el universo - geografia astronomica

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CIRCULO DE ESTUDIOS “CESAR VALLEJO” 1 Ediciones Alex M. Condori No existe una obra bien hecha si no lo haces con Dios” Autor: ALEX Definición: El universo es la totalidad de la materia, espacio, energía y tiempo, todo lo que existe forma parte del universo. . Son un conglomerado de millones de estrellas, inmensas agrupaciones y/o acumulaciones de cuerpos (ya sean estas estrellas, planetas, asteroides cometas, etc.), cada una dotado de movimientos y acompañadas todas de enormes nubes de gas y polvo cósmico, que se mantienen unidas por la gravedad. Al observar una galaxia no vemos la luz de cada estrella individualmente, sino que solo vemos una difusa combinación de la luz de las millones de estrellas por esto solo observamos una inmensa mancha blanquecina. Esto debido a la inmensa distancia en el que se ubica la galaxia. También vemos la luz fluorescente emitida por el gas ionizado, esto por la existencia de estrellas cercanas al dicho gas. Elemento Átomos H Hidrógeno 1.000.000 He Helio 63.000 O Oxígeno 690 C Carbono 420 N Nitrógeno 87 Si Silicio 45 Mg Magnesio 40 Ne Neón 37 Fe Hierro 32 S Azufre 16 EL UNIVERSO La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas... Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar. Los 10 elementos más abundantes son: ESTRUCTURA DEL UNIVERSO La imagen de luz visible más profunda del cosmos, el Campo Ultra Profundo del Hubble. LAS GALAXIAS Proviene del griego “Galáktikos” que significa Lácteo debido a su apariencia lechosa. Son universos - islas (unidad básica estructural del universo). IC 1101 es la galaxia más grande conocida en términos de amplitud, Una galaxia elíptica supergigante en la constelación de Serpens. Es tan grande que si la medimos de extremo a extremo, podrían caber unas 50 Vía Lácteas dentro de ella Siendo más de 50 veces el tamaño de la Vía Láctea y 2000 veces más masiva, y su tamaño lo debe a la colisión con galaxias pequeñas (2012). 0 DEBES SABER QUE…

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estructura del universo

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CIRCULO DE ESTUDIOS “CESAR VALLEJO” 1

Ediciones Alex M. Condori “No existe una obra bien hecha si no lo haces con Dios” Autor: ALEX

Definición:

El universo es la totalidad de la materia, espacio, energía y tiempo, todo lo que existe forma parte del universo.

.

Son un conglomerado de millones de estrellas, inmensas agrupaciones y/o acumulaciones de cuerpos (ya sean estas estrellas, planetas, asteroides cometas, etc.), cada una dotado de movimientos y acompañadas todas de enormes nubes de gas y polvo cósmico, que se mantienen unidas por la gravedad.

Al observar una galaxia no vemos la luz de cada estrella individualmente, sino que solo vemos una difusa combinación de la luz de las millones de estrellas por esto solo observamos una inmensa mancha blanquecina. Esto debido a la inmensa distancia en el que se ubica la galaxia. También vemos la luz fluorescente emitida por el gas ionizado, esto por la existencia de estrellas cercanas al dicho gas.

Elemento Átomos

H Hidrógeno 1.000.000

He Helio 63.000

O Oxígeno 690

C Carbono 420

N Nitrógeno 87

Si Silicio 45

Mg Magnesio 40

Ne Neón 37

Fe Hierro 32

S Azufre 16

EL UNIVERSO

La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se

concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas...

Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no

podemos observar. Los 10 elementos más abundantes son:

ESTRUCTURA DEL UNIVERSO

La imagen de luz visible más profunda del

cosmos, el Campo Ultra Profundo del Hubble.

LAS GALAXIAS

Proviene del griego “Galáktikos” que

significa Lácteo debido a su apariencia lechosa.

Son universos - islas (unidad básica

estructural del universo).

IC 1101 es la galaxia más grande conocida en términos de amplitud, Una galaxia elíptica supergigante en la

constelación de Serpens. Es tan grande que si la medimos de extremo a extremo, podrían caber unas 50 Vía

Lácteas dentro de ella Siendo más de 50 veces el tamaño de la Vía Láctea y 2000 veces más masiva, y su

tamaño lo debe a la colisión con galaxias pequeñas (2012).

0

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QUE…

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CLASIFICACION DE LAS GALAXIAS

Existen una variedad de tipos de galaxias.

Historia Evolutiva Forma Características

MOVIMIENTOS DE LAS GALAXIAS

Rotación La rotación lo realiza en torno al su centro, este movimiento se da de manera diferencial vale decir la parte central gira más rápido que la parte externa donde se ubica los brazos.

Traslación

Esta la realiza respecto al centro del universo

Expansión

este movimiento consiste en el alejamiento respecto a las demás galaxias (recesión)

Grandes acumulaciones de estrellas

Los Cuerpos más grandes del universo

Son macro-sistemas

estelares

Unidas

gravitacionalmente

LAS GALAXIAS

En un principio cuando se inició el universo con el Big Bang existió una serie de irregularidades, solo existía aglomeraciones de gas condensado, y la acción de la gravedad dio inicio a una contracción acelerada , sin embargo esta contracción no continuo ya que el movimiento de rotación se acentuó llegando así al equilibrio formando así las primeras galaxias.

Las primeras galaxias se empezaron a formar hace 1000 millones de años después del Big Bang y actualmente se creen que existen de 100 000 a 500 000 millones de galaxias en todo el universo, la mayoría de estos tienen un tamaño de 100 000 pcs y separados por distancias de orden de 1 millón de pcs.

Debido a que las galaxias están en desplazamiento estas chocan unas con otras generando accidentes cósmicos, lo que da la impresión de que una galaxia grande se come a una pequeña. (Canibalismo galáctico)

La mayoría de galaxias poseen en su centro un agujero negro supe masivo y es en el núcleo donde se concentran más estrellas.

RECUERDA…………..

Son

Diferentes en:

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S01 - S03

ESPIRALBarrada

Normal

ELÍPTICAE0 - E7

LENTICULAR

IRREGULARIrr1 - Irr2

SEGÚN LA MORFOLOGÍA DE LA GALAXIA:

Las notables diferencias en la morfología (forma y apariencia) de las galaxias llevan a Edwin Hubble en (1930), a clasificarla en cuatro clases fundamentales: Estas a su vez divididas en sub-grupos, y todo esto ilustrado en el diagrama de diapasón de Hubble.

a) Galaxias Irregulares.- Se simbolizan con I o IR, Son las

galaxias que carecen de simetría , carecen de núcleo y de una forma definida, el material estelar se encuentra en desorden, debido a que son galaxias en proceso de formación, por esta razón están compuestas en su mayoría por estrellas jóvenes, abundante gas y polvo interestelar también se clasifican en:

Irregular de tipo 1 (Irr-1)

También llamados magallánico, muydispersas con poco o ningún núcleo (grancantidad de estrellas y materiainterestelar).

Irregular de tipo2 ( Irr-2)

Son raros, galaxias caóticas y parecenhaberse formado por diferentes vías y sucontenido es difícil de identificar.

ALGO MÁS:

Son también denominados galaxias inusuales que se expanden al azar, se generan también como resultado de las perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de otras galaxias vecinas y esta a su vez puede llegar a provocar la fusión de galaxias, produciendo así el nacimiento de las estrellas nuevas.

Galaxias enanas, son las más pequeñas y poco comunes, su símbolo es (dl) y algunas de estas son galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de una galaxia vecina mucho mayor y estas pueden contener más de un millón de estrellas. Algo más: se encuentran generalmente cerca de galaxias más grandes.

Ejm: pequeña y gran nube de Magallanes, Pegaso, peces, NGC 1427.

CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS

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b) Galaxias elípticas.- Se simbolizan con la letra E,

Presentan forma de elipse, casi esférica con un perfil globular y un regular achatamiento, son consideradas galaxias viejas porque contienen gran población de estrellas viejas normalmente opacas, esto hace que estas galaxias sean oscuras, parecidos a los cúmulos globulares con poco gas y polvo cósmico. Se divide en 8 grupos desde E0 que son prácticamente

esféricas al E7 esta última más achatada (fusiforme), la rotación será más rápida cuando más achatadas son.

