principal de la constelación de Virgo. Se trata de un sistema doble con un periodo de 4 días. Situada a unos 160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral

.Estrella Polar:

Estrella situada a menos de 1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil para localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelación de la Osa Menor. Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año 13.000 esta posición estará ocupada por la estrella Vega.

Formalhaut:

Estrella principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoño.

Lince o Lynx:

(Alpha Lyncis) Estrella de tercera magnitud, la más brillante de la constelación del mismo nombre, situada en el hemisferio norte, entre las del Cochero y la Osa Mayor, al sur de la Jirafa y al norte de Cáncer

Markab:

Estrella a de la constelación de Perseo, perteneciente al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un valor de 2,6.Menkar: Estrella a de la constelación de la Ballena, que tiene una magnitud 2 y forma una figura triangular con Aldebarán y Rigel.

Mira Ceti:

Estrella de tipo espectral M, perteneciente a la constelación de la Ballena. Constituye el prototipo de las estrellas variables de largo período, con amplitudes y períodos irregulares.

Mirach o Mirak:

Estrella de tipo espectral M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelación de Andrómeda.

Mirfak:

Estrella a de la constelación de Perseo. Pertenece a la clase espectral F y tiene una magnitud de 1,9.Mizar: Estrella doble zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma una pareja visible a simple vista. Pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 2,4. Está formada por dos componentes desiguales con una separación de 14,5°.

Perla:

Estrella a de la constelación de la Corona Boreal, situada a 72 años luz de la Tierra. Posee una compañera que gira a su alrededor con un período de 17,4 días.

Pollux o Pólux:

Estrella perteneciente a la constelación de Géminis, situada a 35 años luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.

Proción:

Estrella a de la constelación del Can Menor, situada a 11 años luz de la Tierra y perteneciente al tipo espectral F. Con una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25" por año) y forma un sistema binario con una compañera de magnitud 13,5.

Régulo:

Estrella a de la constelación de Leo, situada a 67 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y pertenece al tipo espectral B.

Rigel:

Estrella b de la constelación de Orión, situada a 540 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y pertenece al tipo espectral B.RR Lira: Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas pulsantes.

Rukbah:

Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelación de Casiopea.Scheat: Estrella b de la constelación de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al tipo espectral M.

Schédir, Shédar o Shédir.:

Estrella a de la constelación de Casiopea. Es una variable perteneciente al tipo espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.Sirio: Estrella a del Can Mayor, la más brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo espectral A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio B), de período 50 años.

Sirrah:

Estrella a de la constelación de Andrómeda, de magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.Tolimán: Estrella a de la constelación de Centauro. Se trata de un sistema doble, en que una de las componentes es muy semejante al Sol.

Trapecio:

Estrella q múltiple de la constelación de Orión, cuyas cuatro componentes principales tienen magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran Nebulosa de Orión (M 42).

Vega:

Estrella a de la constelación de la Lira, la más brillante del cielo boreal. Situada a 26 años luz de la Tierra, pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace 14.000 años y lo será nuevamente dentro de 12.000.

Formación y evolución de las estrellas
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar).

Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 .

La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.[4] Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

Variables cefeidas

Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, periódicamente, se eclipsan una a otra. Probablemente, los ejemplos más conocidos sean las variables cefeidas, cuyas pulsaciones periódicas indicacan su brillo, por lo que constituyen una importante referencia para la medición de distancias en el espacio.Sus periodos de pulsación varían entre un día y unos cuatro meses, y sus variaciones de luminosidad pueden ser de entre un 50 y un 600% entre el máximo y el mínimo. Su nombre proviene de su prototipo o estrella representativa, Delta Cefei.La relación entre su luminosidad media y el periodo de pulsación fue descubierta en 1912 por Henrietta S. Leavitt, y se conoce como relación periodo-luminosidad. Leavitt encontró que la luminosidad de una cefeida aumenta de manera proporcional a su periodo de pulsación.Así, los astrónomos pueden determinar la luminosidad intrínseca de una cefeida simplemente midiendo el periodo de pulsación. La luminosidad aparente de una estrella en el cielo depende de su distancia a la Tierra; comparando esta luminosidad con su luminosidad intrínseca se puede determinar la distancia a la que se encuentra. De este modo, las cefeidas pueden utilizarse como indicadores de distancias tanto dentro como fuera de la Vía Láctea.Existen dos tipos de cefeidas. Las más comunes se llaman cefeidas clásicas y las otras, más viejas y débiles, se conocen como estrellas W Virginis. Los dos tipos poseen distintas relaciones periodo-luminosidad.
Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas.

