Glaxias

Galaxias

Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Morfología de las Galaxias

Las fotografías de larga exposición muestran que las galaxias tienen notables diferencias entre sí. La gran mayoría puede clasificarse en tres clases de acuerdo a su forma: hay espirales, elípticas, y también un pequeño grupo con aspecto amorfo denominado galaxias irregulares. Contando las galaxias por su forma se halló que las espirales son las más abundantes, le siguen las elípticas y por último las irregulares.


Las galaxias espirales tienen aspecto variado: un núcleo brillante con dos brazos a su alrededor.

En algunas, los brazos aparecen muy cerrados alrededor de un núcleo brillante. En otras, en cambio, tienen un núcleo débil con brazos muy abiertos y extendidos. Esos brazos nacen del núcleo central (de forma más o menos simétrica); y a medida que se alejan, se curvan a su alrededor. En ciertas galaxias, los brazos espirales suelen presentar varias vueltas alrededor del núcleo.


Las galaxias elípticas parecen compuestas exclusivamente de estrellas, ya que no se detectan nebulosas brillantes o regiones oscuras, lo cual sugiere que es escasa la existencia de gas y polvo; las estrellas más brillantes de las elípticas son de color rojo. Un ejemplo de este tipo de galaxias son los satélites galácticos de Andrómeda.

Finalmente, existe un grupo poco numeroso de irregulares, compuesto por galaxias de formas no definidas; como ejemplos pueden mencionarse a las dos Nubes de Magallanes. En las galaxias irregulares se detecta la presencia de nebulosas gaseosas y nubes oscuras de polvo.

Clasificacion de las Galaxias

Galaxias elípticas

Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas.

Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, usiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.

Galaxias espirales

Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.

Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb,SBc).

Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante.

Galaxias irregulares

Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es dificil de identificar.

Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.

Estrellas de Neutrones

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km.

Caracteristicas:

La principal característica de las estrellas de neutrones es que resisten el colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que equilibran la fuerza de gravedad con la presión térmica originada en las reacciones termonucleares en su interior.
Actualmente no se sabe si el núcleo de una estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si, por el contrario, está formado por plasma de quarks-gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permiten hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.

Cuásar

Cuásar

Un Cuásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.
En 2007, el consenso científico dijo que estos objetos están extremadamente lejos, lo que explicaría su alto grado de corrimiento al rojo, son extremadamente luminosos, permitiendo su visión a pesar de su distancia, y muy compactos, que sería la causa de los cambios rápidos en la magnitud de brillo. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes en formación.

Propiedades de un Cuásar

Se conocen más de 200.000 cuasares. Todos los cuasares se sitúan a grandes distancias de la Tierra, el más cercano a 240 Mpc (780 millones de años luz) y el más lejano a 6 Gpc (13.000 millones de años luz).

Aunque aparecen débiles cuando se observan por telescopios ópticos, su corrimiento al rojo alto implica que estos objetos se sitúan a grandes distancias, por lo que hace de los cuásares los objetos más luminosos en el universo conocido.

El cuásar que aparece más brillante en el cielo es el 3C 273 de la constelación de Virgo. Tiene una magnitud aparente de 12,8, lo suficientemente brillante para ser observado desde un telescopio pequeño, pero su magnitud absoluta es de -26,7. A una distancia de 10 pársec (unos 33 años luz), este objeto brillaría en el cielo con mayor fuerza que el Sol.

Los cuásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los cuásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible, ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma.

Planeta Tierra

Es un planeta del Sistema Solar que gira alrededor de su estrella en la tercera órbita más interna. Es el más denso y el quinto mayor de los ocho planetas del Sistema Solar. También es el mayor de los cuatro terrestres. La Tierra se formó hace aproximadamente 4567 millones de años y la vida surgió unos mil millones de años después. Es el hogar de millones de especies, incluyendo los seres humanos y actualmente el único cuerpo astronómico donde se conoce la existencia de vida.
En la actualidad, la Tierra completa una órbita alrededor del Sol cada vez que realiza 366.26 giros sobre su eje, el cual es equivalente a 365.26 días solar eso a un año sideral.