Estas galaxias tienen un núcleo brillante pero conteniendo poco gas cósmico, por lo cual tienen una taza baja de formación de estrellas, también tienen gran variedad de estrellas, en cuanto al tamaño desde gigantes a enanas.

Se parecen a las pelotas de rugby, en estas galaxias la concentración de estrellas va disminuyendo gradualmente desde el centro (q es pequeño y muy brillante) hacia los bordes.

Estas galaxias se formaron en una misma época, hace mucho tiempo atrás en regiones de alta densidad y vienen a ser las más densas.

c) Galaxias Espirales: Son discos achatados compuestas

por un núcleo central y brazos espirales curvos, estos brazos presentan gran cantidad de estrellas jóvenes a su vez bastante gas y polvo cósmico, justamente por el gas y el polvo cósmico es un lugar propicio para el nacimiento de muchas estrellas.

Mas al exterior está compuesto por un halo con estrellas viejas que rodean al disco, con una protuberancia central que Emite dos chorros de materia energética a direcciones opuestas, a partir de estas protuberancias se extienden unos brazos en forma espiral de bulbo variable.

Las galaxias espirales tienen disco delgado de estrellas con bulbos brillantes llamados núcleos que se ubican en el centro. Los brazos espirales se envuelven alrededor de estos bulbos. Un halo esférico de estrellas extenso envuelve al núcleo y a los brazos, los espacios vacíos entre los brazos contienen a las estrellas más viejas que no son brillantes .

En la foto, la elíptica Galaxia del Sombrero.

Las galaxias más, grandes en el universo son las “galaxias elíptica gigantes” contienen un billón de estrellas y alcanzan un tamaño de dos millones A.L. 20 veces el de la vía láctea estas contienen agujeros negros Supermasivos en el núcleo y se ubican en los corazones de los cúmulos de galaxias, se cree que la mayoría de galaxias elípticas son el resultado de coalición y fusión de galaxias y estas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se la encuentra en conglomerados mayores de galaxias cerca del núcleo.

ES NECESARIO APRENDER QUE...

Imagen de la galaxia espiral M81 (o galaxia de Bode), en la que se puede observar polvo interestelar.

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Se designan con la letra “S” , también dependiendo del mayor o menor desarrollo que posee cada brazo y el tamaño del núcleo se clasifica en :

Espiral normal.- Presenta núcleo

esférico y brillante del cual sobresalen los brazos en forma Espiral, las estrellas que presentan más brillo en este tipo de galaxias son las azules, y este tipo de galaxias probablemente vienen a ser las más abundantes.

En el sistema de diapasón de Hubble están separados en sub-grupos; Todo esto por el grado de enrollamiento, de los brazos y la importancia del tamaño del núcleo, y estas pueden ser:

.

Espiral barrada.- Presenta un núcleo en

forma rectangular de cuyos bordes sobresalen los brazos espirales y en el centro existe una gran concentración de materia.

Estas se designan con la letra “SB” y se clasifican en:

La Galaxia de

Triángulo (también

conocida como

Galaxia espiral

M33, una galaxia

espiral localizada

en la constelación

del Triangulum

EJEMPLO:

Andrómeda Vía láctea Remolino Triangulo

Generalmente al inicio

lo Brazos están muy

separados al núcleo

conforme pasa el

tiempo los brazos se

van acercando al

centro entonces

pasan a ser (Sc, Sb,

Sa) respectivamente.

Las letras

minúsculas

indican cuan

suelto están

los brazos del

núcleo

Núcleo grande brazos

espirales cortos y brillantes

Núcleo y brazos de

mediano tamaño.

Núcleo pequeño y brazos

débiles muy desarrollados

Andrómeda es la brillante de los espirales del cumulo local también la más grande y fue descrita por el alemán Simon Marius (1612) y luego Messier lo asigno el código M31. Aproximadamente la masa de las galaxias espirales van de 109 y 1012

masas solares y su diámetro es de 6 kpc y 100 kpc.

TÓM

A

EN

CU

ENTA

QU

E:

Núcleo grande, barra que cruza el núcleo

y brazos cortos, tienen brazos tan

cerrados que forman un circulo completo.

Desde los brazos

más cerrados

hacia el núcleo

que es

característico del

tipo SBa hasta la

de brazos más

abiertos que es

del tipo SBc.

Núcleo pequeño barra que cruza el núcleo y brazos muy desarrollados.

.

Núcleo y brazos con tamaño regular.

.

Ejemplo: Marcarían 381 Seyfer Cumulo de Hércules

NGC 1300, una galaxia espiral barrada

Espiral Barrada tipo SBa

Espiral Barrada tipo SBb

Espiral Barrada tipo SBc

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LA GALAXIA ESPIRAL NGC 6872

Tiene 522.000 años luz de extremo a extremo, cinco

veces mayor que la Vía Láctea, está a 212 millones de

años luz de la Tierra y es, hasta ahora, la mayor galaxia

espiral conocida. Sus dimensiones, incluso para una

galaxia, son realmente enormes: 522.000 años luz de

extremo a extremo, cinco veces mayor que la Vía Láctea.

El hallazgo se acaba de hacer público en el transcurso

de la reunión anual de la Sociedad Astronómica

Americana. Esta Galaxia es una espiral barrada de gran

belleza, ya se encontraba entre los mayores conjuntos

de estrellas conocidos por los astrónomos. Pero ahora,

gracias en parte a la casualidad, un grupo de

investigadores de Estados Unidos, Chile y Brasil, se han

dado cuenta de que sus dimensiones eran casi el doble

de lo que se creía, lo que les ha servido para coronarla

como la mayor galaxia espiral conocida en todo el

Universo.

d) Galaxias lenticulares: Se simbolizan con la letra S0, son Galaxias intermedias entre elípticas y

espirales, galaxia cuya forma es una elipse aplanada sin estructura espiral es decir estas tienen la forma de disco característico de las espirales pero no tienen los brazos espirales.

Se clasifican en sub grupos:

DIFERENCIA DE UNA GALAXIA ESPIRAL NORMAL Y UNA GALAXIA ESPIRAL BARRADA

Espiral normal Espiral Barrada

Posee brazos divididos Solo posee dos brazos alargados

CLASIFICACIÓN

Lenticulares normales

S01

S02

S03

Lenticulares barradas

SB01

SBO2

SBO3

S0: se asemejan a la elíptica pero con luminosidad semejante al espiral con núcleo brillante y envoltura difusa.

SB0: posee una barra q atraviesa por el centro y una envoltura que en ocasiones forman anillos débiles .

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Cuadro de proceso evolutivo de las galaxias (Hubble)

Clase edad Cantidad

E Estrellas viejas 17%

S Estrellas jóvenes 80%

ir Estrellas en formación 3%

SEGÚN EL TIPO DE NÚCLEO Galaxias activas

Son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o material al medio interestelar como rayos gama, x, etc. mediante procesos no ordinarios . la mayor parte de energía emitida por esta galaxias proviene de una pequeña y brillante región del núcleo, en muchos casos se observa líneas espectrales de emisión anchas y estrechas.

Cignus: a 600 millones A.L. Markarian: su núcleo emite radiación

ultravioleta esta radiación proviene de todo su sistema y son considerados galaxias jóvenes

Starburst: es una galaxia que forma enormes cantidades de estrellas muchas de las cuales al morir explotan produciendo una súper nova. Este fenómeno forma parte de la evolución estelar, sin embargo esta formación anormal alta de estrellas esta ligada a mecanismos internos del núcleo de galaxia.

La galaxia IC 10, miembro del Grupo

Local de galaxias, es la galaxia

starburst más próxima conocida.

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Radiogalaxia: son galaxias que emiten longitudes de ondas de radio por tener un núcleo activo. Estas presentan un núcleo brillante y suelen estar rodeados por dos chorros de partículas de grandes dimensiones , en muchos de ellos se detectó radiación sincrotrón.

