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Galaxia De Andrómeda

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

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 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Vía Láctea

La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones posee una masa de 10¹² masas solares y es, muy posiblemente, una espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 100.000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc). El nombre de Vía Láctea proviene del latín y significa camino de leche. Fue denominada así por la apariencia de banda lechosa de luz ténue que atraviesa el cielo nocturno de lado a lado. Esta banda no es más que la luz emitida por el conjunto de estrellas que forman disco galáctico. La Via Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias, llamado Grupo Local. Debido a las curvas de rotación que presenta se cree que gran parte de la masa de la Vía Láctea es materia oscura. La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas, halo, disco y bulbo.

Halo

El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia, tal y como se ve en el diagrama anterior. En el halo la densidad de estrellas es muy baja y apenas si tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio es en el halo donde se encuentran la mayoría de cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron formar cuando la galaxia era, aún, una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra caracteríastica del halo es la presencía de gran cantidad de materia oscura. Su existéncia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una componente perpendicular al plano muy fuerte cruzando en muchos casos el disco galáctico. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza su velocidad y trayectoria así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan una componente perpendicular al plano muy acusada además de ser cuerpos formados antes que los del disco. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues estas son más antiguas que las de población I (ricas en metales).

Disco

El disco se compone, principalmente, por estrellas jóvenes, de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales. Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y, por tanto, se da la formación de estrellas. Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas porque es allí donde se encuentran los gigantes azules (estrellas de tipo O i B). Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral convirtiéndose así en excelenetes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado). Estas nubes reemiten la energía captada haciéndose visibles. Son altamente energéticas pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules que barren extensas areas con sus vientos estelares. Las estrellas de vida más larga saldrán y entrarán repetidas veces en los diferentes brazos espirales de la galaxia. Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor halo y disco el disco también. Disco delgado y disco grueso. El disco grueso se cree que es el resmanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia. Del mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial el disco grueso lo sería de una segunda fase de colapso. Véase también: Formación de discos de acrecimiento

Bulbo

El bulbo o núcleo galáctico se situa, como es lógico, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad media de estrellas. Aunque a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. Por otra parte se sabe que en nuestro centro galáctico hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares. Su detección fue posible a partir de la observación de unas estrellas que giraban entorno a un punto oscuro a velocidades de más de 1500km/s. Categoría: Astrofísica galáctica Categoría: Galaxias ja:銀河系 ko:우리 은하 simple:Milky Way th:ทางช้างเผือก

Parsec

El pársec o parsec (símbolo pc) es una unidad de longitud utilizada en astronomía. Su nombre se deriva del inglés parallax of one arc second (paralaje de un segundo de arco). Se basa en el método del paralaje trigonométrico, el más viejo y más extendido de determinar la distancia a las estrellas. Un pársec se define como la distancia desde la Tierra a una estrella que tiene un paralaje de 1 segundo de arco. Otra posibilidad es definir un pársec como la distancia a la que dos objetos, separados por 1 unidad astronómica (UA), parecen estar separados por un ángulo de 1 segundo de arco. Por lo tanto, es 360×60×60/2π UA ≈ 2,0626480625×10⁵ UA ≈ 3,08567758066631×10¹⁶m ≈ 3,26 años luz. En 1 E16 m hay una lista de distancias comparables. Megaparsec (Mpc). Un millón de parsecs. Distancia equivalente a unos 3,26 millones de años luz. Una unidad astronómica es igual a aproximadamente 1,49568×10⁸ km , luego :

1pc \approx 206 265 \times 1,49568 \times 10^ m \approx 3,08506 \times 10^ m

Véase también

- Astronomía -------------- En informática, un Párser(no confundir con Parsec) es una analizador de sintaxis, por ejemplo XML, parecido al Lark category:Unidades de longitud ja:パーセク ko:파섹 th:พาร์เซก

Andrómeda (constelación)