Novas, ¿estrellas nuevas?

Antiguamente, a una estrella que aparecía de golpe donde no había nada, se le llamaba nova, o ‘estrella nueva’. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.Quizá aparezcan 10 o 12 novas por año en la Vía Láctea, pero algunas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar.A las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, después se normaliza.La estrella que queda es una enana blanca, el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a una continua disminución de materia en favor de la estrella más grande. Este fenómeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares.

Supernovas

La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un intenso estudio astronómico.Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II.Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compañero.De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad.

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.La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondían a objeto visibles.La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).

LAS GALAXIAS

Una galaxia contiene cientos de miles de millones de estrellas estrechamente agrupadas, pero a su vez, las propias galaxias se acumulan en lo que los astrónomos denominan estructuras a gran escala. Tal como las galaxias toman diversas formas, como elípticas, espirales o irregulares, también las estructuras a gran escala abarcan desde los cúmulos estelares y largos filamentos de galaxias hasta enormes espacios vacíos. Se podría pensar que las galaxias están diseminadas aleatoriamente a través del firmamento, como si esparciésemos un puñado de arena en el suelo, pero el problema radica en que no es así, lo cual supone un auténtico reto descifrar.

Farrah se interesó en averiguar cómo nacen las estructuras a gran escala del Universo. Para establecer una medida del grado de agrupamiento en el universo temprano, buscó luz que hubiese viajado durante miles de millones de años desde galaxias extremadamente distantes, y así poder calcular la envergadura del agrupamiento en los candidatos a cúmulos estelares en estas primeras etapas de la historia del Universo.

Las ULIRGs son galaxias ultra luminosas en infrarrojo rodeadas por polvo y gas de elevada densidad; emiten principalmente en infrarrojo y su luminosidad superaría a la de un billón de soles debido a la energía generada por grandes explosiones de formación estelar (quizás iniciadas por colisiones galácticas), o en núcleos galácticos activos. Fueron descubiertas por el satélite IRAS en 1983. Se cree que son los precursores de los cúmulos estelares, lo cual confirmó el investigador al mostrar que de hecho las ULIRGS tienden a agruparse en sus fases más tempranas. La capacidad de localizar los cúmulos da galaxias nacientes permitirá a los astrónomos desvelar cuándo tuvo lugar la formación de cúmulos galácticos.

En el presente estudio se halló que estas lejanas galaxias se enlazan con grandes cúmulos de materia oscura, pero lo realmente sorprendente se encuentra en otra razón. Cómo su nombre indica, la materia oscura no emite luz, por lo que los telescopios convencionales no pueden detectarla, pero su existencia se infiere por el modo en que las estrellas dibujan las regiones en que esta misteriosa masa se encuentra concentrada.

Inesperadamente Farrah halló que las ULIRGS en diferentes puntos de la historia del Universo coinciden con acumulaciones de halos de materia oscura de masas muy similares, lo que sugiere que es necesario un mínimo de cantidad de materia oscura para que se formen galaxias y se unan en cúmulos. Este estudio proporciona pistas muy valiosas para la comprensión del modo en que la materia oscura contribuyó a moldear el Universo a lo largo de su evolución.

Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente.En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros.

En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas.Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro.

La galaxia grande más cercana es Andrómeda.

Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está a unos 2.200.000 años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Vía Láctea.

Las galaxias tienen un origen y una evolución.

Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas.Muchos núcleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro.Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.

Existen unos 100 mil millones (10011) de galaxias. Ahora bien, el proceso detallado de su formación es otra de las preguntas abiertas de la astronomía. Hay varias teorías según las cuales estructuras pequeñas como cúmulos globulares se fueron uniendo unas a otras bajo las fuerzas gravitacionales. En otros modelos, varias protogalaxias se formaron en un gran colapso simultáneo que podría durar cien millones de años.

Es muy común que las galaxias choquen e interactúen unas con otras. De hecho, se cree que las colisiones y uniones entre galaxias son uno de los principales procesos en su evolución. La mayoría de las galaxias han interactuado desde que se formaron. Y lo interesante es que en esas colisiones no hay choques entre estrellas. La razón es que el tamaño de las estrellas es muy pequeño comparado con la distancia entre ellas. En cambio, el gas y el polvo sí interactúan de tal manera que incluso llegan a modificar la forma de la galaxia. La fricción entre el gas y las galaxias que chocan produce ondas de choque que pueden a su vez iniciar la formación de estrellas en una región dada de la galaxia.

Las últimas observaciones indican que sí. La mayoría de las galaxias fueron creadas temprano en la historia del universo, y los astrónomos pensaban que galaxias grandes como la Vía Láctea, que tiene 12.000 millones de años, ya no podían nacer. Pero el telescopio espacial GALEX (Galaxy Evolution Explorer) de la NASA, lanzado en 2003, ha detectado varias galaxias que parecen tener entre cien millones y mil millones de años. Es decir, unos bebés.

Tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares.

Galaxias elípticas: con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde la E0 hasta la E7, lo que el número significa cuanto ovalada es la elipse, también es el número indicado de excentricidad, muestra escasa estructura y por lo general tienen poca materia interestal, tienen un escaso números de cúmulos abiertos y la tasa de estrellas es baja, están denominadas por estrellas viejas, que orbitan entorno al núcleo de direcciones aleatorias las cuales tiene cierto parecido a los cúmulos globulares.

Las mas grandes son gigantes elípticas ya que se cree que son el resultado de coalición.
Galaxias espirales: son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central las cuales su principal composición son las estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable.
(Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más dispersos.

Galaxias lenticulares (SO): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.
Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra.

Galaxias irregulares: Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica, es decir, que tiene forma definida.

Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular, muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de una galaxia vecina mucho mayor.
Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.

Sistema Solar

El Sistema Solar es un sistema planetario de la galaxia Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, conocido como el Brazo de Orión. Según las últimas estimaciones, el Sistema Solar se encuentra a unos 28 mil años-luz del centro de la Vía Láctea.
Está formado por una única estrella llamada Sol, que da nombre a este Sistema, más ocho planetas que orbitan alrededor de la estrella: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; más un conjunto de otros cuerpos menores: planetas enanos (Plutón, Eris, Makemake, Haumea y Ceres), asteroides, satélites naturales, cometas... así como el espacio interplanetario comprendido entre ellos.

http://www.muyinteresante.es/rcs/minisites/2009/astronomia/16.html aqui podrás encontrar más información

Sistema Solar:

El Sistema Solar es un sistema planetario de la galaxia Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, conocido como el Brazo de Orión. Según las últimas estimaciones, el Sistema Solar se encuentra a unos 28 mil años-luz del centro de la Vía Láctea.

Está formado por una única estrella llamada Sol, que da nombre a este Sistema, más ocho planetas que orbitan alrededor de la estrella: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; más un conjunto de otros cuerpos menores: planetas enanos (Plutón, Eris, Makemake, Haumea y Ceres), asteroides, satélites naturales, cometas... así como el espacio interplanetario comprendido entre ellos.

Características generales:

Los planetas y los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en sentido antihorario si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación considerable, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el Sistema Solar se clasifican en:

Sol. Una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema. Con un diámetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrógeno, un 20% de helio y el 5% de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos.

