Se denomina astronomía galáctica a la investigación astronómica de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
La diferencia entre astronomía galáctica y astronomía extragaláctica sólo se empezó a hacer a principios del siglo pasado, cuando las observaciones de Edwin Hubble mostraron sin lugar a dudas que la nebulosa de Andrómeda era una galaxia similar a la nuestra, y a una considerable distancia de ella.
Los objetos de interés en nuestra galaxia son muchos, incluyendo estrellas, nubes interestelares, que es donde la formación estelar se realiza; nuestro centro galáctico, que estamos casi seguros posee un agujero negro, etc.
en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.]]
Telescopio espacial Hubble
Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas y polvo, materia oscura, y quizás energía oscura unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que la forman es variable, de 107 a 1012. En varios tipos de galaxias, el componente principal es la materia oscura, componente no observado directamente, sino por sus efectos gravitatorios. Las subestructuras existentes dentro de las galaxias son las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Según la Teoría de la formación de galaxias, es la materia oscura la que se aglomera inicialmente, arrastrando la materia normal, la que forma estrellas y da lugar finalmente a las galaxias visibles.
Galaxia procede de la palabra griega galax, que significa leche. El origen del nombre es que la primera galaxia identificada, la nuestra, se llama la Vía Láctea, por su apariencia lechosa en el cielo.
Las galaxias se alejan las unas de las otras, y la velocidad de expansión es
proporcional a la distancia. Este hecho es conocido como la ley de Hubble,
debido a su descubridor, Edwin Hubble, y es una de las pruebas de la expansión del Universo. En el Universo hay varios miles de millones de galaxias.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda. Este grupo se encuentra en el límite de un súper conglomerado que comprende casi cinco mil galaxias. El súper conglomerado, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.
Entre las concentraciones de galaxias hay unos vacíos inmensos. Los telescopios actuales distinguen galaxias hasta una distancia de 10 mil millones de años luz.
De nuestro grupo local, la galaxia de Andrómeda es una de las que se pueden observar a simple vista y la más cercana. Es la más grande de las galaxias del grupo local, con una masa igual a 300.000 millones de masas solares, el doble de nuestra galaxia. Los astrónomos la conocen con el nombre de M31 y se la califica de gigante.
La primera clasificación la propuso Edwin Hubble en el año 1926 y distingue tres grandes tipos de galaxias:
- Galaxias elípticas
- Galaxias espirales
- Galaxias irregulares
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Desde el punto de vista matemático el siglo XX comprende los años 1901-2000 ambos incluidos. No obstante, el uso popular le ha dado el significado de los años 1900-1999.
El siglo XX se ha caracterizado por los avances de la tecnología, medicina y ciencia en general, pero también por atrocidades humanas tales como las guerras, el genocidio y sin que se hayan resuelto las diferencias económicas entre países. En los últimos años del siglo ha comenzado un fenómeno llamado globalización.
La Galaxia de Andrómeda (también conocida como Objeto Messier 31, Messier 31 o NGC 224), es una galaxia espiral gigante en el Grupo Local, junto con la Vía Láctea. Esta galaxia es, también, el objeto más alejado visible a simple vista estando a 2,9 millones de años luz, 920 kpc en dirección a la constelación de Andrómeda. Es la más grande de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.
Tiene una masa calculada de entre 300.000 y 400.000 millones de masas solares: aproximadamente una vez y media la masa de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Por otro lado, con las mejoras en las mediciones y los datos obtenidos, algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31. La galaxia se está acercando a nosotros a unos 140 kilómetros por segundo y se cree que de aquí a aproximadamente 3.000 millones de años pudiera colisionar con la nuestra y fusionarse ambas formando una gigante elíptica.
Información general
Ésta galaxia juega un papel importante en los estudios galácticos, puesto que es la gigante espiral más cercana. En 1943, Walter Baade fue el primero en discernir estrellas dentro de la región central de la galaxia de Andrómeda. Edwin Hubble identificó estrellas variables cefeidas por primera vez en fotografías de ésta galaxia, permitiendo así determinar la distancia a la que se encontraba.
Robin Barnard de la Open University ha detectado 10 fuentes de rayos X en la Galaxia de Andrómeda (publicados el 5 de abril de 2004), utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Su hipótesis es que pueden ser posibles candidatos a agujeros negros o estrellas de neutrones, que calientan el gas entrante a millones de grados emitiendo rayos X. El espectro de las estrellas de neutrones es el mismo que el de los supuestos agujeros negros, pero se distinguen por sus masas.
