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| Galaxia |
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
Véase también
- Galaxia activa
- Galaxia Seyfert
- Blazar
- Quásar
- Objeto astronómico
Enlaces externos
- [http://www.anzwers.org/free/universe/ Un atlas del universo]
Categoría:Astrofísica galáctica
-
ja:銀河
ko:은하
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simple:Galaxy
th:กาแล็กซี
Estrella 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 1020 gramos 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.
Agrupaciones y distribución estelar
- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar
Estrellas ligadas
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 × 1030 kg
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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- Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463
- 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
- Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
- 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.
Véase también
- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico
Enlaces externos
- [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 astrofísica
categoría:Astrofísica estelar
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Materia oscuraSe denomina materia oscura a la materia que no puede ser detectada por la radiación que emite (no es visible en ninguna parte del espectro con los medios técnicos actuales) pero cuya existencia es inferida a partir de los efectos gravitacionales que causa en materia visible como estrellas o galaxias.
Problema de la materia oscura
Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado ‘’problema de la materia oscura’’ o ‘’problema de la masa desaparecida’’ y es uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna.
La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el hecho de que exista o no afecta el destino final del universo. Sabemos que el universo está, actualmente, expandiéndose, por el corrimiento al rojo que presenta la luz de los distantes cuerpos celestes. Ese la materia oscura para el destino final del universo, sin embargo, se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica, y de una energía oscura, parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en el 2003 por el satélite WMAP la expansión del universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la energía oscura.
Evidencia de existencia
Gran parte de la evidencia de la existencia de la materia oscura viene del estudio de los grupos galácticos. Muchos de estos parecen estar aproximadamente estáticos y uniformes. Por el teorema virial, la energía cinética total debería ser la mitad de la gravitatoria ejercida entre sí por las galaxias. En cambio, de forma experimental se ha visto que es mucho mayor (alrededor de un orden de magnitud). Asumir que la materia visible es sólo una pequeña parte de toda la materia que forma el grupo galáctico es la manera más sencilla de resolver el problema planteado por estas observaciones.
Mediante la teoría gravitacional y nuevos análisis de computadora, los astrónomos han sido capaces de determinar dónde está situada la materia oscura. El resultado es que parece estar agrupada de la misma forma que las galaxias, que estarían compuestas, en parte, de materia oscura. Por ejemplo, la forma de rotar y la misma existencia del disco de nuestra galaxia indica la presencia de un extendido halo de materia oscura.
Saber dónde está situada la materia oscura, también revela cuánta existe. Se calcula que sería alrededor de siete veces la cantidad de materia ordinaria (esto es sólo un cuarto de lo necesario para enlentecer la expansión del universo a la mitad).
Composición de la materia oscura
Puesto que no puede ser detectada por medios ópticos, la composición de la materia oscura pertenece al terreno de la especulación. Objetos de masa enorme, como agujeros negros del tamaño de galaxias, pueden ser descartados en función de los datos observados. Se contempla la posibilidad de que sean objetos de materia bariónica que incluiría enanas marrones o, quizás, pequeños y densos pedazos formados por elementos pesados; tales objetos son conocidos como "MACHOs", del inglés "massive compact halo objects", o, en castellano OHCM (Objetos con Halo Compactos y Masivos).
En cualquier caso, la posible cantidad de materia bariónica está restringida por la nucleosíntesis primordial.
En el momento presente la visión más extendida es que la materia oscura no está formada por partículas elementales normales, electrones, protones y neutrones, sino por otras partículas tales como neutrinos, los hipotéticos axiones o los "WIMPs", del inglés "weakly interacting massive particle". Los neutrinos están casi totalmente descartados pues se comportarían como materia oscura caliente.
Descubrimiento de la materia oscura
La hipótesis de la existencia de la materia oscura fue planteada por primera vez por el astrofísico suizo Fritz Zwicky. En 1933 Zwicky estimó la masa de galaxias en cúmulos (basándose en el número de estrellas y su brillo) y midió las velocidades a las cuales las galaxias se movían. La masa calculada considerando las velocidades de las galaxias era muy superior a la estimada considerando sólo las estrellas. Esto es lo que se conoce como el "problema de la masa perdida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky propuso que debía haber alguna otra forma de materia existente en la galaxia que no había sido detectada, la cual proveería suficiente masa y gravedad para mantener la galaxia unida.
