Ambientes virtuales ii
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EL UNIVERSO DESCRIPCIÒN FISICA DEL UNIVERSO EVOLUCIÒN DEL UNIVERSO FISICA DEL UNIVERSO LEYES DEL UNIVERSO DESTINO FINAL DEL UNIVERSO ESTRUCTURAS AGREGADAS DEL UNIVERSO GALAXIAS PRESENTACIÒN
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EL UNIVERSO
DESCRIPCIÒN FISICA DEL UNIVERSO EVOLUCIÒN DEL UNIVERSO FISICA DEL UNIVERSO LEYES DEL UNIVERSO DESTINO FINAL DEL UNIVERSO ESTRUCTURAS AGREGADAS DEL UNIVERSO GALAXIAS PRESENTACIÒN
¿QUE ES EL UNIVERSO? El Universo es generalmente definido como todo lo que
existe físicamente. Es la totalidad del espacio y del tiempo. Es todas las formas de la materia, la energía. El evento que dio inicio al Universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo
observable estaba concentrada en un punto de densidad infinita.
Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual.
Los experimentos sugieren que el Universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia.
CONCEPCIONES DE UNIVERSO
En filosofía se denomina Universo al mundo, o conjunto de todo lo que sucede.
La ciencia define el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo.
ESTUDIO los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en
que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él.
Su estudio, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos.
CONCEPTOS BASICOS Masa: es la cantidad de materia de un objeto.
Volumen: es el espacio ocupado por un objeto.
Densidad: se calcula dividiendo la masa de un objeto por su volumen.
Temperatura: la cantidad de calor de un objeto. La temperatura más baja posible en el Universo es de 273 ºC bajo cero (0º Kelvin), que es no tener ningún tipo de energía.
DIMENSIONES DEL UNIVERSO
ESPACIOTIEMPO
ESPACIO
DIMENSIONES
TIEMPO
ConexiónTiene una
regla general
GeometríaEuclidiana
Determinado
Responsable del cambio
El Universo tiene por lo menos tres dimensiones y son:
DESCRIPCION FISICA DEL UNIVERSO
TAMAÑO DEL UNIVERSO Puede tener una longitud de billones de años luz o
incluso tener un tamaño infinito. (93 mil millones de "años luz" de extensión)
Pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que hay varios universos, otro es que el universo es infinito.
UNIDADES DE MEDIDA DE DISTANCIAS
Medir el Universo es complicado. Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente,
no se pueden medir directamente. Para medir la distancia hasta las estrellas próximas se utiliza la técnica del
paralaje. Se trata de medir el ángulo que forman los objetos lejanos, la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos de su órbita alrededor del Sol.
MEDIDAS DEL UNIVERSO Declinación
La declinación es la medida, en grados, del ángulo de un objeto del cielo por encima o por debajo del ecuador celeste. Cada objeto describe un "círculo de declinación" aparente. La distancia, en horas, desde éste hasta el círculo de referencia (TIERRA) es la ascensión del objeto. Combinando la ascensión, la declinación y la distancia se determina la posición relativa a la Tierra de un objeto.
Longitud de onda La longitud de onda es la distancia entre dos crestas de ondas luminosas, electromagnéticas o similares. A menor longitud, mayor frecuencia. Su estudio aporta muchos datos sobre el espacio.
UNIDADES DE MEDICION DEL UNIVERSO
Unidad astronómica (ua): Distancia media entre la Tierra y el Sol. No se utiliza fuera del Sistema Solar. Equivale a 149.600.000 km
Año luz: Distancia que recorre la luz en un año. Si una estrella está a 10 años luz, la vemos tal como era hace 10 años. Es la más práctica. Son 9.46 billones de km ó 63.235,3 ua.
Pársec (paralaje-segundo): Distancia de un cuerpo que tiene una paralaje de 2 segmentos de arco. La más "científica". Serían 30,86 billones de km ó 33,26 años luz o también 206.265 ua.