Seyfer: (1943) se caracteriza por tener un núcleo

pequeño muy brillante según su espectro de define

en:

Galaxias zwicky: también llamadas galaxias compactas azules, emiten radio frecuencias azules. Galaxias tipo N: su núcleo está inmerso en una galaxia elíptica, emite fuertemente infrarrojos Cuásares y brazales : son los objetos más lejanos y de mayor energía que se conocen, están a miles de millones de años luz de la tierra , lo vemos tal como eran en el pasado cuando las galaxias aún se estaban formando, son los objetos más brillantes del universo, aunque están tan lejos que su luz nos llega débilmente.

La galaxia M 82 es la galaxia más cercana quemuestra actividad, C. Roger Lynds advirtió que ensu centro existía una débil fuente radioemisora. Porsu parte M 87 es una radiogalaxia con un núcleocompacto.

Seyfer I

Seyfer II

Posee líneas anchas de emisión

Posee líneas estrechas de emisión

La formación de las galaxias es una de las áreas de investigación más dinámicas en la Astrofísica Moderna. Sin embargo, algunas ideas generales son aceptadas.

Después del Big Bang el universo tuvo un periodo cuando era particularmente homogéneo. Las fluctuaciones de la Radiación de Fondo Cósmico eran de 1/100,000.

Todas las estructuras que conocemos en la actualidad se formaron como consecuencia del crecimiento de estas fluctuaciones primordiales debido a inestabilidades gravitacionales.

Las primeras galaxias se formaron 600 millones de aňos después del Big Bang.

Las inestabilidades primordiales tuvieron el tiempo suficiente para crecer y transformar las protogalaxias en galaxias.

Descubrió que había millones de galaxias en el Universo y que estas se alejan de nosotros a velocidades enormes, esto comprueba que el Universo se está expandiendo.

Además dice que la razón entre la distancia y la velocidad de una galaxia es constante. (Constante de Hubble)

¿Cuándo se formaron las Galaxias?

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Es una galaxia espiral normal de tipo Sb que presenta dimensiones medianas respecto a los demás , tiene una masa de un millón de soles, tiene la forma de un disco biconvexo parecido a un lente convexo pero por ambos lados, vista de perfil tiene una forma de lenteja y en uno de brazos se sitúa nuestro Sistema Planetario Solar.

El núcleo de la vía láctea es brillante pero no podemos observar así por los materiales opacos , polvo cósmico y gases fríos que no dejan que no dejan pasar la luz .también muestra que nuestra galaxia tiene en su centro un agujero negro y al rededor hay gases de hidrogeno ,algunas estrellas y cúmulos estelares .

Presenta cuatro brazos espirales

los diferentes lugares de la vía láctea no se parecen en nada, por esta razón se incluyó el concepto de poblaciones estelares, idea que permitió separar los objetos según sus edades , la abundancia de elementos químicos presentes y también por su ubicación y distribución en relación con la vía láctea.

población del halo: Es la parte más lejana de la galaxia en la que objetos se distribuyen en una esfera con una fuerte concentración hacia el centro de la galaxia, aquí se ubican las estrellas más viejas y por ende los cúmulos globulares .

Población del disco componen una estructura bastante aplanada y concentrada al plano galáctico. Población de los brazos espirales: son objetos muy jóvenes, justamente por la corta edad sea deducido

que en los brazos espirales se originan las estrellas a partir de la condensación de gas y polvo del material interestelar.

LA

VÍA

CT

EA

EN

LA

AN

TIG

ÜE

DA

D

En latín significa camino de leche, este nombre proviene por su apariencia lechosa o blanquiñosa, la podemos observar desde la tierra como una franja que cruza o atraviesa de lado a lado con muchas estrellas alrededor, todo esto solo se puede observar en noches serenas o despejadas.

En la mitología griega : Zeus y Almena tuvieron un hijo que fue llamada Heracles o Hércules, cuando este nació, Zeus obligó a Hera (Juno para los romanos ) a amamantarlo , pero el niño succiono tan fuerte que derramo la leche dando origen así a la vía láctea. ( Peter Paul Rubens representó la leyenda en su cuadro “el nacimiento de la vía láctea”)

Camino a Santiago :porque servía de orientación o guía a peregrinos que de toda Europa visitaba la tumba del apóstol Santiago de la Compostela en España (Compostela significa campo o camino de la estrella)

LA VÍA LÁCTEA

Perseo: brazo más o con mayor longitud, más distante al núcleo

Orión: En cuyo interior se encuentra el S.P.S. Centauro: Es el Brazo que más se acerca al

Sol. Sagitario: más cercano al centro galáctico

Presenta además un sin número de espuelas.

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Diámetro (longitud) de 100 000 A.L. (30 000 pcs) el núcleo mide 8 000 A.L.

Espesor (ancho) 10 000 A.L. (5 000 pcs) en el cual el punto más ancho es el núcleo.

Distancia del S.P.S al centro de la galaxia: 32 000 A.L. (10 000 pcs) y 20 000 A.L. al extremo aproximadamente.

Rotación : (horaria),se mueve 250 km/seg (914 000 km/h) cada 225 millones de años descubierta por Hendrik Oort (1924)

Año galáctico : cada 225 millones de años el S.P.S completa un giro alrededor de la galaxia y en la actualidad dio aproximadamente 15 vueltas

Edad aproximada 13 mil millones de años. esta se calcula de acuerdo al estudio de los cientos cúmulos

de globulares y también del estudio de la desintegración radioactiva de ciertos minerales terrestres.

CARACTERÍSTICAS IMPORTANTES DE LA VÍA LÁCTEA

Es una estructura esferoidal que envuelve a la galaxia con baja cantidad de estrellas, se pueden encontrar estrellas viejas estas agrupadas en cúmulos globulares.

Es la parte donde se dan procesos de formación Estelar, por el abundante gas que contiene, aquí se encuentran los brazos espirales, con abundantes estrellas jóvenes y poca población de estrellas viejas.

Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sin embargo, a nivel local se

pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores

Parte central donde se concentran las estrellas más viejas y acompañadas de un agujero negro. De unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagitario A. En este espacio se concentran el 80% de las estrellas.

Se sitúa por el centro de la galaxia es la que envuelve al núcleo.

PARTES DE LA VÍA LÁCTEA:

El Núcleo es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sin embargo, a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores.

Halo galáctico

Disco galáctico

Núcleo

Bulbo galáctico

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La vía láctea pertenece al cumulo o grupo local conformado por un promedio de 40 galaxias algunos datos que se pueden dar de estas galaxias son:

DATOS IMPORTANTES

Más grande del grupo local M 31 Andrómeda

Más cercana del grupo local Gran nube de Magallanes.

Más lejana del grupo local triangulo m-33

Galaxia elíptica más cercana: escultor

Diámetro del grupo local 5 billones de A.L

HISTORIA DE LA VÍA LÁCTEA

A lo largo de toda la historia las civilizaciones que han surgido en las diferentes épocas de la historia, han observado y admirado la gran franja luminosa de nuestra vía láctea, muchas de las civilizaciones han incluido a la vía láctea como parte de sus creencias, mitos (de su religión).

La denominación galaxia espiral fue dada por Stephen Alexander (1852) Sus dimensiones se lograron determinar en 1930 y 1939 (Shapley) Morgan elaboro un mapa de los brazos galácticos (1951)

El Camino de plata

El Espinazo de la noche

El árbol del mundo

El camino a Santiago

Wakah chan

Denominaciones utilizadas

antiguamente para

identificar a la vía láctea

Los Antiguos egipcios creían que

la vía láctea era un camino por el

cual el Nilo accedía a la morada de

los dioses.

Para los Incas la vía láctea era

denominado “Mayu “o gran rio

celestial que cruza el firmamento.

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Son astros o masas de gases de forma esférica, unidades o células básicas de las galaxias, porque vienen a ser los cuerpos más grandes y abundantes del universo, también son luminosos y calientes brillando con luz propia, generando su propia energía mediante la fusión nuclear (transformación de hidrogeno en Helio).