Planetas. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos. En el año 2006, una convención de astronomía en Europa declaró a Plutón como planeta enano porque no reúne las características necesarias para ser llamado planeta.

Planetas enanos. Esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Cuerpos como Plutón (hasta 2006 considerado noveno planeta del Sistema Solar), Ceres, Makemake y Eris están dentro de esta categoría.

Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, como la Luna, en la Tierra, Ganímedes, en Júpiter o Titán, en Saturno.

Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular.

Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales serían Sedna y Quaoar.

Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort.
Objetos principales del Sistema Solar

Estrella central

El Sol es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral G2, que se formó hace unos 5000 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5000 millones de años. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar.
A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista.

Planetas

El 24 de agosto de 2006, en Praga, en la XXVI Asamblea General la Unión Astronómica Internacional (UAI), se excluyó a Plutón como planeta del Sistema Solar. Tras una larga controversia sobre esta resolución, se tomó la decisión por unanimidad. Con esto se reconoce el error de haber otorgado la categoría de planeta a Plutón en 1930, año de su descubrimiento. Desde ese día el Sistema Solar queda compuesto por 8 planetas.

Los planetas son astros que describen trayectorias llamadas órbitas al girar alrededor del Sol, tienen suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuman una forma en equilibrio hidrostático (prácticamente esférica) y han limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales.

A Saturno, Júpiter, Urano y Neptuno los científicos los han denominado planetas gaseosos por contener en sus atmósferas gases como el helio, el hidrógeno y el metano, sin saber a ciencia cierta la estructura de su superficie.

Planetas enanos

Poco después de su descubrimiento en 1930, Plutón fue clasificado como un planeta por la Unión Astronómica Internacional (UAI). Sin embargo, basándose en descubrimientos posteriores, se abrió un debate por algunos, con objeto de reconsiderar dicha decisión. Finalmente, el 24 de agosto de 2006 la UAI decidió que el número de planetas no se ampliará a 12, como se propuso en la reunión que mantuvieron sus miembros en Praga, sino que debía reducirse de 9 a 8. El gran perjudicado de este nuevo orden cósmico fue, nuevamente, el polémico Plutón, cuyo pequeño tamaño y su evolución dinámica en el Sistema Solar llevó a los miembros de la UAI a excluirlo definitivamente de su nueva definición de planeta.
En dicha reunión de la UAI se creó una nueva clase de planeta, los planetas enanos, que a diferencia de los planetas, no han limpiado la vecindad de su órbita. Los cinco planetas enanos del Sistema Solar ordenados por proximidad al Sol son Ceres, Plutón, Makemake, Haumea y Eris.

Cuerpos menores

Cinturón de asteroides (Véase también: Lista de asteroides).
Objetos transneptunianos y cinturón de Kuiper (Véase también: Quaoar).
Nube de Oort (Véase también: Cometa; Sedna).
Entre los cuerpos menores, los planetas menores son cuerpos con masa suficiente para redondear sus superficies. Antes del descubrimiento de Caronte y los primeros objetos transneptunianos el término "planeta menor" era un sinónimo de asteroide. Sin embargo, el término asteroide suele reservarse para los cuerpos rocosos pequeños del Sistema Solar interior. La mayoría de los objetos transneptunianos son cuerpos helados, como cometas, aunque la mayoría de los que es posible descubrir a esas distancias son mucho mayores que los cometas.
Formación y evolución del Sistema Solar
Se da generalmente como precisa la formación del Sistema Solar hace unos 4.500 millones de años a partir de una nube de gas y de polvo que formó la estrella central y un disco circumestelar en el que, por la unión de las partículas más pequeñas, primero se habrían ido formando, poco a poco, partículas más grandes, posteriormente planetesimales, y luego protoplanetas hasta llegar a los actuales planetas.