TAMAÑO DEL UNIVERSOUNIVERSO OBSERVABLE
Tamaño
46.500 millones de
años luz
93.000 millones de
años luz
46.500 millones de
años luz
L a DistanciaMóvil.
CONSIDERANDO
Como una esferaperfecta
Los Efectos deExpansión
RELATIVIDAD GENERAL
Modelo que propone que el universo es “finito pero ilimitado”, propuesto porAlbert Einstein
FORMA DEL UNIVERSOEl universo tiene varias concepciones cosmológicas según su
forma, y pueden ser:
El Universo es espacialmente plano el Universo observable está muy cerca de ser
espacialmente plano, con arrugas locales El Universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al
modelo estándar del Big Bang.
PROBLEMATICA Si el Universo fuese compacto y sin cotas, sería
posible, después de viajar una distancia suficiente, volver al punto de partida.
la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a través del Universo observable más de una vez.
Si el Universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño entonces posiblemente se podría ver una o varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones.
COMPOSICION DEL UNIVERSOUniverso Observable
Constituyentes primarios
Energía Oscura
Átomos
Materia Oscura
73% 23%
4%
Su naturaleza es un misterio
BIN-BANG
Se formaron cantidades de
Materia Anti materia
Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto
COMPOSICION QUIMICA DEL UNIVERSO
Antes de la formación de las estrellas
Compuesto por: HidrogenoHelio
Litio 75%24%
• La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados. • Éstos se han introducido como un resultado de las explosiones de • supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas desarrolladas.
BIG BANG (Modelo Dominante)
Teoría dada por el belga valón Lemaître. habla del hecho de que el Universo esté en expansión. No sólo la materia se generó a causa del big bang, sino
que también se formó la estructura espacio-tiempo. El espacio fue disminuyendo a cero su volumen en el
momento del big bang, y antes del big bang no había un "antes".
La teoría indica que aproximadamente un cuarto de la masa original de protones y neutrones en el universo se convirtió en helio en ese momento.
Si esta expansión ha sido continua en toda la edad del Universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos.
BIG BANG (Desde el comienzo)
La energía sobrante continuó enfriándose al expandirse el Universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas
Se cree que el Universo era un caliente y denso plasma.
Según avanzó la expansión, la temperatura cayó a ritmo constante hasta el punto en que los átomos se pudieron formar.
La energía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio.
El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona información sobre la naturaleza del Universo, incluyendo la edad y composición.
TEORIAS QUE FUNDAMENTAN EL BIG BANG
Usando las ecuaciones de Albert Einstein sobre la relatividad general, el astrónomo holandés Willem de Sitter propuso el concepto de un universo en expansión en 1917.
El trabajo del astrónomo americano Edwin Hubble apoyó esta teoría.
Usando la teoría de un universo expandido, el astrónomo belga Georges Lemaitre propuso en 1927 la teoría del big bang del origen del universo.
La teoría del big bang de Lemaitre, junto con el trabajo sobre ella del astrónomo George Gamow, ha dominado la cosmología moderna por décadas.
RADIACION COSMICA DE FONDO
Precisamente algo semejante a "radiación cósmica de fondo" fue descubierta en 1965 por los radio-astrónomos estadounidenses Arno A. Penzias y Robert W. Wilson, en los laboratorios Bell en 1927.
Fue establecido posteriormente que esta radiación llega a la Tierra de todas las direcciones en igual proporción.
La existencia de esta radiación es una confirmación de la teoría del big bang que la predice y documenta de la manera más simple.
“ESLABON PERDIDO” QUE APOYA LA TEORIA DEL BIG BANG
El 23 de abril de 1992, los astrónomos del Laboratorio Lawrence Berkeley y la Universidad de California en Berkeley anunciaron un descubrimiento sorprendente que apoya la teoría del big bang del origen del universo.
El Dr. George Smoot y sus colegas de Berkeley hallaron evidencia de fluctuaciones de la temperatura en la radiación de microondas del fondo cósmico, la energía restante del big bang.
El descubrimiento de Smoot y sus colegas abrió una ventana al universo cuando éste estaba sólo a aproximadamente 300.000 años del big bang.