Es una esfera de plasma que mantiene su forma gracias al equilibrio hidrostático.

ESTRELLAS

Fuerzas en equilibrio

La fuerza de gravedad empuja la materia hacia el centro de la estrella y la presión de la estrella que empuja hacia afuera, esta presión dependerá de la temperatura Estelar así las estrellas más masivas tendrán más presión porque son las más calientes.

La estrella o esfera de gas emite

fuerzas hacia afuera

Presión

Gravedad

ESTRELLA

Radiación electromagnética

Neotrinas

Viento solar

Estas fuerzas llegan débiles a la tierra y solo vemos puntos luminosos esto debido a las grandes

distancias que suelen recorrer, en cambio el sol al estar tan cerca se muestra como un disco

luminoso.

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CIRCULO DE ESTUDIOS “CESAR VALLEJO” 13

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Aunque desde la tierra solo observemos a simple vista un pequeño centelleo o titileo, las estrellas tienen movimientos más complejos tales como:

Normalmente las estrellas parecidas al sol al inicio de su ciclo de vida contienen:

% COMPONENTE

75% hidrogeno

23% helio

2%

Elementos pesados estas aportadas por estrellas que finalizaron su ciclo de vida antes de que la estrella nueva naciera.

La composición de una estrella varía según la generación a la que pertenece, es decir, la metalicidad de una estrella está relacionada con su edad, así cuando más antigua sea esta, más baja será su metalicidad.

Walter Baade (1893-1960), subdivide la estrellas de una galaxia en dos categorías según su edad y metalicidad:

Población I o Compuesta por estrellas jóvenes o Abundancia en metales o Ubicadas en regiones cercanas

al disco galáctico. Población II o Compuestas por estrellas viejas o Pobres en metales o Ubicadas en el halo galáctico.

Las estrellas se clasifican en distintas formas:

SEGÚN EL COLOR

Azules: Son las estrellas más jóvenes, las más calientes y las más brillantes

Blancas: Es la fase final de una estrella (Maanen, Taulis, Epsilon,etc)

Amarillas: son estrellas de edad mediana como el sol Anaranjadas: Tienen poco Hidrogeno Rojas: son las estrellas más viejas y las más grandes

MOVIMIENTOS

ROTACIÓN

TRASLACIÓN A diferentes velocidades.

COMPOSICIÓN DE LAS ESTRELLAS

La Metalicidad: Es la abundancia de elementos más pesados que el hidrogeno y helio. Como pueden

ser carbono, oxigeno, nitrógeno, hierro, etc.)

CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS

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Los astrónomos fotografían estrellas con los espectroscopios que separan las distintas longitudes de onda de la luz que emiten las estrellas. A partir de las longitudes de onda a las que irradian las estrellas, se puede saber qué elementos las componen y las estrellas suelen estar compuestas sobre todo de:

A finales del siglo XIX, Edward Pickering clasificó las estrellas en grupos a los que etiquetó con las letras del alfabeto, según las distintas líneas de hidrógeno o de Balmer que aparecen en los espectros. Más tarde, Anna Jump Cannon completó el estudio de 230 mil estrellas que están distribuidas en todo el cielo. Luego se descubrió que sólo algunas de las letras correspondían a tipos de estrellas realmente distintos. Finalmente se usaron sólo siete de las letras, O, B, A, F, G, K y M, y a cada una se le dio una escala que va del 0 al 9.

Hidrógeno (H)

Helio (He)

Elementos pesados (metales) se les denomina con la letra Z y estas son carbono, nitrógeno y oxígeno

Visibles Telescópicas Fotométricas

SEGÚN SU LUMINOSIDAD

Enanas: Son Estrellas en proceso de extinción

Blancas

Negras Medianas: Su proceso de expansión se detiene

Ejem: sirio, alfa Gigantes: Están en pleno proceso de expansión, son

cientos de veces más grandes y luminosos que el sol. Ya han convertido más del 50% de su hidrogeno en helio mediante procesos termonucleares. Ejem: Aldebarán, Rigel, escorpión.

Súper gigantes: Son aquellos que aumentan súbitamente su tamaño y luminosidad, estas terminaran en una Súpernova Ejm: Antares, Betelgeuse, cochero, cisne

SEGÚN SU TAMAÑO

Las Súper Gigantes son mil veces

mayor que el sol, una vez que acaba

su combustible (hidrogeno) empieza

a transformar el helio en el carbono,

materiales pasados etc., a través de

proceso triple alfa.

Nuestro sol, se compone de:

73% de hidrógeno,

25% de helio

2% de elementos Z.

OJITO:

Igual que al calentar una pieza de metal va cambiando de color con el cambio de temperatura: al principio es roja, luego amarilla y después blanca, el color de la estrella varía según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas y las más calientes son azules. Estos colores pueden constatarse a simple vista; por ejemplo, Antares es de color rojo y Rigel, en la constelación de Orión, es azul.

El Sol, por ejemplo, pertenece al tipo G2; La estrella Sirio, la más brillante del cielo

nocturno es del tipo A0 Antares, la estrella principal de la constelación

de Escorpión al M1.

CLASIFICACIÓN ESPECTRAL

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En esta gráfica puede apreciarse que según la composición de las estrellas, el color en que irradian la mayor parte de su luz es distinto y con ello puede también determinarse su temperatura y así clasificarlas.

Las temperaturas de las estrellas varían de los 2000 grados Kelvin a los 50,000. Las estrellas O son las más calientes, mientras que las M son las más frías. Al mismo tiempo, las O y las M

son estrellas azules y rojas respectivamente, tal y como se pueden graficar en un diagrama HR. El número que acompaña a la letra en la clasificación de la estrella es una definición aún más precisa de la

temperatura de la estrella. Según esta segunda clasificación, una estrella con una gran intensidad lumínica, es decir, muy caliente, sería una O9, y una de muy baja intensidad o muy fría sería una M0.

Clasificación de estrellas según la luminosidad (M-K) Morgan keenan

La clasificación espectral completa incluye el tipo de estrella o tipo de luminosidad, la más utilizada es la Morgan-Keenan (M-K), donde la dispersión utilizada es de 125 Å por milímetro (escala del espectro).

Las clasificaciones de Harvar de los tipos de espectrales no determina unívocamente las características de una estrella, asi estrellas con misma temperatura pueden tener tamaños diferentes. Para distinguirlas de definieron en yerkes , las clases de luminosidad. En este sistema de clasificaciones se examinan nuevamente el espectro stelar y se líneas de espectrales sensibles a la gravedad de la estrella de este modo es posible estimar el tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. La clasificación M-K es la siguiente:

CLASES COLOR TEMPERATURA MASA RADIO LUMINOSIDAD EJEMPLO

O Azul violeta 28 000-50 000 60 15 1. 400 000 Naos

B Azul 10 000-28 000 18 7 20. 000 Rigel (B8).

A Blanca azulada 8 000 –10 000 3,1 2,1 80 Vega (A0), Sirio (A1)

F Verde amarillo 6 000- 8 000 1,7 1,3 6 Canopus (F0).

G Amarillo 4 900- 6 000 1,1 1,1 1,2 Sol y Alfa Centauro (G2).

K Anaranjado 3 500- 4 900 0,8 0,9 0,4 Arturo ( K2), Aldebarán (K5)

M Rojo 2 000- 3 500 0,3 0,4 0,04 Betelgeuse ( M2), Estrella de Barnard (M4)

La clasificación espectral completa del Sol es G2V, donde V es un cinco romano que indica que el Sol es una estrella enana. La mayoría de las estrellas son como el Sol, pues las más grandes consumen muy rápidamente su combustible y mueren en menos de mil millones de años. En cambio, el pronóstico de vida de nuestro sol es de 10 mil millones de años, de los que han pasado ya la mitad (5 000 000 000 ). Por esta razón, el Sol se halla en la zona del diagrama (H-R) conocida como secuencia principal, que es la fase más duradera por la que pasa la estrella.