A partir de ese momento comenzó la búsqueda por la fuente de esa atracción gravitatoria. En el momento presente, la densidad del Universo (excluyendo la materia oscura) está estimada en alrededor de un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio vacío. Esto no es densidad suficiente para que el universo se colapse sobre sí mismo. Se cree que la materia oscura forma el 90-95 por ciento de toda la materia en el universo. Esto significa que sólo el 5-10 por ciento de toda la materia es observable.
La mayoría de cosmólogos (astrónomos que estudian la historia, origen y futuro del universo) creen que hay dos clases de materia oscura: la bariónica ("materia normal" compuesta por bariones: protones, neutrones o electrones) llamada MACHOs (del inglés Massive Astrophysical Compact Halo Objects) y una misteriosa forma de materia compuesta por unas desconocidas partículas subatómicas no-bariónicas llamadas WIMPs (del inglés Weakly Interacting Massive Particles) además de neutrinos y axiones.
Explicaciones alternativas
Una explicación alternativa a las incógnitas planteadas por la materia oscura es suponer que, a grandes distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana.
Por ejemplo, esto podría ocurrir si asume un valor negativo a la constante cosmológica (el valor de la cual se cree positivo en función de recientes observaciones) o si se asume la teoría de la dinámica newtoniana modificada.
Otra aproximación, propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por la expresión:
:
donde B y ρ son parámetros ajustables.
En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades explicando la diferencia en el comportamiento de las distintas galaxias y clústeres, en cambio, tales discordancias pueden ser fácilmente comprendidas asumiendo diferentes cantidades de materia oscura.
Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del 90% de la masa de una galaxia no es visible y sólo puede ser detectada por sus efectos gravitacionales.
Se ha postulado la existencia de varios tipos de materia oscura:
- Materia oscura bariónica
- Materia oscura fría
- Materia oscura caliente
Temas relacionados
- Aceleración
- Energía oscura
- Constante cosmológica
categoría:Cosmología
Categoría:Recursos de la ciencia ficción
ja:暗黒物質
ko:암흑물질
Nebulosa]
Una nebulosa es una nube de gas y polvo formada fundamentalmente por hidrógeno, el elemento químico más abundante en el universo. También poseen casi un 10% de helio y cantidades muy pequeñas de otras sustancias.
- Existen varios tipos:
- Nebulosas brillantes
- Nebulosas de emisión
- Nebulosas de reflexión
- Nebulosas oscuras
- Nebulosas planetarias
Enlaces externos
- http://grin.hq.nasa.gov/BROWSE/gallaxies.html
Categoría:Nebulosas
ja:星雲
Cúmulo estelar
Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. Hay dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos.
Los cúmulos globulares son agrupaciones densas de varios centenares o miles de estrellas viejas, mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente unos pocos centenares de estrellas muy jóvenes. Los cúmulos abiertos son rotos o disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación. Los cúmulos abiertos disgregados evolucionan con la mayoría de sus miembros siguiendo movimientos parecidos constituyendo una asociación estelar o un grupo en movimiento.
Interés astronómico de los cúmulos
asociación estelar
Los cúmulos estelares ayudan a comprender la evolución estelar al ser estrellas formadas en la misma época a partir del material de una nube molecular. También representan un importante paso en la determinación de la escala del Universo. Algunos de los cúmulos más cercanos pueden utilizarse para medir sus distancias absolutas por medio de la técnica del paralaje. El diagrama de Hertzsprung-Russell de estos cúmulos puede entonces representarse con los valores de luminosidad absoluta. Los diagramas similares de cúmulos cuya distancia no es conocida pueden ser comparados con los de distancia calibrada estimando la distancia que los separa de nosotros.
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ja:星団
Ley de HubbleLa ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia. Esta ley conduce al modelo del Universo en expansión y, retrocediendo en el tiempo, a la teoría del Big Bang. Fue formulada por primera vez por Edwin Hubble en 1929.
Hubble comparó las distancias a las galaxias con sus respectivos corrimientos al rojo debidos a la recesión o alejamiento relativo entre ellas, encontrando entre ambas magnitudes una relación lineal. Al coeficiente de proporcionalidad se lo denomina constante de Hubble.