El descubrimiento de Smoot fue descrito como el "eslabón perdido" entre el origen del universo y su actual estado.
SOPA PRIMIGENIA
La primera centésima de segundo en que el universo ya existe, que ha sido un misterio
En estas energías, los quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos.
Solo una mezcla densa supercaliente de quarks y gluónes, con algunos electrones, era todo lo que podía existir. Antes de que se enfriaran lo suficiente.
Se pueden observar directamente los tipos de comportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante.
Explica
TEORIA INFLACIONARIA La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del
Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay
cerca de un agujero negro. Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos,
produciendo el origen al Universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan
violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.
No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío.
En este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo.
No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.
FUERZAS FUNDAMENTALES DEL UNIVERSO
Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de interacción de la materia:
- interacciones nucleares fuertes, - interacciones nucleares débiles, - electromagnetismo y - gravitación.
COLAPSO:
Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace más pequeño como resultado de su propia gravedad, por ejemplo, una nube de gas para formar una estrella, o una estrella para formar un agujero negro.
MOVIMIENTO EN EL UNIVERSO
Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el movimiento de algunos cuerpos, sobre
todo, de los más lejanos.
Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para desplazarse una distancia aparente igual
al diámetro de la luna, la estrella más cercana necesita 506 años. Se llama órbita, la trayectoria de un objeto que gira alrededor de
otro. El periodo orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar
una órbita. Parece que todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor de
otros con más masa.
LEYES DE KEPLER Se trata de tres leyes acerca de los movimientos de los planetas formuladas por el
astrónomo alemán Johannes Kepler a principios del siglo XVII.
Sus propuestas rompieron con una vieja creencia de siglos de que los planetas se movían en órbitas circulares mediante las siguientes leyes:
Primera ley: Los planetas giran alrededor del Sol en órbitas elípticas en las que el Sol ocupa uno de los focos de la elipse.
Segunda ley: Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas.(rapidez del movimiento)
Tercera ley: Permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.
LEY DE LA GRAVITACION UNIVERSAL
La ley de la gravitación, formulada por Isaac Newton en 1684
Es la propiedad de atracción mutua que poseen todos los objetos compuestos de materia.
A veces se usa como el término "gravedad", aunque este se refiere únicamente a la fuerza gravitacional que ejerce la Tierra.
La gravitación es una de las cuatro fuerzas básicas que controlan las interacciones de la materia.
EFECTO DOPPLER La variación de la longitud de onda de la luz, radiación
electromagnética y sonido de los cuerpos informa sobre su movimiento.
Cuando una estrella o una galaxia se acercan, su espectro se desplaza hacia el azul y, si se alejan, hacia el rojo.
De momento, todas las galaxias observadas se desplazan hacia
el rojo, es decir, se alejan de aquí.
Según las ecuaciones de Einstein, se presentan tres posibilidades para el futuro del universo:
Si la densidad media de la materia en el universo es igual al valor crítico, entonces el universo se expandirá a una velocidad siempre lenta y eventualmente dejará de expandirse.
Si la densidad media está por debajo del valor crítico, el universo es abierto y se continuará expandiendo para siempre, y cuando todo esté infinitamente separado y frío, vendrá el "big chill" ("gran frío").
Si, la densidad media está por encima del valor crítico, el universo es cerrado, lo cual significa que con el tiempo dejará de expandirse, empezará a contraerse, y finalmente se acabará, aproximadamente dentro de 20 mil millones de años, en un "big crunch" ("gran implosión"), el inverso de su origen, el big bang.
MODELO COSMOLOGICO Uno de los problemas más importantes en la cosmología moderna es la
determinación de si el universo es abierto o cerrado. la densidad de masa del universo todavía es aproximadamente 20 veces más
pequeña que la densidad crítica. Esto sugiere fuertemente que el universo sea abierto
Una segunda medida que podría determinar si el universo es abierto o cerrado es la de la disminución en la velocidad de la expansión. La velocidad de expansión se expresa en la ecuación:
v = Hr
Distancia entre
dos puntos
Constante de Hubble
velocidad
METODO
Un tercer método que los astrónomos usan para determinar si el universo es abierto o cerrado es medir la edad del universo, que es el tiempo transcurrido desde el big bang. (tiempo de Hubble.)