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CLASIFICACIÓN GRAVITACIONAL DE ESTRELLAS

Se clasifican de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales propuesta por la UAI en el 2006

1.- Clasificación por centro gravitacional estelar.- presencia de un centro gravitacional estelar

Estrellas sistémicas. o ligadas.- son estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de un centro gravitacional) Ejm: las estrellas binarias múltiples, etc.

Estrellas solitarias o aisladas.- estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de un centro gravitacional) Ejm: El Sol

2.- Clasificación de estrellas sistémicas por posición.- Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) pueden ser de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellos sistémicos, que actúan como centro gravitatorio de otras estrellas, esto quiere decir que otras estrellas la orbitan. A esas estrellas que orbitan a una estrella central se les denomina estrella satélite.

3.- Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Cumulares.- son las que forman cúmulos Globular Abierto

Independientes.- son las que no forman cúmulos con ningún tipo de estrella

4.- Clasificación de estrellas por sistema planetario

Estrellas planetarias.- son las que poseen un

SPS planeta, satélite, asteroide, etc.que las orbitan o les acompaña.

Estrellas únicas.- son las que no poseen un sistema planetario.

Clase Descripción

0 Hipergigantes

Ia Supergigantes muy luminosas

Ib Supergigantes de menor brillo

II Gigantes luminosas

III Gigantes

IV Subgigantes

V Estrellas enanas de la secuencia principal

VI Subenanas (poco utilizada)

VII Enanas blancas (poco utilizada)

La primera clasificación fue dada por Hiparco de Nicea y conservada por Ptolomeo en su obra el” almagesto “, este clasifico a las estrellas de acuerdo a la luminosidad vista desde la tierra.

Hiparco definió las estrellas más brillantes como las de primera magnitud y las menos brillantes casi invisibles para el ojo como la sexta magnitud esta constituyo la base para la clasificación actual.

Sistémicas independientes.- son estrellas independientes

que si forman parte del sistema estelar que orbitan a

estrellas o son centro de otras.

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La magnitud estelar es la cantidad de brillo o luminosidad emitida por una estrella, esta es se determinada mediante placas fotográficas. Los valores de magnitud varían, esta varía de +28,8 que será una estrella más débil a -26,8 una estrella luminosa.

En el siglo II a.C, el astrónomo y matemático griego Hiparco de Nicea reunió un catálogo de casi 1000 estrellas apreciables a simple vista, agrupándolas en seis categorías a las que denominó magnitudes. La más brillantes fueron clasificadas como de primera magnitud, las más tenues como de sexta magnitud. Esta clasificación sigue empleándose en la actualidad, aunque con modificaciones. La más significativa fue introducida en el siglo XIX por el astrónomo inglés Norman Pogson.

Magnitud absoluta.- es el brillo que posee una estrella pero considerando la distancia.

Magnitud aparente.- es observar la cantidad de brillo que una estrella posee sin tomar en cuenta la distancia a la que se ubica, así la estrella más brillante del universo será opaco cuando más distante o alejada este.

Las Pléyades.- (que significa «palomas» en griego), también conocidas como Objeto Messier 45, M45, Las Siete Hermanas o Cabrillas, o Los Siete Cabritos, es un cúmulo abierto visible a simple vista en el cielo nocturno, con un prominente lugar en la mitología antigua, situado a un costado de la constelación de Tauro. Las Pléyades son un grupo de estrellas muy jóvenes situadas a una distancia aproximada de 440 años luz de la Tierra y están contenidas en un espacio de treinta años luz. Se formaron hace apenas unos 100 millones de años aproximadamente.

Las estrellas variables.- son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.

Clasificación de las estrellas variables

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 eyecciones de materia.

Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan cambio cataclísmico, 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: par de estrellas que por

la traslación se eclipsan.

Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por su fenómeno de rotación.

Estrellas dobles o cefeidas Estrellas binarias visuales Estrellas binarias Espectroscópicas Estrellas binarias Astrometricas Estrellas binarias Eclipsantes Estrellas ópticas o falsa

DATOS IMPORTANTES DE LAS ESTRELLAS

(+) Grande Betelgeuse

(+)Masa Antares

(+)Cerca al sol próxima centauro a 4,3 AL

(+)Mas cerca de la tierra Sol 150 millones de km.

(+)Brillo (magnitud) sirio

(+)Pequeña y menos brillo Gliese 752-b (tamaño de júpiter)

(+)Antigua HE 1523-0901.

La imagen muestra los nombres y la

magnitud de las estrellas más brillantes en la

constelación de Orión.

A valor; magnitud aparente

A valor; magnitud aparente

A () Masa de una estrella; ()

temperatura interna y () vida estelar.

A () Masa (); temperatura interna y () vida estelar.

TEMPERATURA DE UNA ESTRELLA

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A) NACIMIENTO ESTELAR

Las estrellas nacen en las nebulosas que son criaderos estelares donde se desarrolla el proceso de formación de las nuevas estrellas, todo esto en las regiones centrales donde el hidrogeno el elemento más simple y el más abundante del universo es el componente fundamental que da inicio a la formación de una estrella.

B) PROTOESTRELLA

Dentro de una nebulosa a lo largo de millones de años, agrupaciones de gas empiezan a contraerse en nubes de menor tamaño, unidas por la gravedad formando glóbulos, estos todavía muy fríos, posteriormente se vuelven más densos y calientes hasta que surgen las Protoestrellas (nombre que se le da a las estrellas antes de alcanzar su secuencia principal).

C) SECUENCIA PRINCIPAL

la materia de esta Protoestrella sigue contrayéndose alcanzando temperaturas cada vez más elevadas hasta que la temperatura en su núcleo llega a 10-12 millones de grados centígrados, necesarios para fomentar las reacciones nucleares de manera que la fusión nuclear comienza, es decir, los átomos de hidrogeno se mueven rápidamente fusionándose a un átomo de helio. Es así como la protoestrella llega a convertirse en estrella. Esta reacción nuclear produce la energía de la que se alimentara la estrella a lo largo de toda su vida, aportando una fuente constante de luz y calor lo que hace que la estrella genere su propia energía y brillara por sí solo.

Después de su nacimiento la vida de una estrella será una constante lucha entre la gravedad y la presión, la gravedad colabora en un primer momento en la formación de una estrella y posteriormente intenta destruirlo, en el caso de una estrella la fusión nuclear producirá la presión (el calor hace que todas las partículas de una estrella se muevan con rapidez hacia afuera por lo cual produce una presión que ayude a la estrella a resistir la gravedad. Por lo cual decimos que la cantidad de presión que empuja al exterior es igual a la fuerza contraria de la gravedad. La mayor parte de la vida de una estrella transcurre en estado de equilibrio, los científicos llaman a esta fase como secuencia principal, el sol se encuentra en esta fase por eso nos brinda la misma energía cada día haciendo la vida posible.

El tiempo de vida de una estrella (longevidad) y la forma como esta morira depende del tamaño y de la masa de la estrella:

CICLO DE VIDA DE UNA ESTRELLAS

La nebulosa Corazón de NGC 604, una nebulosa con unas 200 estrellas nacientes.

Protoestrella

Las Medianas: son el tamaño del sol, tienen menos

combustible pero lo gastan lentamente, es decir, vivirán

más tiempo. (10 000 millones de años). Llegaran a ser

gigantes rojas

Las Masivas: Solo viven 10 millones de años porque

gastan rápidamente su combustible, se acelera la

velocidad de fusión. Y llegaran a ser Supergigantes rojas

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D) MUERTE ESTELAR

De acuerdo al tamaño de cada una de las estrellas los finales pueden ser diferentes:

Nova:

(En latín Stella nova “estrella nueva”) una nova viene a ser la explosión de una estrella de mediano tamaño que está en su periodo final de evolución, explotan porque ya acabaron de fusionar todo su hidrogeno en helio, de manera que sus capas exteriores contienen un exceso de helio. Acabando así todo su combustible, es así que incrementan en 10 000 y hasta 100 000 veces su brillo. La materia liberada en la explosión crea alrededor de la estrella una nube de gases en expansión llamada “nebulosa planetaria”, la explosión de la nova solo afecta a sus capas exteriores de manera que el núcleo de la estrella da origen a una enana blanca.