Exploración espacial:

Desde el comienzo de la era espacial se han realizado numerosas misiones no tripuladas de exploración del Sistema Solar. La primera sonda espacial que aterrizó en otro cuerpo del Sistema Solar fue la sonda soviética Luna 2 que impactó en la Luna en 1959 casi al comienzo de la carrera espacial. Desde entonces se han alcanzado cuerpos del Sistema Solar progresivamente más lejanos con sondas impactando en Venus en 1965, Marte en 1971, aterrizando en la Luna en 1966, Venus en 1970, Marte en 1976 (1971 si contamos el aterrizaje de la Marsnik 3), el asteroide Eros en el 2001 y Titán en el 2005. Numerosos programas espaciales han desarrollado orbitadores capaces de explorar los planetas cercanos como Marte, Venus, Júpiter o Saturno.
La primera sonda que exploró los planetas exteriores fue la sonda Pioneer 10 que realizó un sobrevuelo sobre Júpiter en 1973.

Pioneer 11 fue la primera sonda que visitó Saturno, en 1979 y poco después las sondas Voyager 1 y Voyager 2 visitaron Júpiter y Saturno entre los años 1979 y 1981.
Tanto la Voyager 1 como las sondas Pioneer fueron propulsadas en órbitas que las alejaban de otros cuerpos del Sistema Solar pero la Voyager 2 pudo aproximarse a Urano en 1986 y Neptuno en 1989 haciendo uso de maniobras de asistencia gravitacional al aprovechar sus pasos por cada uno de los planetas visitados. Ambas sondas Voyager se encuentran en la actualidad más allá de la orbita de Plutón y se espera que atraviesen la heliopausa (que marca los límites del Sistema Solar) en los próximos años.

Hitos en la exploración del Sistema Solar

Lunik 1 - 1959 primera sonda espacial que se aproximó a otro cuerpo del Sistema Solar, pasó a 5.990 kilómetros de la Luna
Lunik 2 - 1959 primer objeto humano sobre la superficie de otro cuerpo del Sistema Solar, se estrelló en la Luna
Lunik 3 - 1959 primera sonda espacial que fotografía la cara oculta y hasta ese momento desconocida de la Luna
Venera 1 - 1961 primera sonda espacial que se aproximó a un planeta del Sistema Solar, pasó a 100.000 kilómetros de Venus
Mariner 2 - 1962 primera exploración de Venus
Marsnik 1 - 1963 primera sonda espacial que se aproximó a Marte
Venera 3 - 1965 primer objeto humano sobre la superficie de otro planeta, se estrelló en Venus
Mariner 4 - 1965 primera exploración de Marte
Lunik 9 - 1966 primer alunizaje
Venera 7 - 1970 primer descenso en Venus
Marsnik 2 - 1971 primer objeto humano estrellado sobre Marte
Marsnik 3 - 1971 primer aterrizaje en Marte
Pioneer 10 - 1973 primera exploración de Júpiter
Mariner 10 - 1974 primera exploración de Mercurio
Viking 1 - 1976 primera exploración prolongada desde la superficie de Marte
Pioneer 11 - 1979 primeras exploraciones de Saturno
Voyager 2- 1986 primera exploración de Urano
Voyager 2 - 1989 primera exploración de Neptuno
Near - 2001 primer descenso sobreEros
Hayabusa - 2005 primer descenso sobre Itokawa
Huygens - 2005 primer descenso sobre Titán

Confeccionan una línea de tiempo con los hitos de la exploración del sistema solar (con nota)
Vuelo espacial:

Un vuelo es la acción de volar, es decir, mantenerse suspendido en el aire. Sin embargo, este concepto no se aplica sólo a las aves, aviones y helicópteros. En astronáutica, el término vuelo también se refiere a los viajes que realizan los vehículos espaciales fuera de la atmósfera terrestre.

La tripulación de un vuelo espacial suele estar constituida por el comandante de la nave, el piloto y los especialistas de la misión, aunque se les podrán añadir especialistas de la carga útil. Todos ellos, salvo estos últimos, deberán ser astronautas.

Durante el vuelo, los astronautas pilotos llevan a cabo funciones de comandante de a bordo y de piloto de la nave, mientras que los especialistas de la misión son responsables de la coordinación de las operaciones en la nave, en lo que se refiere a experimentos y las cargas útiles para un determinado vuelo.