Agujero Negro

Un agujero negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación de rayos X, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 1970 y demostrado en 1976 con el descubrimiento de Cygnus X-1.3

Nebulosa

Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituidas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y elementos químicos pesados en forma de polvo cósmico. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellaspor fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o en extinción

Nebulosas oscuras

Una nebulosa oscura (también llamada nebulosa de absorción), es una acumulación de gas y polvo interestelar no relacionada con ninguna estrella o alejada de éstas, de tal forma que no recibe su energía, por lo que su presencia sólo es advertida por contraste con un fondo estelar poblado más alejado que la nebulosa.

Son las causantes de que en la periferia de la nebulosa las estrellas que se localizan por detrás de ella aparezcan atenuadas y enrojecidas a causa de la absorción de parte de la luz por el material de la nube.

Diagrama de Hertzsprung-Russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.

Fue realizado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

Usos del diagrama gracias a Hertzsprung-Rusell

El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denominasecuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares defusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es que la cantidad del eje vertical, la magnitud absoluta, no es observable directamente. La cantidad observada es la magnitud aparente en alguna banda, y para obtener una magnitud absoluta se necesita una distancia. Las distancias en astronomía son notablemente difíciles de obtener. En el caso de estrellas individuales relativamente cercanas el único método disponible es la paralaje. Pero en el caso de estrellas que se encuentren a aproximadamente la misma distancia, como cúmulos globulares o cúmulos abiertos, al poner en el eje vertical la magnitud aparente, se encuentra un diagrama reconocible. De la comparación de ese diagrama con un diagrama teórico, se puede deducir la distancia de un cúmulo y su edad.

Estructura estelar

Estructura estelar                                                 

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.

Agrupaciones y distribución estelar

Agrupaciones y distribución estelar

Estrellas ligadas
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas5 y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja.6 Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.

Estrellas aisladas
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Distribución estelar
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.

La navegación espacial y el posicionamiento estelar
A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, "son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The American Encyclopedia). Fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en altamar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX.

Formación y evolución de las estrellas

Formación y evolución de las estrellas

Artículos principales: Formación estelar y Evolución estelar.
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 K.3

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.

                                                           (Adolescencia estelar)

Ciclo de vida de las estrellas

Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.

Ley de gravitación universal

Leyes de kepler

Video explicando de manera muy breve las tres leyes del movimiento planetario alrededor del Sol descubiertas por Johannes Kepler. Al final también hay una breve reseña histórica sobre sus investigaciones

¿Quien Fue Johannes Kepler?

Johannes Kepler (Weil der Stadt, Alemania, 27 de diciembre de 1571 - Ratisbona, Alemania, 15 de noviembre de 1630), figura clave en la revolución científica, astrónomo y matemático alemán; fundamentalmente conocido por sus leyes sobre el movimiento de los planetas en su órbita alrededor del Sol. Fue colaborador de Tycho Brahe, a quien sustituyó como matemático imperial de Rodolfo II.

Asteroides

¿Que es un asteroide?
Es un cuerpo rocoso y metalico mas pequeño que una planeta y mas grande que un meteroide que orbita al rededor del Sol.

¿Cuales son los asteroides cercanos a la tierra?
Los asteroides cercanos a la tierra se clasifican en 3 grupos: Atones Apolos y Amores, estos y los cometas conforman al grupo de los objetos cercanos a la tierra.

¿Cuales son los asteroides mas grandes conocidos?
asta el momento los mas grandes conocidos son Palas de 532 Km y Vesta de 530 Km de diametro

¿Como estan constituidos los asteroides?
Los asteroides estan constituidos por el material que sobro de la formacion del sistema solar. Una teoria sugiere que son los restos de un planeta que fue destruido por una gran colicion hace mucho tiempo.