La ley puede escribirse:
:v = H0 D, siendo
::v la velocidad de recesión debida a la expansión del universo (generalmente en km/s)
::D la distancia actual a la galaxia (en mega parsec Mpc).
::H0 la constante de Hubble
La ley de Hubble se puede derivar de su observación inicial suponiendo que el universo es homogéneo (las observaciones realizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae).
La constante de Hubble y la edad del universo
Notas adicionales
La distancia D a galaxias cercanas se puede estimar comparando su brillo aparente, con su brillo absoluto teórico.
- En cualquier caso, D ha de ser la distancia actual a la galaxia, no la que existía cuando la galaxia emitió la luz que hoy recibimos. Esta distancia es muy difícil de determinar.
La velocidad v se define como el ratio de variación de la distancia D.
- Para galaxias relativamente cercanas, la velocidad puede determinarse mediante el corrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ≈ zc; siendo c la velocidad de la luz. Sin embargo, tan sólo debe considerarse la velocidad debida a la expansión del universo, al margen de otros movimientos relativos de las galaxias (movimiento peculiar).
Los sistemas con ligaduras gravitacionales, como las galaxias o el Sistema Solar, no se encuentran sujetos a la ley de Hubble y no se expanden.
Enlaces externos
- [http://www.ipac.caltech.edu/H0kp/H0KeyProj.html El proyecto Hubble Key Project]
- Los resultado finales pueden encontrarse en [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?2001ApJ...553...47F Astrophysical Journal, Volume 553, Issue 1, pp. 47-72; Freedman et. al.]
categoría:Cosmología
ja:ハッブルの法則
Edwin HubbleEdwin Powell Hubble. (Marshfield, Missouri 20 de noviembre de 1889 - Pasadena, California 28 de septiembre de 1953) fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por haber demostrado la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es considerado como el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros campos.
Biografía.
Hubble nació en Marshfield (Missouri) y cursó estudios en la Universidad de Chicago, centrándose en matemáticas y astronomía. Se licenció en 1910. Los tres años siguientes cursó estudio de derecho en Oxford. Hubble tomó parte como soldado en la primera guerra mundial.
Retornó al campo de la astronomía al incorporarse al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde obtuvo el doctorado en físicas en 1917. George Ellery Hale, el fundador y director del Observatorio Monte Wilson en las cercanías de Pasadena (California), dependiente del Instituo Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en 1953 al sufrir un accidente. Antes de su muerte, Hubble fue el primero en utilizar el telescopio Hale del Observatorio Monte Palomar.
Obra.
Observatorio Monte Palomar
Su llegada al Observatorio del Monte Wilson, coincidió con la finalización de la construcción del telescopio Hooker, de 100" (2,54 m, el más potente del mundo en aquella época. Las observaciones realizadas por Hubble en 1923 y 1924 con ese telescopio establecieron sin ningún género de dudas que numerosas nebulosas observadas con anterioridad con telescopios menos potentes no formaban parte de nuestra galaxia como se pensaba, sino que se trataba de galaxias distintas de la Vía Láctea. Hubble pudo observar estrellas individuales en el brazo espiral de Andrómeda encontrando algunas cefeidas variables que le permitieron medir su distancia y establecer su naturaleza extragaláctica ampliando los límites del Universo conocido hasta entonces. El 30 de diciembre de 1924 hizo público su descubrimiento. Remarcablemente la idea de que las nebulosas espirales observadas por Hubble fueran objetos extragalácticos había sido sugerida en otros términos mucho antes por Immanuel Kant en 1755 acuñando el término de Universos isla.
Posteriormente, con Milton Humason, descubrió la relación entre la velocidad a la que se alejan las galaxias y la distancia, conocida como "ley de recesión de galaxias", o Ley de Hubble (1927,1929), evidencia de la expansión del Universo y una de las más importantes de la teoría del origen del mismo conocida como Gran Explosión (Big Bang). Entre sus otros méritos Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias que perdura sin demasiados cambios en nuestros días (1926). Hubble escribió una popular obra de divulgación Realm of the Nebula (1936) en la que presentaba sus descubrimientos.
En su honor, el telescopio orbital lanzado en 1990 se llama Telescopio espacial Hubble.