Alrededor de once semanas antes de la fecha prevista para el inicio del vuelo, la tripulación comienza una serie de simulaciones específicas para ese vuelo.
El simulador de vuelo se encuentra conectado con el centro de control de la misión, así como a una red de estaciones de seguimiento.

Los astronautas deben aprender a trabajar en condiciones de microgravedad, y para ello se utilizan una serie de aviones modificados especialmente para el entrenamiento de los vuelos.

Historia del agujero negro

Imagen simulada de como se vería un agujero negro con una masa de diez soles, a una distancia de 600 kilómetros, con la vía láctea al fondo (ángulo horizontal de la abertura de la cámara fotográfica: 90°).El concepto de un cuerpo tan denso que ni la luz pudiese escapar de él, fue descrito en un artículo enviado en 1783 a la Royal Society por un geólogo inglés llamado John Michell. Por aquel entonces la teoría de Newton de gravitación y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calculó que un cuerpo con un radio 500 veces el del Sol y la misma densidad, tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible. En 1796, el matemático francés Pierre-Simon Laplace explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores.

En 1915, Einstein desarrolló la relatividad general y demostró que la luz era influenciada por la interacción gravitatoria. Unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de Einstein, donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se sabe ahora que el radio de Schwarzschild es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild pensó que no era más que una solución matemática, no física. En 1930, SubrahmanyanChandrasekhar demostró que un cuerpo con una masa crítica, (ahora conocida como límite de Chandrasekhar) y que no emitiese radiación, colapsaría por su propia gravedad porque no había nada que se conociera que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por el principio de exclusión de Pauli). Sin embargo, Eddington se opuso a la idea de que la estrella alcanzaría un tamaño nulo, lo que implicaría una singularidad desnuda de materia, y que debería haber algo que inevitablemente pusiera freno al colapso, línea adoptada por la mayoría de los científicos.

En 1939, Robert Oppenheimer predijo que una estrella masiva podría sufrir un colapso gravitatorio y, por tanto, los agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza. Esta teoría no fue objeto de mucha atención hasta los años 60 porque, después de la Segunda Guerra Mundial, se tenía más interés en lo que sucedía a escala atómica.

En 1967, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los agujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podía impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso. La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances científicos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los púlsares. Poco después, en 1969, John Wheeler acuñó el término "agujero negro" durante una reunión de cosmólogos en Nueva York, para designar lo que anteriormente se llamó "estrella en colapso gravitatorio completo".

Los agujeros negros en la física actual

Se explican los fenómenos físicos mediante dos teorías en cierto modo contrapuestas y basadas en principios incompatibles: la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de «lo muy pequeño», donde predomina el caos y la estadística y admite casos de evolución temporal no-determinista, y la relatividad general, que explica la naturaleza de «lo muy pesado» y que afirma que en todo momento se puede saber con exactitud dónde está un cuerpo, siendo esta teoría totalmente determinista. Ambas teorías están experimentalmente confirmadas pero, al intentar explicar la naturaleza de un agujero negro, es necesario discernir si se aplica la cuántica por ser algo muy pequeño o la relatividad por ser algo tan pesado. Está claro que hasta que no se disponga de una física más avanzada no se conseguirá explicar realmente la naturaleza de este

fenómeno

.