Andrómeda
300px
Abreviatura	And
Genitivo	Andromedae
Significado en español	la princesa Andrómeda
Ascensión recta	1 h
Declinación	40°
Visible para latitudes	Entre 90° y -40°
Mejor visibilidad en	Noviembre
Área - Total	Puesto n°. 19 722 grados cuadrados
Número de estrellas con magnitud aparente < 3	3
Estrella más brillante - Magnitud aparente	Alpheratz (α And) 2.1
Lluvia de meteoritos	- Andromedids (Bielids)
Constelaciones limítrofes	- Perseus - Cassiopeia - Lacerta - Pegasus - Pisces - Triangulum

Andrómeda es una constelación boreal situada al Sur de Cassiopeia y cerca de Pegaso. Toma su nombre de la doncella Andrómeda. El objeto astronómico más importante de la constelación es la Galaxia de Andrómeda.

Características destacadas

De su centenar de estrellas visibles a simple vista destacan Alpheratz (también llamada Sirrah), Mirach y Almach, que en la antigüedad se consideraban la cabeza, la cintura y el pie del personaje mitológico. La estrella υ Andromedae contiene un sistema planetario con tres planetas confirmados de masas 0.71, 2.11 y 4.61 la masa de Júpiter.

Objetos de cielo profundo

La galaxia de Andrómeda (M31 en el catálogo Messier) es el objeto de cielo profundo más lejano que se puede ver a simple vista. Pertenece al Grupo Local estando situada a 2,2 millones de años luz de la Tierra. Se trata de una galaxia espiral muy parecida a la nuestra. Posee dos brazos espirales, un radio de unos 200.000 años luz y una masa equivalente a 300.000 soles. Su período de rotación sobre sí misma es de 200 millones de años. También en interesante la galaxia elíptica NGC 404, situada aparentemente al lado de Beta Andromedae: con cualquier telescopio de aficionado aparece como una 'bola de nieve' borrosa.

Enlaces externos

- http://usuarios.lycos.es/astro114/OBSERVACION-ANDROMEDA.htm
- ja:アンドロメダ座 ko:안드로메다자리 th:กลุ่มดาวแอนดรอเมดา

Grupo Local

Se denomina Grupo Local al grupo de galaxias en el que se encuentra la nuestra, la Vía Láctea. Está dominado por dos galaxias espirales gigantes, Andrómeda y la Vía Láctea. El resto de galaxias, unas 30, son más pequeñas; muchas de ellas son galaxias satélite de una de las mayores. Las galaxias libres giran en torno al centro de masas del grupo, situado entre Andrómeda y la Vía Láctea. Además, nuestro Grupo Local está contenido dentro del supercúmulo de Virgo, cuyo centro gravitatorio es el denominado Gran Atractor, hacia el cual se dirige el Grupo Local. Dentro del Grupo Local, se conocen tres sistemas domindos por una galaxia masiva actuando como centro y varias galaxias actuando como satélites. Sistema de Andromeda (M31): M32, M110, NGC 147, NGC 185, Andrómeda I, Andrómeda II, Andrómeda III y Andrómeda IV Sistema de la Vía Láctea: Enana de Sagitario, Gran Nube de Magallanes, Pequeña Nube de Magallanes, Enana de Ursa Minor, Enana de Draco, Enana de Carina, Enana de Sextans, Enana de Sculptor, Enana de Fornax, Leo I, Leo II y Enana de Tucana. Sistema del Triángulo (M33): Enana de Piscis (LGS 3)