Hubble Edwin
ja:エドウィン・ハッブル
th:เอ็ดวิน ฮับเบิล
Expansión del UniversoLa ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia. Esta ley conduce al modelo del Universo en expansión y, retrocediendo en el tiempo, a la teoría del Big Bang. Fue formulada por primera vez por Edwin Hubble en 1929.
Hubble comparó las distancias a las galaxias con sus respectivos corrimientos al rojo debidos a la recesión o alejamiento relativo entre ellas, encontrando entre ambas magnitudes una relación lineal. Al coeficiente de proporcionalidad se lo denomina constante de Hubble.
La ley puede escribirse:
:v = H0 D, siendo
::v la velocidad de recesión debida a la expansión del universo (generalmente en km/s)
::D la distancia actual a la galaxia (en mega parsec Mpc).
::H0 la constante de Hubble
La ley de Hubble se puede derivar de su observación inicial suponiendo que el universo es homogéneo (las observaciones realizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae).
La constante de Hubble y la edad del universo
Notas adicionales
La distancia D a galaxias cercanas se puede estimar comparando su brillo aparente, con su brillo absoluto teórico.
- En cualquier caso, D ha de ser la distancia actual a la galaxia, no la que existía cuando la galaxia emitió la luz que hoy recibimos. Esta distancia es muy difícil de determinar.
La velocidad v se define como el ratio de variación de la distancia D.
- Para galaxias relativamente cercanas, la velocidad puede determinarse mediante el corrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ≈ zc; siendo c la velocidad de la luz. Sin embargo, tan sólo debe considerarse la velocidad debida a la expansión del universo, al margen de otros movimientos relativos de las galaxias (movimiento peculiar).
Los sistemas con ligaduras gravitacionales, como las galaxias o el Sistema Solar, no se encuentran sujetos a la ley de Hubble y no se expanden.
Enlaces externos
- [http://www.ipac.caltech.edu/H0kp/H0KeyProj.html El proyecto Hubble Key Project]
- Los resultado finales pueden encontrarse en [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?2001ApJ...553...47F Astrophysical Journal, Volume 553, Issue 1, pp. 47-72; Freedman et. al.]
categoría:Cosmología
ja:ハッブルの法則
UniversoEl Universo es el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física.
- Edad: El Universo tiene 13.700 millones de años (margen de error cercano al 1%).
- Forma Geométrica: Plana
- .
- Destino final: La evidencia apoya la Teoría de la expansión permanente del Universo.
(
- ) En este caso no significa un universo bidimensional, sino plano en el sentido de no-curvo, de geometría euclídea.
Hay muchas teorías sobre su origen y destino final:
Véase también
- Big Bang
- Big Crunch
- Big Rip
- Destino último del universo
- Astronomía
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Otros conceptos de universo: Universo (matemáticas), en informática Universo (software) y en narrativa Universo de ficción.
categoría:Cosmología
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Galaxia de Andrómeda
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.
Véase también
- G1 (astronomía) - el cúmulo globular más grande del Grupo Local y parte de M31
Enlaces externos
- [http://www.seds.org/messier/m/m031.html Messier 31, SEDS Messier]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap040718.html Astronomy Picture of the Day 18 de julio de 2004]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap981017.html Astronomy Picture of the Day 17 de octubre 1998]
Categoría:Constelación de Andrómeda
Andrómeda
Categoría:Objetos Messier
ja:アンドロメダ銀河
ko:안드로메다 은하
Agrupación de las galaxias
Los agregados galácticos son super-estructuras cósmicas formadas por miles de galaxias. La materia bariónica del universo visible, se distribuye a lo largo de estructuras colosales que reciben el nombre de filamentos o muros según su forma quedando gran cantidad de regiones huecas sin apenas materia luminosa llamadas vacíos. Dichas estructuras están formadas por miles de agregados de galaxias de diferentes formas y tamaños. Estas colosales macroestructuras son las más recientes en la historia del universo. Dichas estructuras se mantienen cohesionadas por la fuerza de la gravedad pero la expansión acelerada del cosmos podría acabar imponiéndose, si no lo ha hecho ya, y detener la acumulación de materia. Los distintos agregados de galaxias que conforman el universo se llaman grupos, cúmulos y supercúmulos según su tamaño y número de galaxias que contienen. Van desde pequeños grupos con un decena de galaxias hasta grandes cúmulos de miles de galaxias. Los supercúmulos son estructuras más complejas formadas por centenares o miles de cúmulos galácticos interaccionando gravitatoriamente entre sí.