Formación de estrellas por el influjo de agujeros negros

Nuevas estrellas podrían formarse a partir de los discos elípticos en torno a agujeros negros; tales discos elípticos se producen por antiguas nubes de gas desintegradas previamente por los mismos agujeros negros; las estrellas producidas por condensación o acreción de tales discos elípticos al parecer tienen órbitas muy elípticas en torno a los agujeros negros supermas

Agujero blanco
Agujero de gusano
Agujero negro de Kerr
Agujero negro de Kerr-Newman
Agujero negro de Reissner-Nordstrøm
Agujero negro de Schwarzschild
Estrella de neutrones
Galaxia activa
Galaxia elíptica M87
Magnetar
Microagujero negro
Objeto astronómico
Principio holográfico
Teoría de los universos fecundos
Según la masa

Agujeros negros supermasivos: con masas de varios millones de masas solares. Se hallarían en el corazón de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias.
Agujeros negros de masa estelar. Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.
Micro agujeros negros. Son objetos hipotéticos, algo más pequeños que los estelares. Éstos pueden llegar a evaporarse en un período relativamente corto fácilmente mediante emisión de radiación de Hawking si son suficientemente pequeños.

HoyosNegros

Un hoyo negro es una estrella que ha sobrevivido a una explosion de supernova y su masa es varias veces mas grande que la del sol, no hay nunguna fuerza que pueda impedir su colapso. Este colapso se va acelerando rapidamente y la superficie de la estrella se mueve cada vez masrapidohasta que al final se desliza por una fisura que ella misma a creado en el continuo espacio-tiempo. Se convierte entonces en un hoyo negro.

Un tiempo despues de que Albert Einstein diera a conocer su teoria de la relatividad, un astronomo alemán llamado Karl Schawarzschild postulo que a cierta distancia de un hoyo negro sucedian cosas extrañas debido a la geometria del espacio tiempo, a esta distacia se le llama el Radio Schawarzschild, es tan grande la gravedad que nisiquiera la luz puede escapar del campo gravitacional producido, este campo es tan fuerte que cualquier luz emitida caeria de nuevo a la masa central y es debido a esto que el hoyo negro se hace visible.

El astronomoingles John Mitchel en 1783, fue el primero en descubri los hoyos negros y desde entonces los cientificos los han estudiado. No se sabe a ciencia cierta como funcionan y existen muchas teorias, unos dicen que estos desembocan en universos paralelos, otros que es un tunelcosmico que ahorrarian miles de años luz en el universo, otros hasta dicen que un portal que te lleva en el tiempo.

Los hoyos negros seguiran siendo un enigma para la humanidad hasta que alguien (quizas yo) descubra la verdad...

Big Bang

Teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que explica el origen del Universo .

Técnicamente, este modelo se basa en una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general modelo de Friedman. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la Ley Hubble, como una forma más general para referirse al Paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.

Historia de su génesis

Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, y de Georges Lemaitre utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo Edwin Hubble 1889-1953 descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948 George Gamow, planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.

Dependiendo de la cantidad de materia en el Universo, éste puede expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o Gran Colapso. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable.

Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente fue Alexander Friedman cuyas ecuaciones describen el Universo puede expandirse o contraerse a su gusto.

Con el pasar de los años, las evidencias apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los 60, muchos cosmólogos pensaban que la teoría de Friedman era una sobre idealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. En los años 1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de la gravedad. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el universo que observamos se inició hace un tiempo finito.

Big Crunch

Teoría del Big Crunch, la Gran Implosión también conocida como Gran Colapso..
La teoría de la Gran Implosión propone un universo cerrado. Según esta teoría, si el universo tiene una densidad crítica, la expansión del universo, producida en teoría por la Gran Explosión (o Big Bang) irá frenándose poco a poco hasta que finalmente comiencen nuevamente a acercarse todos los elementos que conforman el universo.
La fase de contracción que tendrían lugar en ella serían casi simétrica a la fase de expansión. En primer lugar, debido fina línea de la velocidad de la luz, los astrónomos tardarían en ver cómo el desplazamiento al rojo de las galaxias distantes van desapareciendo primero de las más cercanas y finalmente de las más lejanas y se convertirían en un desplazamiento azul. La temperatura empezaría a aumentar y llegaría un momento en el que sería igual a la actual, cuando el universo tuviera el mismo tamaño que hoy -aunque su evolución habría proseguido con el tiempo y no sería un universo cómo el actual, sino en el mejor de los casos un universo menos rico en estrellas y más abundante en cadáveres estelares cadáveres estelares-.