El futuro del Grupo Local

Se ha observado que Andrómeda y nuestra galaxia se acercan rápidamente a una velocidad de unos 500.000 km/h,lo que plantea que existe un alto riesgo de colisión dentro de unos 3.000 ó 5.000 millones de años, según la masa que tengan estas galaxias. Las consecuencias de semejante choque son inciertas, pero se cree que, o bien podrían fusionarse para formar una galaxia elíptica, o bien se atravesarían, arrancándose material una a la otra. Suceda lo que suceda, si hay colisión, la forma actual de ambas galaxias cambiará para siempre. Por lo que respecta al futuro del Grupo Local, éste podría quedar integrado en el cúmulo de Virgo. Dicho cúmulo está situado en el centro de un supercúmulo mucho mayor, el Supercúmulo de Virgo. Así pues, nuestro grupo se halla en el corazón del supercúmulo situado cercano de la región con mayor influencia gravitatoria, a la cual nos aproximamos. Nota: Conviene no confundir el cúmulo de Virgo con el Supercúmulo de Virgo. Éste último contiene a nuestro Grupo Local, al propio cúmulo de Virgo y a otros cúmulos y grupos menores.

Galaxias del Grupo Local

Galaxia	Tipo	Magnitud absoluta	Diámetro [años luz]	Velocidad radial [km/s]	Distancia [años luz]	Localización
Vía Láctea	SBbc I-II	-20,6	100.000
Enana Elíptica de Sagitario	dSph(E7)	-14,0	10.000		78.000	18h55m \| -30 - 30' \| Sagitario
Gran Nube de Magallanes	Irr III-IV	-18,1	30.000	+119	179.000	05h19,7m \| -68 - 57' \| Dorado
Pequeña Nube de Magallanes	Irr IV-V	-16,2	16.000	+34	210.000	00h51,7h \| -73 - 14' \| Tucana
Enana de la Osa Menor	dSph	-8,9	2.000	-47	215.000	15h08,8m \| +67 - 12' \| Osa Menor
Enana del Escultor	dSph	-10,7	3.000	+115	260.000	01h00,0m \| -33 - 42' \| Escultor
Enana de Draco	dSph	-8,6	3.000	-87	270.000	17h20,1m \| +57 - 55' \| Draco
Enana del Sextante	dSph	-10,0	4,000		280.000	10h13,2m \| -01 - 37' \| Sextans
Enana de Carina	dSph	-9,92	2.000	+13	330.000	06h14,6m \| -50 - 58' \| Carina
Enana de Fornax	dSph	-13,0	6.000	-41	450.000	02h39,9m \| -34 - 32' \| Fornax
Leo II	dSph	-10,2	3.000	+36	670.000	11h13,5m \| +22 - 10' \| Leo
Leo I	dE3	-12,0	3.000	+60	820.000	10h08,5m \| +12 - 18' \| Leo
Enana del Fénix	dIrr/dSph	-9,9	2.000		1.450.000	01h51,1m \| -44 - 27' \| Fénix
Galaxia de Barnard (NGC 6822)	Irr IV-V	-16,4	8.000	+44	1.600.000	19h44,9m \| -14 - 49' \| Sagitario