Nebulosa planetaria

Si la estrella es de una masa pequeña o intermedia, hasta un tamaño nueve veces el del Sol, después de vivir su secuencia principal, se convierte en una gigante roja, para acabar muriendo en forma de nebulosa planetaria. Consiste en que un enorme calor provocado por la combustión de helio hace que las capas exteriores se desvanezcan, y se expulsen, en una serie de eruptos cósmicos, y todo esto gracias a la gravedad. Así es como se arrojan algunas masas de gas eliminadas por la caliente estrella central provocando una nebulosa planetaria (bellas masas brillantes de gas en torno a un núcleo agonizante).

Imagen: Nebulosa Hélix o NGC 7293 visto por el telescopio espacial Spitzer

Ninguna estrella incluido el sol puede permanecer en su secuencia principal indefinidamente porque esta fase solo dura mientras que la estrella tenga combustible. las estrellas al agotar su reserva de hidrogeno son capaces de fundir otros elementos, las cenizas de cada serie de reacciones se convierte en combustible para la siguiente generación, por lo que cuando se acerca el fin de su vida, el aspecto de la estrella recuerda al corte transversal de una cebolla, una capa exterior del combustible original de hidrogeno, cubre capa tras capa de elementos cada vez más pesados, pasa su vida convirtiendo hidrogeno en helio y el helio en carbón , neón , oxígeno, magnesio después silicio, también azufre finalmente hierro, todo esto surge durante el 10% de la vida de una estrella.

1) ESTRELLAS DE MASA PEQUEÑA O INTERMEDIA

Sabías que:

”El término Nova actualmente es inapropiado porque la estrella ya existía mucho antes de que sean presenciadas, Antiguamente a una estrella que aparecía en un lugar donde antes no había nada se le llamaban nova

El primero en usas el termino fue Tycho Brahe En la vía láctea se pueden observar una docena de novas al año, pero más fácil es observar a novas que

estén ubicadas en otras galaxias vecinas que a las que se producen en nuestra galaxia. La explosión de una nova producida en una determinada galaxia ayuda a calcular la distancia a la que

está dicha galaxia. Las novas y supernovas aportan al universo materiales y elementos pesados y estas servirán para formar

nuevas estrellas.

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Enana blanca

La Enana Blanca es el núcleo que no entro en colapso de la nebulosa planetaria, es decir, cuando la estrella sea incapaz de producir más fusión nuclear comienza a desplomarse, pero el núcleo persiste debido a la degeneración de electrones, (minúsculas partículas atómicas cargadas negativamente), Cuando el núcleo se comprime hasta alcanzar el tamaño de la tierra la presión provocada por las degeneraciones de electrones se hace con el control y la gravedad no puede seguir contrayéndolo a la estrella y esta se enfría lentamente hasta convertirse en un extraño remanente conocido como enana blanca. Como es el caso de sirio B.

Las enanas blancas son un tipo de estrellas muy extraños tienen una densidad enorme. La enana blanca tiene una masa 300 veces la de la tierra, si cogemos una cucharadita de materia de una enana blanca pesaría varias toneladas. La etapa como enana blanca es el último paso en la vida de una estrella semejante al sol pero aún están lejos de morir, porque seguirá brillando durante millones de años, otras le consideran estrellas retiradas porque la luz que desprenden proviene de la energía que han acumulado durante toda su vida normal.

La mayoría de las enanas blancas realizan su viaje con al menos una compañera, es decir, forman parte de sistemas binarios o múltiples y cuando una enana blanca está unida gravitacionalmente a una estrella dentro de un sistema binario pueden robarle el sustento (combustible) a su compañera, la enana ejerce tal fuerza gravitatoria, que puede absorber un chorro de hidrogeno de la otra estrella.

Supernova

Es la explosión violenta de una estrella masiva que está en su última etapa de evolución, cuando la presión creada por la estrella ya no puede soportar el peso de las capas exteriores, llegando así a explotar, esta explosión es mucho más espectacular, destructiva y rara que la de una nova, alcanzando brillos desde 10 a 100 millones de veces de lo normal.

Clasificación de las supernovas

Supernova de tipo I: Se produce en un sistema binario constituido por una gigante roja y una enana blanca, cuando se produce la transferencia o acreción de la masa de la compañera a la enana blanca, es decir, la enana blanca absorbe combustible o energía de su compañera consiguiendo aumentar su masa , pero la masa de la enana blanca podría alcanzar un punto inestable, aproximadamente un 40% superior a la masa del sol, en ese momento la enana blanca sufre una explosión catastrófica denominándose como supernova de tipo I.

2) ESTRELLAS MASIVAS

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La supernova de tipo II: Es el dramático final de una estrella con una masa de 8 – 10 masas superior al sol, las estrellas masivas al agotar su reserva de hidrogeno, son capaces de fundir otros elementos, luego de esto pasan a convertirse en Súpergigantes rojas, aumentando así su tamaño, pero en un momento dado se vuelve inestable porque alcanza su máxima masa, que vendría a ser el límite de chandrasekhar (la máxima masa que una estrella puede alcanzar) para luego colapsar.

Este fenómeno explosivo puede producir dos cosas: Estrella de neutrones: cuando permanece el núcleo central. Agujeros negros: cuando la estrella es completamente destruida y la gravedad gana.

Estrella de Neutrones:

Es un remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible, es la típica explosión de una supernova de tipo II, esta explosión arroja al universo elementos pesados pero el núcleo de la estrella permanece intacto. 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. Las estrellas de neutrones son muy calientes, tres mil millones de grados centígrados.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 a 2,1 masas solares, con aproximadamente 15 km de diámetro, tanto que una cucharadita de materia de una estrella de neutrones pesaría 1000 millones de toneladas, las estrellas de neutrones son uno de los objetos más raros y fascinantes del universo para los astrónomos , si un humano llegase a una estrella de neutrones no se sentiría nada cómodo , alguien que pesara 70 kg allá pesaría millones de toneladas , nuestro cuerpo no soportaría tal presión y terminaría aplastado contra la superficie de la estrella.

Las estrellas de neutrones giran a una velocidad enorme, llegando dar centenares de vueltas por minuto, fue justamente por la rapidez en su rotación identificar a las estrellas de neutrones.

También existen estrellas de neutrones con una velocidad mucho más altísima, estas poseen un campo magnético realmente increíble, el campo magnético y los giros hacen que un grupo de partículas cargada de electrones se desplacen a lo largo del eje del campo magnético, esos electrones acelerados producen un haz de luz , es algo parecido a un faro cuya luz está siempre encendida pero solo vemos el haz de luz cuando se cruza con nuestro campo visual de igual forma solo podemos ver el brillo de la estrella de neutrones cuando su luz apunta en nuestra dirección, esos objetos se conocen como pulsares.

El telescopio Espacial Hubble pudo observar la explosión de una supernova en 1987 en la galaxia vecina Gran Nube de Magallanes.

El resto más conocido de supernova es la ubicada en la nebulosa del cangrejo en cuyo centro hay una estrella de neutrones y esta genera un pulsar.

Una supernova expulsa material al espacio a 15 000 – 40 000 km/seg.

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El termino pulsar es un acrónimo de “Pulsatin Radio Sourse” (fuente de radio pulsante) es una estrella que emite radiación muy intensa a intervalos cortos y regulares, es simplemente una estrella de neutrones magnetizada que realiza su rotación a gran velocidad, el efecto combinado de la gran densidad y su intenso campo magnético producen partículas de electrones que se desplazan por el exterior por el exterior a velocidades extremas, creando intensos chorros de radiación, ondas de radio, rayos gamma, etc.

Formación de un pulsar

Se forma tras la explosión de una Supergigante roja, en el cual el núcleo de hierro sobrante se comprime formando una estrella de neutrones y está por tener un tamaño corto y también intenso campo magnético gira a una gran velocidad, generando así pulsos de radio que vendría a ser la característica primordial del pulsar.