En 1991 la Cámara Planetaria a bordo del Telescopio Espacial Hubble fotografió el núcleo de Andrómeda. Para sorpresa de todos, su núcleo presentaba un doble estructura, con dos puntos nucleares calientes separados por unos pocos años luz. Observaciones terrestres posteriores han llevado a especular que además de existir dos núcleos, estos se mueven el uno con respecto al otro, y que uno de los núcleos está deshaciendo al otro, que podría ser el remanente de una galaxia más pequeña "tragada" por M31. Los núcleos de muchas galaxias son conocidos por ser lugares bastante violentos, y a menudo se propone la existencia de agujeros negros supermasivos para explicarlos.
Scott Chapman, del California Institute of Technology, y Rodrigo Ibata, del Observatoire Astronomique de Strasbourg en Francia, anunciaron en 2005 sus observaciones con los telescopios Keck que muestran que el brillo ténue de estrellas que se extiende hacia fuera de la galaxia es en realidad parte del propio disco. Ésto significa que el disco espiral de estrellas en Andrómeda es tres veces más largo de lo estimado hasta ahora. Es una evidencia de que hay un vasto disco estelar que hace que la galaxia tenga un diámetro de más de 220.000 años luz. Los cálculos previos estimaban el tamaño de Andrómeda entre 70.000 y 120.000 años luz de diámetro.
Observación
telescopios Keck
La Galaxia de Andrómeda fue observada en el año 964 por el astrónomo persa 'Abd Al-Rahman Al Sufi, que la describió como una "pequeña nube".
La primera descripción basada en observaciones telescópicas fue debida a Simon Marius (1612), a quien a menudo se le atribuye erroneamente el descubrimiento de la Galaxia de Andrómeda.
En 1885, una supernova (conocida como "S Andromedae") fue vista en la Galaxia de Andromeda, la primera y la única observada hasta ahora en dicha galaxia.
La Galaxia de Andrómeda es fácilmente visible a simple vista bajo un cielo verdaderamente oscuro; dicho cielo sólo lo podemos encontrar en relativamente pocos lugares, normalmente zonas aisladas lejos de los núcleos de población y fuentes de contaminación lumínica. A simple vista parece bastante pequeña, pues sólo la parte central es suficientemente brillante para ser apreciable por el ojo humano, pero el diámetro angular completo de la galaxia es en realidad de siete veces el de la Luna llena.
es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]]
Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.
Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente.
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (Msol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
:Donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Formación y evolución de las estrellas
- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell
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 el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando 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. (ver: Escalas de tiempo estelar).
Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 1020gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas.
En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.
Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras 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 son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.
Estrellas aisladas
No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace 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, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Sistemas extrasolares
gas interestelar
En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.
Distribución estelar
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están 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.
Estructura estelar
- Más información en: Estructura estelar | Sol
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 como la transporte ya sea por convección o 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 y se divide en cromosfera, fotosfera 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. Empero, 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. Su 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 otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro 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.
Generación de energía en las estrellas
- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad.
Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas.
Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:
:4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
:2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)
:2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:
:4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:
En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:
:4He + 4He + 92 keV → 8 - Be
:4He + 8 - Be + 67 keV → 12 - C
:12 - C → 12C + γ + 7.4 MeV
La reacción global es:
:34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Composición
- Más información en: Metalicidad
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
La estrella prototípica
- Más información en: Sol
El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.
La masa del Sol es:
:Msol = 1.9891 × 1030kg
y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.
Clasificación
- Más información en: Clasificación estelar
La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.
Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:
Clases de luminosidad
Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.
Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.
Mitología estelar
Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.
Bibliografía
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- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
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- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.
- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL)
categoría:Astronomía y astrofísicacategoría:Astrofísica estelar - ja:恒星ko:항성ms:Bintangsimple:Starth:ดาวฤกษ์
Nube interestelar
Una nube interestelar es una acumulación de gas y polvo en la galaxia. Las nubes interestelares con estrellas masivas cercanas tales como la nube de Orión pueden estar ionizadas por la radiación ultravioleta de alta energía de las estrellas más masivas. En estos casos reciben el nombre técnico de regiones HII. Las nubes neutras (sin una presencia significativa de iones) se denominan nubes moleculares y también se designan como regiones HI.