Andrómeda II	dSph	-11,7	2.000		1.700.000	01h16,4m \| +33 - 27' \| Andrómeda
NGC 185	dSph/dE3	-15,3	8.000	+39	2.000.000	00h39,0m \| +48 - 20' \| Casiopea
Leo III (Leo A)	dIrr	-11,7	4.000	-19	2.250.000	09h59,4m \| +30 - 45' \| Leo
Andrómeda VII	dSph	-12,0	2.000		2.250.000	23h27,8m \| +50 - 35' \| Andrómeda
IC 1613	Irr V	-14,9	10.000	-152	2.300.000	01h05,1m \| +02 - 08' \| Cetus
NGC 147	dSph/dE5	-14,8	10.000	+28	2.350.000	00h33,2m \| +48 - 31' \| Casiopea
Andrómeda III	dSph	-10,2	3.000		2.500.000	00h35,4m \| +36 - 31' \| Andrómeda
Enana de Cetus	dSph	-10,1	3.000		2.550.000	00h26,1m \| -11 - 02' \| Cetus
Andrómeda VI	dSph	-11,3	3.000		2.550.000	23h51,7m \| +24 - 36' \| Andrómeda
Enana de Acuario	dIrr/dSph 2			-23	2.600.000	20h46,8m \| -12 - 51' \| Acuario
M32	dE2	-16,4	8.000	-28	2.600.000	00h42,7m \| +40 - 52' \| Andrómeda
Andrómeda I	dSph	-11,7	2.000		2,600,000	00h45,7m \| +38 - 00' \| Andrómeda
Andrómeda V	dSph	-9,1			2.650.000	01h10,3m \| +47 - 38' \| Andrómeda
LGS 3 (Enana de Pisces)	dIrr/dSph	-9,7	2.000	-149	2.650.000	01h03,8m \| +21 - 53' \| Pisces
Galaxia de Andrómeda (M31)	Sb I-II	-21,1	140.000	-121	2.650.000	0h42,7m \| +41 - 16' \| Andrómeda
NGC 205 (M110)	dSph/dE5	-16,3	15.000	-60	2.650.000	00h41,3m \| +41 - 41' \| Andrómeda
IC 10	dIrr	-17,6	8.000	-146	2.700.000	00h20,4m \| +59 - 18' \| Casiopea
Galaxia del Triángulo (M33)	Sc II-III	-18,9	55.000	-46	2.850.000	01h33,9m \| +30 - 39' \| Triángulo
Enana del Tucán	dSph	-9,6	2.000		2.850.000	22h41,7m \| -64 - 25' \| Tucana
Wolf-Lundmark-Mellote	Irr IV-V	-14,0	10.000	-61	3.000.000	00h02,0m \| -15 - 28' \| Cetus
Enana del Pegaso	dIrr/dSph	-12,7	2.000	-20	3.100.000	23h28,6m \| +14 - 45' \| Pegasus
Enana Irregular de Sagitario	dIrr	-11,0	3.000	+8	3.450.000	19h30,1m \| -17 - 42' \| Sagitario
Enana de Antlia	dSph	-10,7	3.000		4.000.000	10h04,1m \| -27 - 20' \| Antlia
NGC 3109	Irr IV-V	-15,8	25.000	+194	4.100.000	10h03,1m \| -26 - 09' \| Hydra
UGC-A92	dIrr		3.000	+66	4.200.000	04h27,4m \| +63 - 30' \| Camelopardalis
UKS 2323-326	dIrr	-13,1	3.000	+74	4.300.000	23h26,5m \| -32 - 23' \| Escultor
Sextans B	dIrr	-14,4	8.000	+168	4.400.000	10h00,0m \| +05 - 20' \|Sextans
Sextans A	dIrr	-14,3	10.000	+164	4.700.000	10h11,1m \| -04 - 43' \| Sextans
IC 5152	dIrr		8.000	+80	5.200.000	22h06,1m \| -51 - 17' \| Indus
GR 8	dIrr	-12,5	2.000	+183	5.200.000	12h58,7m \| +14 - 13' \| Virgo