Descubrimiento del primer pulsar

Fue descubiertos en (1967) por Jocelyn Bell y Anthony Hewish utilizando radiotelescopios, a este primer pulsar detectado lo llamaron LGM (Little Green Men) pequeños hombrecitos verdes y actualmente se le conoce como: CP 199 y PSR 199 aunque muchos opinan que debería llamarse estrella Bell.

Anthony Hewish recibió el Premio Nobel en 1974 por el descubrimiento de los púlsares. La comunidad científica siempre ha considerado que Jocelyn Bell era igualmente merecedora de reconocimiento por tal descubrimiento y ha tratado de compensarla en reiteradas ocasiones. Recibió la medalla Michelson, el premio Oppenheimer, el premio Beatriz Tinsley, la medalla Herschel de la Royal Astronomical Society,

Mediante razonamientos teóricos se estima que existe un límite físico en unas 1500 rotaciones por segundo, pues por encima de esa velocidad el pulsar se disgregaría físicamente debido a la fuerza centrífuga. Los púlsares de milisegundo más rápidos conocidos hasta la fecha llegan a realizar 700 rotaciones por segundo.

El astrónomo Thomas Gold siempre tuvo ideas heterodoxas y provocativas. En 1992 publicó un polémico artículo en el que sugería que los depósitos de carbón, gas y petróleo en nuestro planeta no son restos fósiles, sino que son generados por fuerzas tectónicas. En 1999 amplió sus argumentos en un libro en el que también especulaba sobre el origen de la vida.

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Son aberturas que se originaron por la degeneración de estrellas masivas, aquella región del espacio-tiempo con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la luz que es muy rápido puede escapar de su proximidad, es por esta razón que no se les puede ver.

Formación de los agujeros negros

Los agujeros negros se forman a partir del colapso de una estrella, pero no todas las estrellas pueden convertirse en agujero negro, para llegar a esta deben cumplir ciertos requisitos como el tamaño, tiempo de vida, y entre otras características.

Las estrellas que pueden llegar a su fin en agujeros Negros son las estrellas masivas con una masa superior a todas, que obviamente pasan primero por la etapa de súpergigante roja.

Sabemos que en primer lugar las estrellas masivas se forman se hidrogeno más gases y polvo cósmico , llegando a contraerse luego de esta la estrella entra en equilibrio ( transformando hidrogeno en helio) que viene a ser su combustible y cuando las estrellas terminan todo su combustible incluyendo en esta su combustible de reserva ( la transformación de helio en elementos pesados ) llega a su fin con una explosión llamada también súpernova, luego de esta se forma de acuerdo a la masa la estrella de neutrones o el agujero negro.

Se puede saber mediante el Límite de chandrasekhar, que viene a ser la máxima masa posible que una estrella puede adquirir, si esta supera el límite, la estrella colapsara.

Subrahman Yan Chandrasekhar Sostuvo que el límite de chandrasekhar seria 1,5 veces la masa del sol. Ayudando básicamente a determinar el final para cada estrella.

¿Y cómo saber cuándo una estrella tendrá como final un agujero negro?

John Michell (1783): envió un artículo a la royal Society, en esta describió que una estrella suficientemente masiva y compacta tenía un campo gravitatorio tan fuerte que ni la luz podía escapar.

Pierre Simon Laplace (1796): Este mismo artículo lo considero en su libro llamado “sistema del mundo” A. Einstein (1915): desarrollo la teoría de la relatividad general. Karl schwarzschill (1916): encontró la solución a las ecuaciones de A. Einstein, donde un cuerpo pesado

absorbería la luz (se sabe ahora que el radio de schwarzschill es igual al radio del horizonte de sucesos de un agujero negro)

Subrahmanyan Chandrasekhar (1930) “limite de chandrasekhar” Robert Oppenheimer: predijo que las estrellas podían sufrir un colapso y formar un agujero negro. John Wheler (1967) acuño el término “agujero negro” a lo que con anterioridad se llamaba estrella de colapso

gravitatorio.

BREVES APUNTES DE LA HISTORIA DE LOS AGUJEROS NEGROS

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Clasificación de los agujeros negros

Según su masa

Agujeros Supermasivos: tienen una masa de varios millones de masas solares, se forman en el mismo proceso que da origen a los componentes esféricos de las galaxias por lo cual son los que existen en el centro o en el corazón de las galaxias haciéndola girar y dándole una forma espiral.

Agujeros negros de masa estelar (normales).- se forma cuando una estrella tiene una masa de 2,5 mayor a la masa del sol explosiona en supernova, su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se está reduciendo más. Este es típico agujero negro que fue postulado por primera vez por A. Einstein.

Agujeros negros primordiales (micro-agujeros).- Fueron propuestas por Hawkins, no se ha comprobado su existencia, pero en teoría serían más pequeños e inestables que los convencionales, que llegan a evaporarse en un corto tiempo mediante la radiación de Hawkins, tiene una vida muy corta y se desplazan a velocidades extremas y estas se formaron en los primeros momentos del Big Bang y que todavía existen.

Partes de un agujero negro

Órbita del agujero.- es la parte exterior, la materia que tarde o temprano será engullida por el agujero negro, esta materia gira trasladándose poco a poco hacia el interior.

Horizonte de sucesos.- es como una válvula que solo puede atravesarse en un solo sentido, una vez que lo cruzas es imposible de salir, Ni siquiera la luz puede escapar.

El radio de schwarzschill se definió como el horizonte de sucesos en la que la masa de un cuerpo puede llegar a ser comprimida.

Singularidad.- viene a ser la parte final del agujero negro, prácticamente el núcleo, aquí la curvatura del espacio tiempo es muy extensa y en caso de que una nave llegase hasta este punto , el espacio y tiempo se comprimirá hasta densidades superiores a las de miles de millones de toneladas por centímetro cubico.

La Ergosfera.- también conocida como Ergoesfera, es la región exterior y cercana al horizonte de sucesos de un agujero negro en rotación. En ella el campo de gravedad del agujero negro rota junto con él arrastrando el espacio-tiempo. Se trata de un fenómeno teorizado por el físico neozelandés Roy Kerr y emana directamente de las teorías de la relatividad general de Einstein. El modelo de agujero negro de Kerr parte del primer y más simple modelo de agujero negro, el modelo de Schwarzschild.

Sin rotación Con rotación

Sin carga Schwarzschild Kerr

Con carga Reissner-Nordström Kerr-Newman

Agujero Negro de Schwarzschild.- es el agujero negro más sencillo, que no rota ni tiene carga.

Agujero Negro de Reissner-Nordstrøm.- no gira pero si posee carga eléctrica.

Agujero Negro de Kerr.- rota pero no tiene carga. Agujero negro de Kerr-Newman.- rota y posee carga

eléctrica.

Según sus propiedades físicas Las cuatro soluciones anteriores pueden

sistematizarse de la siguiente manera:

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El primer modelo fundamental de un agujero negro fue el del alemán Karl Schwarzschild. El agujero negro de Schwarzschild es básicamente una singularidad temporal en el espacio-tiempo de momento angular nulo y constituye una solución más simple y la primera de interés físico en ser encontrada a las ecuaciones de la relatividad general.

Agujero blanco

Sabemos que los agujeros negros engullen toda materia que a ella se acerca, pero el agujero blanco es todo lo contrario, en vez de absorber materia, la libera o expulsa violentamente, tal vez con una fuerza inmensa (casi infinita). No obstante, no se ha detectado ningún objeto con estas características, solo fue propuesto teóricamente para una solución al campo gravitacional de Einstein.

Agujeros gusano

La combinación de un agujero negro más un agujero blanco vendría a ser un agujero gusano por el cual el agujero negro es el que devora y el agujero blanco es el que expulsa toda la materia tragada con anterioridad. Los agujeros de gusano son consecuencia de un agujero negro que se encuentra girando con cargas determinadas, esto provocaría que esté simultáneamente interactuando con un agujero blanco, la combinación de ambos es denominado un agujero de gusano.