Grupos
Los grupos de galaxias son los menores agregados de dichos objetos. Tienen las siguientes propiedades:
- Contienen menos de 50 galaxias
- Tienen un diámetro de unos 2 megaparsec (Mpc)
- Tienen una masa del orden de 1013 masas solares
- La dispersión de velocidades es del orden de 150 km/s
El grupo que contiene nuestra galaxia, la Vía Láctea, es el llamado Grupo Local que consta de más de 40 galaxias.
Cúmulos
Características
Los cúmulos de galaxias son más grandes que los grupos, aunque no hay una línea divisoria definida entre ambas categorías. Al ser observados visualmente, los cúmulos aparecen como colecciones de galaxias autosostenidas por la atracción gravitacional. Sin embargo, sus velocidades son demasiado grandes para que sigan gravitacionalmente limitadas por sus fuerzas de atracción mútuas. Esta observación demuestra la implicación de la presencia de un componente adicional invisible. Observaciones en rayos X han revelado la presencia de una gran cantidad de gas intergaláctico o intracúmulo. Este gas es muy caliente, alrededor de 108K, por lo tanto emite en una frecuencia alta, rayos X. La masa total del gas es mayor que la de todas las galaxias del cúmulo por un factor 2. Sin embargo, este gas sigue siendo insuficiente para mantener la cohesión gravitatoria de los cúmulos. Puesto que el gas intracúmulo está en equilibrio aproximado con el campo gravitacional de todo el cúmulo, su distribución en él permite calcular la forma de dicho campo y, por ende, la masa total del cúmulo. Resulta que la masa total deducida es mucho más grande que la masa de las galaxias y del gas caliente juntos. La componente que falta no puede ser otra que la materia oscura cuya naturaleza es aún desconocida. En un cúmulo típico aproximadamente solo el 5% de la masa total se encuentra en forma de galaxias, un 10% en forma de gas caliente intracúmulo y el 85% restante es materia oscura.
Dinámica
La dinámica de los cúmulos galácticos es un tanto peculiar. Se los puede considerar como un gas de galaxias donde las partículas que lo componen en vez de ser átomos o moléculas son galaxias. Ese gas tiene unas condiciones particulares puesto que las galaxias se atraen entre sí con fuerza mientras que las partículas atómicas no lo hacen. Un gas normal tiende a expandirse y ocupar el máximo espacio mientras que los cúmulos galácticos no solo tienden a expandirse sino que también tienden a colapsar por su propia gravedad. Esto hace que se hallen en un delicado equilibrio entre su dispersión de velocidades y su masa. Cuanta más masa tenga el cúmulo más alta será la velocidad de escape. Así mismo, más masa implica mayores fuerzas gravitatorias lo que conlleva mayores aceleraciones y mayores velocidades. Así pues, en los cúmulos más masivos las galaxias que lo componen se mueven más deprisa unas respecto a otras que en los menos masivos. Es el propio campo de gravedad el que confina a las galaxias en un volumen de espacio determinado de la misma manera que las paredes de un recipiente hermético confinan el aire de su interior.
Evolución
La evolución de los cúmulos puede tomar dos rumbos. Unos tienden a concentrar más materia agregando pequeños grupos y otras galaxias individuales lo cual los lleva compactarse cada vez más y a adquirir una forma esferoidal. A la vez que dicho cúmulo fagocita galaxias y grupos el núcleo del cúmulo canibaliza galaxias de éste convirtiendose su centro en una o más galaxias elípticas gigantes que mantiene a las demás orbitando a su alrededor. Otros cúmulos menos ligados gravitatoriamente pueden evolucionar de forma distinta. Estadísticamente siempre hay alguna galaxia capaz de alcanzar la velocidad de escape para salir del cúmulo. Estos cúmulos empiezan a perder galaxias y a medida que pierden masa la velocidad de escape disminuye lo que acelera la perdida 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 acabarán por engullir al pequeño.
Así pues los cúmulos tienen las siguientes propiedades:
- Contienen desde 50 a 1000 galaxias, gas caliente emisor de rayos X y gran cantidad de materia oscura.