Nota: La localización se da primero en ascensión recta y declinación y luego se cita la constelación Categoría:Astrofísica galáctica ja:局部銀河群 ko:국부은하군

Galaxia del Triángulo

La Galaxia del Triángulo (también conocida como Galaxia espiral M33, Objeto Messier 33, Messier 33, M33 o NGC 598), es una galaxia espiral tipo Sc localizada en la constelación del Triangulum. Es pequeña en comparación con sus vecinas mayores como la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda, pero su tamaño es por término medio parecido al del resto de galaxias espirales del universo. M33 es un miembro del Grupo Local de galaxias y parece estar vinculada gravitacionalmente con Andrómeda. LGS 3, uno de los miembros más pequeños del Grupo Local, posiblemente sea una galaxia satélite de ella.

Información general

Esta galaxia seguramente fue descubierta por Giovanni Batista Hodierna antes de 1654, quien la agrupó junto con el cúmulo abierto que hoy conocemos como NGC 752. Charles Messier la descubrió independientemente en 1764, catalogándola como M33 el 25 de agosto. La Galaxia del Triángulo también fue catalogada por William Herschel el 11 de septiembre de 1784, asignándole el número H V.17. M33 se encuentra entre las primeras "Nebulosas espirales" identificadas por Lord Rosse. Herschel designó la región H II de esta galaxia (nebulosa de emisión difusa que contiene hidrógeno ionizado) como H III.150 separándola de ella y nombrándola NGC 604. Vista desde la Tierra, NGC 604 está localizada al noreste del centro galáctico, y es una de las regiones H II más grandes conocidas, con un diámetro de 1500 años luz y un espectro similar al de M42. La Galaxia del Triángulo puede observarse a ojo desnudo bajo condiciones excepcionales, y para muchas personas es el objeto visible más distante.

Enlaces externos

- [http://www.seds.org/messier/m/m033.html Messier 33, SEDS Messier]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap960708.html Astronomy Picture of the Day 8 de julio de 1996]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap021202.html Astronomy Picture of the Day 2 de diciembre de 2002]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap030924.html Astronomy Picture of the Day 24 de septiembre de 2003]
- [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap041214.html Astronomy Picture of the Day 14 de diciembre de 2004] Triángulo Categoría:Objetos Messier ja:さんかく座銀河

Secuencia de Hubble

La secuencia de Hubble es una clasificación de tipos de galaxias desarrollada por Edwin Hubble in 1936. También se la conoce como diagrama diapasón a consecuencia de la forma de su representación gráfica. Los tipos de galaxias se dividen como sigue: 1936
- Galaxias elípticas (E0-7) tienen forma elíptica, con una distribución bastante uniforme de las estrellas por todas partes. El número indica el grado de excentricidad: las galaxias E0 son casi redondas, mientras E7 son muy aplanadas. El número indica solo la apariencia de la galaxia en el cielo, no su geometría real.
- Galaxias lenticulares (S0 y SB0) parecen tener una estructura de disco con una concentración de estrellas central proyentándose de el. No muestran ninguna estructura espiral.
- Galaxias espirales (Sa-d) tienen una concentración de estrellas central y un disco aislado que presenta brazos espirales. Los brazos están centrado alrededor de la protuberancia, variando de los muy arremolidados (Sa) a los muy sueltos (Sc y Sd). Estos últimos tienen una concentración central menos pronunciada.
- Galaxias espirales barradas (SBa-d) tiene una estructura en espiral, similar a las galaxias espirales pero los brazos se proyectan desde el final de una "barra" central en lugar de emanar de una concentración central, como cintas en los extremos de una batuta. De nuevo , SBa a SBd indica como de arremolinados están estos brazos.
- Galaxias irregulares (Irr) se dividen en Irr-I, que muestran estructura espiral deformada, e Irr-II para las galaxias que no encajan en ninguna otra categoría. Hubble basó su clasificación en fotografías de las galaxias tomadas con telescopios de la época. Al principio creyó que las galaxias elípticas eran una forma inicial, que posteriormente evolucionava a espirales; nuestro conocimiento actual sugiere que la situación es más o menos opuesta, no obstante esta creencia dejó su impronta en la jerga de los astrónomos que aun hablan de "tipo primitivo" o "tipo avanzado" de galaxias de acuerdo a si la galaxia aparece a la izquierda o la derecha del diagrama. Observacione más recientes nos han dado la siguiente información sobre estos tipos:
- Las galaxias eliptica suelen tener poco gas y polvo y están compuestas principalmente de estrellas antiguas.
- Las galaxias espirales tienen abundantes existencias de gas y polvo, y tienen una mezcla de estrellas antiguas y jóvenes.
- Las galaxias irregulares son ricas en gas, polvo y estrellas jóvenes. A partir de esto, los astrónomos han construido una teoría de la evolución galáctica que sugiere que las elípticas son resultado de la colisión entre galaxias espirales o irregulares, que las priva de gran parte del gas y polvo y hace que las órbitas de las estrellas sean aleatorias. Ver formación y evolución de galaxias. Category:Astrofísica galáctica ja:ハッブル分類