Las nubes interestelares pueden ser regiones oscuras que ocultan la luz de las estrellas situadas por detrás de ellas (como los glóbulos de Bok) o puden ser observadas como nebulosas extensas iluminadas por la presencia de estrellas cercanas. Un tipo particular de nubes interestelares son las regiones de formación estelar como la nebulosa M42 en Orión o las Pléyades. Dado que las nubes en sí se encuentran a muy bajas temperaturas su emisión es estudiada en longitudes de onda de radio en torno a longitudes milimétricas. Si las nubes no son demasiado espesas también pueden ser estudiadas a través de sus líneas de absorción sobre la radiación de las estrellas de fondo.
Categoría: Objetos astronómicos
Galaxia
en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.]]
Telescopio espacial Hubble
Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas y polvo, materia oscura, y quizás energía oscura unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que la forman es variable, de 107 a 1012. En varios tipos de galaxias, el componente principal es la materia oscura, componente no observado directamente, sino por sus efectos gravitatorios. Las subestructuras existentes dentro de las galaxias son las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Según la Teoría de la formación de galaxias, es la materia oscura la que se aglomera inicialmente, arrastrando la materia normal, la que forma estrellas y da lugar finalmente a las galaxias visibles.
Galaxia procede de la palabra griega galax, que significa leche. El origen del nombre es que la primera galaxia identificada, la nuestra, se llama la Vía Láctea, por su apariencia lechosa en el cielo.
Las galaxias se alejan las unas de las otras, y la velocidad de expansión es
proporcional a la distancia. Este hecho es conocido como la ley de Hubble,
debido a su descubridor, Edwin Hubble, y es una de las pruebas de la expansión del Universo. En el Universo hay varios miles de millones de galaxias.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda. Este grupo se encuentra en el límite de un súper conglomerado que comprende casi cinco mil galaxias. El súper conglomerado, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.
Entre las concentraciones de galaxias hay unos vacíos inmensos. Los telescopios actuales distinguen galaxias hasta una distancia de 10 mil millones de años luz.
De nuestro grupo local, la galaxia de Andrómeda es una de las que se pueden observar a simple vista y la más cercana. Es la más grande de las galaxias del grupo local, con una masa igual a 300.000 millones de masas solares, el doble de nuestra galaxia. Los astrónomos la conocen con el nombre de M31 y se la califica de gigante.
La primera clasificación la propuso Edwin Hubble en el año 1926 y distingue tres grandes tipos de galaxias:
- Galaxias elípticas
- Galaxias espirales
- Galaxias irregulares
Militair
Een militair is een persoon die gewapende diensten verricht in dienst van een leger, in principe in dit van zijn vaderland. Voor deze diensten hebben zij zich of vrijwillig geëngageerd, in het geval van een beroepsmilitair, of worden zij ertoe verplicht door hun nationale wetgeving, in het geval van een dienstplichtige.
Militair kan (als bijvoeglijk naamwoord) ook "van het leger" betekenen.
Moerdijkbruggen
De Moerdijkbruggen verbinden het Eiland van Dordrecht met de provincie Noord-Brabant over het Hollandsch Diep. De eerste brug werd gebouwd aan het einde van de 19e eeuw en was een spoorbrug. De tweede brug is aangelegd in de jaren dertig voor het autoverkeer. Hierover loopt rijksweg 16
Stad Hue
Hué (Huế, uitspraak: ) is een stad gelegen in centraal Vietnam in de provincie Thua Thien-Hué, waarvan het ook de hoofdstad is.
Geschiedenis
De stad is de oude keizerlijke hoofdstad van Vietnam. Het keizerlijke paleis in de stad is een relica van de Verboden Stad in Peking. Tijdens het eerst
Harold II van Engeland
Harold II of Harold Godwinson (1020 - 1066) was de laatste Saksische koning van Engeland (6 januari - 14 oktober 1066). Hij was de zoon van Godwin, graaf van Wessex, en diens tweede vrouw Gytha, de zuster van koning Sweyn I van
Wereld
Onder wereld kunnen verschillende dingen worden verstaan:
- De Aarde - onze planeet.
- Wereld (semantiek) - een wereld in de modeltheoretische semantiek.
- Een leefgemeenschap.
Er is tevens sprake van bepaalde werelden, zoals de:
- Eerste Wereld - Tw
John Maynard Keynes
John Maynard Keynes (5 juni1883 – 21 april1946) was een Britseconoom. Hij is vooral bekend geworden door het boek The General Theory of Employment, Interest and Money waarin hij betoogt dat de Read More...