La evidencia actual apunta a un universo abierto. (mas investigación)
LA GRAN IMPLOSION (Destino final)El destino final del Universo tiene diversos modelos que explican lo que sucederá en función de diversos parámetros y observaciones
LA GRAN IMPLOSION
Resultara así:
La fuerza gravitatoria de toda esa materia tal vez podría cesar e invertir con ella la expansión,
las galaxias empezarían a retroceder y con el tiempo chocarían unas contra otras
la temperatura se elevaría
el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.
el Universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.
EL GRAN DESGARRAMIENTO
Este posible destino final del universo depende de la cantidad de energía oscura existente en el Universo.
Si el Universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia.
Las galaxias se separarían entre sí
La gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia.
Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria.
Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×1010 años.
Teoría de la eterna Expansión
AFIRMA QUE:
De manera que:
Y ocurriría que:
LAS CONSTELACIONES En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera
celeste.
Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.
Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran en el plano de la órbita de la Tierra. Son las constelaciones del Zodíaco.
Las constelaciones que acompañan la trayectoria del Sol, la Luna y los planetas, en la franja llamada zodíaco, nos resultan familiares: Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpión, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis.
ESTRELLAS DEL UNIVERSO
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. La estrella más cercana al Sistema Solar
es Alfa Centauro Las estrellas individuales visibles en el cielo
son las que están más cerca del Sistema Solar
en la Vía Láctea. Se trata de un sistema de tres estrellas situado
a 4,3 años luz de La Tierra. Sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.
CLASES DE ESTRELLAS ESTRELLAS DOBLES
Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a su centro común.
ESTRELLAS VARIABLES Es cualquier estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Pueden ser
estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de polvo interestelar.
CLASES DE ESTRELLAS VARIABLES CEFEIDAS
Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, periódicamente, se eclipsan una a otra.
Novas y supernovas 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.
PROBLEMÁTICA¿NOVAS O ESTRELLAS NUEVAS?
Pero el nombre de “nuevas” dado a las estrellas novas 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
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. 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. Este fenómeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos
regulares.
CLASES DE ESTRELLAS Supernovas
La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular pocas se pueden observar a simple vista y en nuestra galaxia.(hemisferio sur el 24 de febrero de 1987la Gran Nube de Magallanes)
Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. (supernova de Tipo II)
CLASIFICACION DE LAS ESTRELLAS
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon.
CLASIFICACION: Clase O: Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros
de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.
Clase B: Son las estrellas donde la intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.
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.
CLASIFICACION DE LAS ESTRELLAS CLASIFICACION:
Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas de calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".
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 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 metálico. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K.
ESTRELLAS Las estrellas más grandes que se conocen son las super gigantes,
con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol
Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol
Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol
El número de estrellas observables 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.
ESTRELLAS VISIBLES Alcor Aldebarán Algol Arturo Betelgeuse Cabra Cabrillas Canícula Capella o Capela Cástor Deneb Denébola Espiga Estrella Polar Formalhaut
Lince o Lynx Markab Menkar Mira Ceti Mirach o Mirak Mirfak Mizar Perla Pollux o Pólux Proción Régulo Rigel RR Lira Rukbah Scheat
Schédir, Shédar o Shédir
Sirio Sirrah Tolimán Trapecio Vega
36 ESTRELLAS
EVOLUCION DE LAS ESTRELLAS
Las estrellas evolucionan durante millones de años.
Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio.
La materia se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía.
Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría.
La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C.
Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.
CUERPOS CELESTES
CuásaresSon 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.