Es un tipo de radiación producida en el horizonte de sucesos de un agujero negro y debida plenamente a efectos de tipo cuántico. La radiación de Hawking recibe su nombre del físico inglés Stephen Hawking quien postuló su existencia por primera vez en 1976 .

En el exterior del agujero negro se crean pares de partículas-antipartículas que se fusionan entre si. si una estas dos cae al horizonte de sucesos del agujero negro ya sea la partícula o la antipartícula no se podra realizar la fusión por lo cual la partícula que escapa emitira radiación.

Según esta teoría, un agujero negro va perdiendo masa, a un ritmo inversamente proporcional a ésta. Es decir, un agujero negro poco masivo, desaparecerá más rápidamente que uno más masivo.

LA RADIACIÓN DE HAWKING

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CÚMULOS GALÁCTICOS

Los cúmulos de galaxias son gigantescas estructuras del Universo. Las galaxias emiten muchísima gravedad. Esto hace que las galaxias cercanas se atraigan entre sí y se agrupen formando cúmulos. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, forma parte de un pequeño cúmulo llamado Grupo Local.

Regulares.- son las que poseen un núcleo central y una estructura esférica bien definida, que es circularmente simétrica dominados por galaxias elípticas algunos de estos tienen más de 1000 galaxias. Se clasifican por el número de galaxias que se encuentran dentro de un determinado radio del centro (en general se utiliza un radio de 1,5 mpcs), llamado radio de abell, típicamente tienen tamaños de orden 1-10 mgpcs, y masas de orden 1014, 1016 masas solares.

Irregulares.- no tienen un centro bien definido, es decir no presentan una estructura esférica en general, son del mismo orden de tamaño de las regulares pero mucho más pobres en masa (-1012 – 1014 mgpcs)

Ejm. El cúmulo de coma región más poblada, cúmulo rico en galaxias elípticas dentro de su radio de Abell.

Ejm: el supercúmulo de virgo o supercúmulo local y el más cercano.

NO OLVIDES QUE:

Los cúmulos indican que el universo no está distribuida uniformemente También se habla de hípercúmulos que vendrían a ser la agrupación de supercúmulos. El grupo al que pertenecemos, el grupo local se halla dentro del supercúmulo de virgo debido a esto dicho

cumulo también se le denomina Supercúmulo local.

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Ediciones Alex M. Condori “No existe una obra bien hecha si no lo haces con Dios” Autor: ALEX

CÚMULOS ESTELARES

Son las agrupaciones de estrellas que se ubican en las galaxias, este grupo de estrellas se mantienen juntos por efectos de la gravedad y sobre todo comparten una serie de características semejantes como:

Cúmulos Abiertos.- no poseen forma definida (asimétricos) son grupos no muy numerosos desde unas pocas a algunos centenares de estrellas jóvenes , son muy masivas y calientes de población I, con una formación reciente en el disco de la galaxia, se sitúan en los brazos espirales, se formaron a partir de nubes de gas y polvo donde las regiones más densas se contraen bajo su propia gravedad, dando lugar a estrellas individuales las cuales se desplazan en un movimiento común, con lo cual se sabe que provienen de un mismo origen , quiere decir que estas estrellas nacieron juntas y se van separando lentamente y aquí se van formando estrellas.

Cúmulos Globulares o cerrados.- son esféricos o casi esféricos, están formados por miles de objetos estelares principalmente estrellas muy viejas y muy densas y estas se encuentran ligadas por la gravedad (girando en torno al centro de la masa del cumulo) tienen alta concentración de estrellas en el centro, la edad de las estrellas que la componen aproximadamente es 10 000 millones de años y estas calculada con el diagrama H-R. Se forman cuando la inmensa nube de gas y polvo cósmico que da lugar a una galaxia colapsa, la concentración de estrellas en la parte central puede ser 100 mil veces mayor que la región del espacio ocupada por la tierra y desde la perspectiva terrestre puede parecer que las estrellas en el cumulo se fusionan entre si.

Cúmulo abierto poco poblado: Pléiades.

Cúmulo globular muy poblado: M80.

Edad de la estrella Composición química Evolución conjunta

Los cúmulos más conocidos de esta categoría son:

Las Hyadas: 150 A.L. de la tierra, con un diámetro de 15 A.L. ubicado en la constelación de tauro. Las Pléyades: tiene un diámetro de aprox. 15 A.L. y se ubica a 400 AL lo que en apariencia se ve pequeña El pesebre: en la constelación de cáncer.

Recuerda: En la vía láctea existen 1 100 cúmulos abiertos

Los cúmulos globulares más brillantes son:

Omega Centauri 47 Tucanae M13 ubicada en la constelación de Hércules, la más

destacada y observada del hemisferio boreal.

Ambos observados del hemisferio

austral

Se formaron en un mismo tiempo, en el mismo lugar y de la misma materia

Los cúmulos son importantes para el estudio de la formación del universo,

Nos permite ver la formación de las estrellas Para calcular la edad del universo, etc.

Son fósiles astronómicos que nos permiten saber el proceso de formación de nuestra galaxia y universo.

Nuestra galaxia posee aprox. 140 a 150 cúmulos globulares.

Las rezagadas azules: Son estrellas viejas que por misteriosas razones aparentan una edad menor, es decir, parecen más jóvenes. A pesar de su antigüedad son calientes y de color azul.

Los astrónomos piensan que las rezagadas azules son el resultado de colisiones de estrellas más antiguas y menos brillantes de secuencia principal.

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Se ha determinado que los quasares son probablemente el

centro de Galaxias Activas. En el centro de muchas galaxias

podría haber hoyos negros super masivos. Alrededor de estos

hoyos negros se forman gigantes discos de materia que cae

dentro de ellos. Esta materia es mucho más caliente de lo que

podamos imaginar, y brilla de tal manera que algunos núcleos

de galaxias activas brillan mucho más que las galaxias que los

albergan.

Los Quasares, u objetos quasi estelares, llevan ese nombre

debido a que son objetos puntuales como las estrellas. Sin

embargo, no son estrellas. Diversos análisis han determinado

que se encuentran muy lejos, algunos son los objetos más

distantes que podemos ver. También son muy brillantes. Que el brillo se pueda ver desde Tierra indica que tienen

mucha energía. ¿Qué podrán ser? Durante muchos años los astrónomos se mantuvieron perplejos.

Los hoyos negros también forman chorros de materia que es expulsada desde el centro de la galaxia. Estos chorros

pueden ser expulsados durante millones de años luz. Los quasares son un núcleo galáctico activo especial que tienen

sus chorros alineados con nuestra línea de visión. Estamos mirando directamente al chorro y se ve extraordinariamente

brillante.

La evolución de los cúmulos.

Los cúmulos pueden evolucionar de dos formas unos tienden a concentrar agregando pequeños grupos y otras galaxias individuales, lo cual los lleva a compactarse cada vez más y adquirir una forma esferoidal. A la vez que dicho cúmulo fagocita galaxias y grupos, el núcleo del cumulo canibaliza galaxias de este convirtiéndose su centro en una o más galaxias elípticas gigantes que mantienen a las demás orbitando a su alrededor y que eventualmente acabaran por fusionarse en una única galaxia elíptica gigante, formando lo que se conoce como cumulo de galaxia fósil; un cumulo de galaxias con una única galaxia elíptica en su centro y una carencia de galaxias brillantes en las regiones centrales.

Otros cúmulos menores ligados gravitatoriamente pueden evolucionar de forma distinta. Estadísticamente siempre hay alguna galaxia capaz de alcanzar la velocidad de escape para salir del cumulo. Estos cúmulos empiezan a perder galaxias y a medida que pierden masa la velocidad de escape disminuye, lo que acelera la pérdida de más galaxias, provocando la fragmentación del mismo hasta su total dilución. Este proceso puede venir motivado por la presencia de cúmulos mayores en las cercanías, los cuales acabaran por engullir al pequeño.

QUASAR