Edwin Hubble

Edwin 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

Rayos X

Radiografía de la mano de un niño

La denominación rayos X designa a una radiación descubierta por Wilhelm Röntgen a finales del s. XIX, invisible, capaz de atravesar cuerpos opacos y de impresionar las películas fotográficas. Tal radiación es una radiación electromagnética de la misma naturaleza que las ondas de radio, las microondas, los rayos infrarrojos, la luz visible, los rayos ultravioleta y los rayos gamma. La diferencia fundamental con los rayos gamma es su origen: los rayos gamma son radiaciones de origen nuclear que se producen por la desexcitación de un nucleón de un nivel excitado a otro de menor energía y en la desintegración de isótopos radiactivos, mientras que los rayos X surgen de fenómenos extranucleares, a nivel de la órbita electrónica, fundamentalmente producidos por frenamiento de electrones. La energía de los rayos X en general se encuentra entre la radiación ultravioleta y los rayos gamma producidos naturalmente. Los rayos X también pueden ser utilizados para explorar la estructura de la materia cristalina mediante experimentos de difracción de rayos X por ser su longitud de onda similar a la distancia entre los átomos de la red cristalina. La difracción de rayos X es una de las herramientas más útiles en el campo de la cristalografía. Ley de Bragg Categoría: Diagnósticos en medicina Categoría: Electromagnetismo ja:X線 ko:X선 ms:Sinar-X

Agencia Espacial Europea

La Agencia Espacial Europea (ESA - European Space Agency) es una organización intergubernamental dedicada a la exploración espacial. Constituida el 31 de mayo de 1975.

Orígenes

1975 A finales de 1960 se organiza la European Space Research Organization (ESRO), organismo orientado principalmente al desarrollo de satélites. Casi en el mismo período algunos gobiernos europeos quisieron iniciar actividades en el campo de la construcción de transportadores para satélites. Esto dio lugar a la European Space Vehicle Launcher Development Organization (ELDO) que tenía la finalidad de desarrollar el proyecto del gran transportador Europa. A principios de 1964 las dos organizaciones estaban operativas. La ELDO reunía a los estados miembros de la Unión Europea Occidental y Australia, y otros países europeos, no miembros por entonces de la Unión, como España y Dinamarca, mientras estaban excluidos países neutrales como Suiza y Suecia. La ESRO reagrupaba a todos los países de Europa occidental con pocas e insignificantes excepciones. Como fruto del programa de inversiones de la ESRO, surgen el ESTEC (European Space Research and Technology Centre) en Noordwijk, Holanda, se encargaría del desarrollo de satélites y vehículos espaciales, y la ESOC (European Space Operations Centre) en Darmstadt, Alemania, responsable del control de las operaciones de los satélites en órbita. El ESRO desarrolló sus primeros satélites científicos: el ESRO I (ionosfera y auroras polares), el ESRO II (misión: rayos cósmicos y rayos X solares) y el HEOS A1 (viento solar y espacio interplanetario), lanzados por los transportadores americanos: el Scout y el Thor-Delta En 1969 el ESRO tenía 3 satélites en órbita y 22 experimentos en curso. El TD1, se convirtió en el primer proyecto espacial del ESRO y consiste en un satélite para el estudio de los rayos ultravioletas. En 1973,con el acuerdo global de todos los países miembros se aprueban tres proyectos (el Spacelab, el Ariane, y el Marots,) y una decisión fundamental: la de crear la Agencia Espacial Europea (ESA). .. La ESA está formada por diecisiete estados miembros: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Grecia, Irlanda, Italia, Luxemburgo, Noruega, Países Bajos, Portugal, Reino Unido, Suecia y Suiza. Además, Canadá y Hungría participan en varios proyectos mediante acuerdos de colaboración..