IDENTIFICACION DE CUASARES Se identificaron en la década de 1950. El primer Cuásar estudiado, está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra. (EDAD U) A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande. A
veces más brillante que toda la Vía Láctea. Un cuásar deber ser tan brillante como 1.000 galaxias juntas para que pueda aparecer como
una débil estrella, si se encuentra a varios miles de millones de años luz. Pero aún más sorprendente es el hecho de que esa enorme energía proviene de una región
cuyo tamaño no excede un año luz. El brillo de los cuásares oscila con periodos de unos meses, por tanto, su tamaño debe ser
menor que la distancia que recorre la luz en ese tiempo. Hoy en día, se piensa que los cuásares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la
actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.
CUERPOS CELESTES PULSARES
Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía en Cambridge.
Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela.
Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.
Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad.
Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía.
Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas.
LOS AGUJEROS NEGROS Son cuerpos con un campo gravitatorio extraordinariamente grande. No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por
eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre
pero no salga. Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un
momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.
Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo
algunas partículas atómicas y subatómicas.
PROTOGALAXIAS Se cree que las primeras galaxias eran débiles
"galaxias enanas“ Estas emitían tanta radiación que podían separar los
átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y
expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.
LAS GALAXIASLas galaxias son el constituyente fundamental del Universo.
Formado por:GalaxiasLocales
GalaxiasExternas
Las que están unidas por la gravedad a la vía láctea
Todas las demás galaxias
Estas agrupaciones de estrellas están distribuidas por todo el Universo y presentan características muy diversas
COMO:
AntigüedadTamaño
Aspecto
G. Pequeñas G. Grandes
•Abarcan: 3.000 millones de estrellas.•Diametro:6.000 años luz.
•Abarcan: más de un billón de astros.•Diametro:170.000 años luz
galaxias contienen también materia
interestelar, constituida por polvo y gas en una proporción que varia del 1 al 10% de su
masa.
GALAXIAS ELIPTICAS En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una
estructura interna definida y por presentar muy poca materia interestelar.
• Consideradas como las mas viejas del Universo
• Las estrellas que la componen son viejas y están en una etapa avanzada de su
evolución
GALAXIAS ESPIRALES Están constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral,
que parten del núcleo. Éste se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene materia
interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia interestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las galaxias del Universo son de este tipo.
GALAXIA ESPIRAL BARRADA
Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.
GALAXIA IRREGULAR 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,. Galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es
difícil de identificar.
GALAXIAS IRREGULARES Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no
responden a las tres formas anteriores.
Comparten características como:
•Son casi todas pequeñas•Contienen un gran porcentaje de materia interestelar.
Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del Universo.
LA VIA LACTEA El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000
años luz del centro y unos 20.000 del extremo. La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000
millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de
más de dos billones de veces la del Sol.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.
Se cree que contiene un poderoso agujero negro. La Vía Láctea tiene forma de lente convexa.
LAS NEBULOSAS Las nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden
clasificar en dos grandes grupos: 1.- Asociadas a estrellas evolucionadas, como las supernovas.
2.- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación
CLASIFICACION DE LAS NEBULOSAS
Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:
LAS NEBULOSAS DE EMISION: Cuya radiación proviene del polvo y los gases como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes.
LAS NEBULOSAS DE REFLEXION: Reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías.
LAS NEBULOSAS OSCURAS: Son nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube.
TIPOS DE NEBULOSAS Uno de los aspectos más notables de las nebulosas es su
variedad de formas y estructuras. LAS NEBULOSAS PLANETARIAS: Se parecen a los planetas
cuando son observadas a través de un telescopio. LOS OBJETOS HERBING-HARO: Deben su nombre al
astrónomo mexicano Guillermo Haro y a al estadounidense G. Herbig, son pequeñas nebulosas muy brillantes que se encuentran dentro de nubes interestelares muy densas
MI NOMBRE: CRISTIAN CAMILO MATAMOROS SALAMANCA
ESTUDIO: LICENCIATURA EN FILOSOFIA PENSAMIENTO POLITICO Y ECONOMICO
SEDE : UNIVERSIDAD SANTO TOMAS TUNJA ( VUAD)
DOCUMENTO :1056798629
ASIGNATURA: AMBIENTES VIRTUALES II
CODIGO : 2118286
MUCHAS GRACIAS