- La distribución de estos tres componentes es aproximadamente la misma en cada cúmulo.
- La masa total va desde 1014 a 1015 veces la masa solar.
- Típicamente tienen un diámetro de 8 Mpc.
- Las velocidades de las galaxias van desde 800 a 1000 km/s.
- La distancia media entre cúmulos es del oden de 10 Mpc.
Algúnos cúmulos galácticos notables en nuestras cercanías son el Cúmulo de Virgo hacia el cual nos dirijimos y el Cúmulo de Coma
Nota: los cúmulos de galaxias no deben confundirse con los cúmulos estelares, ya sean cúmulos abiertos o globulares, los cuales son estructuras mucho más pequeñas que se hallan dentro de las galaxias u orbitandolas.
Supercúmulos
Los grupos, cúmulos y algunas galaxias aisladas pueden formar estructuras mayores, los supercúmulos. Estas agrupaciones se comportarían de forma parecida a los cúmulos solo que en ellas las partículas elementales que lo constituyen ya no serían galaxias individuales sino grupos y cúmulos galácticos enteros que se mueven confinados en su colosal campo gravitatorio.
Nuestro grupo de galaxias, el Grupo Local, se halla dentro del Supercúmulo de Virgo el cual también contiene al extenso Cúmulo de Virgo el cual actúa como centro de gravedad del mismo. El Supercúmulo de Virgo al ser el nuestro también recibe el nombre de Supercúmulo Local.
Estructuras a gran escala
En las escalas más grandes del universo visible, la materia se agrupa en filamentos y extensas paredes o muros rodeadas de vacíos a modo de enormes burbujas huecas con los supercúmulos en forma de nodos. La estructura parece asemejarse a la de a una esponja.
Véase también
- Estructura a gran escala del universo
- Cosmología
- Objeto astronómico
categoría:astrofísica galáctica
ja:銀河団
Edwin HubbleEdwin Powell Hubble. (Marshfield, Missouri 20 de noviembre de 1889 - Pasadena, California 28 de septiembre de 1953) fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por haber demostrado la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es considerado como el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros campos.
Biografía.
Hubble nació en Marshfield (Missouri) y cursó estudios en la Universidad de Chicago, centrándose en matemáticas y astronomía. Se licenció en 1910. Los tres años siguientes cursó estudio de derecho en Oxford. Hubble tomó parte como soldado en la primera guerra mundial.
Retornó al campo de la astronomía al incorporarse al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde obtuvo el doctorado en físicas en 1917. George Ellery Hale, el fundador y director del Observatorio Monte Wilson en las cercanías de Pasadena (California), dependiente del Instituo Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en 1953 al sufrir un accidente. Antes de su muerte, Hubble fue el primero en utilizar el telescopio Hale del Observatorio Monte Palomar.
Obra.
Observatorio Monte Palomar
Su llegada al Observatorio del Monte Wilson, coincidió con la finalización de la construcción del telescopio Hooker, de 100" (2,54 m, el más potente del mundo en aquella época. Las observaciones realizadas por Hubble en 1923 y 1924 con ese telescopio establecieron sin ningún género de dudas que numerosas nebulosas observadas con anterioridad con telescopios menos potentes no formaban parte de nuestra galaxia como se pensaba, sino que se trataba de galaxias distintas de la Vía Láctea. Hubble pudo observar estrellas individuales en el brazo espiral de Andrómeda encontrando algunas cefeidas variables que le permitieron medir su distancia y establecer su naturaleza extragaláctica ampliando los límites del Universo conocido hasta entonces. El 30 de diciembre de 1924 hizo público su descubrimiento. Remarcablemente la idea de que las nebulosas espirales observadas por Hubble fueran objetos extragalácticos había sido sugerida en otros términos mucho antes por Immanuel Kant en 1755 acuñando el término de Universos isla.
Posteriormente, con Milton Humason, descubrió la relación entre la velocidad a la que se alejan las galaxias y la distancia, conocida como "ley de recesión de galaxias", o Ley de Hubble (1927,1929), evidencia de la expansión del Universo y una de las más importantes de la teoría del origen del mismo conocida como Gran Explosión (Big Bang). Entre sus otros méritos Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias que perdura sin demasiados cambios en nuestros días (1926). Hubble escribió una popular obra de divulgación Realm of the Nebula (1936) en la que presentaba sus descubrimientos.