Lugar de lanzamientos

El lugar desde el que se efectúan los lanzamientos de los vehículos Ariane de la ESA es el Puerto espacial de Kourou, situado en la Guayana Francesa.

Proyectos

- Mars Express
- Misión Giotto
- Meteosat
- Rosetta (sonda interplanetaria)
- SMART-1
- Sistema de posición Galileo
- Venus Express
- XMM-Newton La ESA ha colaborado con la NASA en algunas misiones:
- Telescopio espacial Hubble
- Ulysses
- Cassini - Huygens Dirección postal de la ESA
European Space Agency
8-10 rue Mario Nikis
75738 Paris
Cedex 15
France

Enlaces externos

- [http://www.esa.int/export/esaCP/Spain.html Página web de la ESA] Categoría: Agencias espaciales Categoría: Europa Categoría: Organizaciones internacionales y regionales ja:欧州宇宙機関 zh-min-nan:Europa Thài-khong Chóng-sú

Estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II. La masa de la estrella original debe ser mayor que 8 masas solares y menor que un cierto valor que aún se desconoce. Para masas menores que 8 masas solares la estrella degenera en una enana blanca, formando a su alrededor una nebulosa planetaria, mientras que para masas mayores al impreciso límite superior, la estrella degenera en un agujero negro.

Formación

Tras la explosión de supernova queda un núcleo compacto hyperdenso de hierro y otros metales pesados que sigue comprimiéndose y calentándose. Su masa es demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso por lo que la densidad sigue aumentando. En principio, la densidad necesaria para que se de la neutronización (recombinación de electrones con protones para dar neutrones) es de 2,4·10^{7^{g/cm³. Ocurre que en las estrellas degeneradas no hay protones libres por lo que la densidad necesaria es, en realidad, más elevada dado que los electrones han de superar una barrera colombiana bastante mayor. Aproximadamente se requieren unos 10^{9^{g/cm³.

La temperatura del objeto asciende hasta los 3.000 millones de grados lo que hace que los fotones sean tan energéticos que lleguen a romper los núcleos pesados de hierro para formar partículas alfa en un proceso llamado fotodesintegración. Estas partículas al tener menos carga absorben con mayor facilidad los electrones que se meten en el interior de los núcleos combinándose con los protones. Así mismo, también el helio resultante es susceptible de ser fotodesintegrado por lo que también se generarán ingentes cantidades de protones libres.

Fotodesintegración del hierro: $\gamma + ^Fe \rightarrow 13 \alpha +4n$

Fotodesintegración del helio: $\gamma + ^He \rightarrow 2p +2n$

La fotodesintegración hace que la estrella compacta se enfríe ya que es una reacción endotérmica que absorbe parte del calor de la estrella. Por otra parte, la concentración de electrones disminuye al ser abosrvidos por los núcleos lo que hace que la presión de degeneración de estos caiga en picado acelerando aún más el colapso. Los núcleos sobrecargados de neutrones los pierden dejándolos libres donde pasan a formar parte de una masa compacta de neutrones llamada neutronium.

El proceso seguirá hasta llegar a la densidad de degeneración de los neutrones, aproximadamente entorno a 10^{14^{g/cm² y casi toda la masa de la estrella se haya transformado en neutrones. El núcleo de neutrones degenerados deberá tener una masa de entre 1,5 a 2,5 masas solares aunque dicho límite superior es difuso y no se conoce con precisión. En caso de superar dicho límite ni siquiera la estrella de neutrones sería capaz de sostenerse a sí misma por lo que acabaría colapsando en un agujero negro. Algunos científicos especulan de la posible existencia de un estado intermedio entre estrella de neutrones y agujero negro, se trataría de la estrella de quarks pero tal objeto no ha sido observado aún.