En su honor, el telescopio orbital lanzado en 1990 se llama Telescopio espacial Hubble.
Hubble Edwin
ja:エドウィン・ハッブル
th:เอ็ดวิน ฮับเบิล
1926Siglo: Tabla anual siglo XX (Siglo XIX - Siglo XX - Siglo XXI)
Década: Años 1890 - Años 1900 - Años 1910 - Años 1920 - Años 1930 - Años 1940 - Años 1950
Años: 1921 1922 1923 1924 1925 - 1926 - 1927 1928 1929 1930 1931
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Acontecimientos
- 3 de enero - El general Theodorus Pangulos se autoproclama dictador de Grecia.
- 26 de marzo - Se funda el Real Oviedo.
- 14 de mayo - El dirigible Norge completa el vuelo transártico, llegando a Teller, en Alaska.
Arte y literatura
- Ernest Hemingway - Fiesta.
- Ramón María del Valle-Inclán - Tirano Banderas.
Nacimientos
- 1 de enero - José Manuel Estepa, arzobispo español.
- 3 de enero - George Martin, productor de The Beatles.
- 16 de febrero - John Schlesinger, director de cine británico.
- 2 de marzo - Murray Rothbard, político y economista estadounidense.
- 8 de marzo - Francisco Rabal, actor español.
- 24 de marzo - Darío Fo, escritor italiano.
- 25 de marzo -
:Ángel Arango, escritor y jurista cubano.
:Fernando Morán López, Ministro de Asuntos Exteriores de España.
- 22 de abril - James Stirling, arquitecto británico.
- 26 de julio - Ana María Matute, novelista española.
- 13 de agosto - Fidel Castro, político y estadista cubano.
- 4 de octubre - Miguel Espinosa Gironés, escritor español.
- 12 de octubre - Cesar Pelli, arquitecto estadounidense.
- 24 de noviembre - Tsung-Dao Lee, físico chino.
- 23 de diciembre - Jorge Medina Estévez, sacerdote chileno, cardenal de la Iglesia católica.
Fallecimientos
- 21 de enero - Camillo Golgi, médico italiano, premio Nobel de Medicina en 1906.
- 21 de febrero - Heike Kamerlingh Onnes, físico holandés, premio Nobel de Física en 1913.
- 10 de junio- Antonio Gaudí, arquitecto catalán.
- 23 de agosto-Rodolfo Valentino,actor italiano
- 15 de septiembre - Rudolf Eucken, filósofo alemán, premio Nobel de Literatura en 1908.
- 12 de noviembre - José Nakens, periodista español.
- 29 de diciembre - Rainer Maria Rilke, pintor nacido en Praga.
Deporte
- El FC Barcelona crea la sección de baloncesto, disciplina en la que llegará a convertirse en uno de los clubs más prestigiosos y laureados de Europa.
Cine
- Eisenstein - El acorazado Potemkim.
Música
- Física - Jean Baptiste Perrin
- Química - Theodor Svedberg
- Medicina - Johannes Andreas Grib Fibiger
- Literatura - Grazia Deledda
- Paz - Aristide Briand y Gustav Stresemann
Categoría: Siglo XX
ja:1926年
ko:1926년
ms:1926
simple:1926
th:พ.ศ. 2469
Galaxia SeyfertLas galaxias Seyfert son galaxias espirales o irregulares que contienen un núcleo galáctico extremadamente brillante, normalmente causado por un agujero negro supermasivo, que a veces puede eclipsar a la propia galaxia.
La luz del núcleo varía en menos de un año, lo cual implica que la región de emisión debe tener menos de un año luz de tamaño.
Fueron nombradas por el astrónomo Carl Seyfert, quien las estudió extensamente entre los años 1940 y 1950. Se trata de una subclase dentro de las galaxias de núcleo activo.
Las galaxias Seyfert se caracterizan por un núcleo muy brillante y por tener un espectro electromagnético donde las líneas de emisión de hidrógeno, helio, nitrógeno y oxígeno destacan por su brillo.
Estas líneas de emisión muestran efecto Doppler, lo cual implica velocidades de 500 a 4000 km/s, y se creen originadas en un disco de acreción que rodea el agujero negro central.
Cada parte del disco de acreción tiene una velocidad relativa diferente desde nuestra línea de visión, y cuanto más rápido gire el gas en torno al agujero negro, mas ancha será la línea.
Las líneas estrechas se creen originadas desde la parte más externa del disco donde la velocidad rotacional es menor, mientras las líneas anchas son originadas en la cercanía del agujero negro.
Esto se confirma por el hecho de que no se detecta variación en las líneas estrechas, lo que conlleva que la región de emisión es amplia, en contraste con las líneas anchas cuya variación se produce en escalas de tiempo cortas. Las galaxias Seyfert también muestran una fuerte emisión de ondas de radio, infrarrojo, ultravioleta, y rayos X.
Estas galaxias se clasificaron inicialmente como Tipo 1 ó 2, dependiendo de si el espectro muestra líneas de emisión estrechas y anchas, o solamente estrechas.
Ahora poseen una clasificación fraccionaria dependiendo de las fuerzas relativas de las componentes estrechas o anchas (p.e. Tipo 1,5 o Tipo 1,9).
En las Seyfert de Tipo 2, las componentes anchas se creen oscurecidas por el polvo y/o por el ángulo de visión de la galaxia.
En algunas galaxias de Tipo 2, la componente ancha puede ser observada en luz polarizada porque la luz es dispersada por un caliente y gaseoso halo que rodea al núcleo, permitiendo observarla indirectamente. Este efecto fue descubierto en la NGC 1068, una Seyfert de Tipo 2.
Categoría:Astrofísica galáctica
ja:セイファート銀河
BlazarUn blazar es una fuente de energía muy compacta y altamente variable situada en el centro de una galaxia. Los Blazars están entre los fenómenos más violentos del Universo y son un tema importante en la astronomía extragaláctica.
Los blazars son miembros de un grupo más grande de galaxias activas, también llamados Núcleos Activos Galácticos (AGN). Sin embargo, no son un grupo homogéneo y pueden ser divididos en dos grupos de galaxias:
- quasares altamente variables, a veces llamados quasares Variables Ópticamente Violentos(OVV) (estos son un subconjunto pequeño de todos los quasares)
- objetos BL Lacertae (objetos "BL Lac" o simplemente "BL Lacs").
Algunos de estos extraños objetos pueden ser blazars intermedios, los cuales parecen tener una mezcla de las propiedades de ambos.
Los blazars son AGN con un jet relativístico que está apuntando en dirección a la Tierra. Nosotros observamos "desde abajo" el jet, y esto responde a la rápida variabilidad y rasgos de ambos tipos de blazars. Muchos blazars tienen características superlumínicas dentro de los primeros parsecs de sus jets, probablemente debido a los frentes de onda de choque relativísticos.
El cuadro generalmente aceptado de estos quasares OVV es que son, intrínsecamente, potentes radio galaxias, mientras que los objetos BL Lac son, básicamente, galaxias de fuentes de radio débil. En ambos casos, los centros galácticos son de galaxias gigantes elípticas.
Los modelos alternativos, por ejemplo las microlentes gravitacionales, pueden responder a las observaciones de algunos blazars pero no son consistentes con las propiedades generales.
- Objeto astronómico
Categoría:Astrofísica galáctica
Objeto astronómico
Categoría:Objetos astronómicos
ja:天体
ko:천체
th:วัตถุท้องฟ้า
Categoría:Astrofísica galácticaCategoría:Astronomía y astrofísica
Categoría:Galaxias
categoría:Objetos astronómicos
Categoría:Astrofísica galáctica
ja:Category:銀河
ko:분류:은하
Kategorija:ZyliniaiCategory:Žvirbliniai paukščiai
doda Zamwienia publiczne thrifty car rental Dorota Rabczewska yciorys
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Географические понятия
Геогра́фия (греч. γεωγραφία, землеописание) — система наук, описывающих Землю, точнее, изучающих географическую оболочку Земли. Под географической оболочкой понимают сферу взаимопроникновен
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Регионы
- Австралия
- Океания
- Микронезия
- писатель. Место жительства и по совместительству главная тема творчества — город Калининград.
Книги: в 1998-м году в издательстве "Янтарный сказ" вышла его книга "Местно
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