Características
La principal característica de las estrellas de neutrones es que se sostienen del colapso gravitatorio mediante la presión de degeneración de los neutrones, sumado a la presión generada por la parte repulsiva de la interacción nuclear fuerte entre bariones. Esto contrasta con las estrellas de secuencia principal, que se sostienen del colapso mediante la presión originada de la fusión nuclear en su interior.

Actualmente no se sabe si el núcleo de la estrella de neutrones tiene la misma estructura que sus capas externas o si por el contrario está formado por un plasma de quarks y gluones. Lo cierto es que las altísimas densidades que se dan en la zona central de estos objetos son tan elevadas que no permites hacer predicciones válidas con modelos informáticos ni con observaciones experimentales.

gluones y agujeros negros.]]

Historia del descubrimiento
Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (un año después del descubrimiento del neutrón) como posibles sub-productos de una supernova, no recibieron mucha antención de los astrofísicos teóricos, ya que no existían objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones. Sin embargo, en 1967, el equipo de radioastrónomos liderados por Antony Hewish descubrió los púlsares (trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974), los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por T. Gold en 1968. La explicación se basó en que los intensos campos magnéticos predichos para las estrellas de neutrones $(B\sim 10^G)$ podían dar cuenta de la estabilidad de los pulsos recibidos, y predijo que la frecuencia de los pulsos emitidos debía decaer lentamente en el tiempo, debido a la pérdida de energía rotacional, lo que fue luego comprobado al descubrirse la disminución de la frecuencia de los pulsos del pulsar de la Nebulosa del Cangrejo. Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostriker y J. Gunnn en 1969 con el modelo de frenado por dipolo magnético.

- Estrella compacta

- Evolución estelar

- Materia degenerada

- Objeto astronómico

Categoría:Astrofísica estelar

ja:中性子星

th:ดาวนิวตรอน

Telescopio espacial Hubble

El Telescopio espacial Hubble visto desde Transbordador espacial Discovery durante la misión STS-82.

Montaje de imágenes pertenecientes al Hubble

Fotos tomadas desde el Telescopio espacial Hubble: Siguiendo el sentido de las agujas del reloj, arriba a la izquierda, la Galaxia "Renacuajo", la "Nebulosa Cono", dos galaxias en espiral apodadas "Los ratones", y el nacimiento de una estrella en la Nebulosa Omega. (Imágenes cortesía de la NASA)

El Telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas inglesas) es un telescopio robótico localizado en los bordes exteriores de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 kilómetros sobre el nivel del mar, con un periodo orbital entre 96 y 97 minutos. Fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 como un proyecto conjunto de la NASA y de la ESA. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución espacial mayor de 0,1 segundos de arco.

La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica principalmente en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica siendo posible alcanzar el límite de difracción como resolución óptica del instrumento. Además la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.

Descripción técnica

La unidad tiene un peso en torno a 11.000 kilos, es de forma cilíndrica y tiene una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 metros. El coste del telescopio ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares US. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.

El telescopio es un reflector de dos espejos, teniendo el principal 2,4 metros de diámetro. Para la exploración del cielo incorpora varios espectrómetros y tres cámaras, una de campo estrecho para fotografiar zonas pequeñas del espacio (de brillo débil por su lejanía), otra de campo ancho para obtener imágenes de planetas y una tercera infrarroja.

Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio y el equipos de refrigeración de la cámara infrarroja y el espectrómetro que trabajan a -180 ºC.

Desde su lanzamiento, el telescopio ha recibido varias visitas de los astronautas para corregir diversos errores de funcionamiento e instalar equipo adicional. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue a esa altura), el telescopio va perdiendo velocidad muy lentamente,y a la vez ganando peso como consecuencia de la atracción de la tierra, de modo que cada vez que es visitado, el transbordador espacial ha de empujarlo a una órbita ligeramente más alta. De esta manera, se consigue mantener la órbita, que había sido alterada por los efectos físicos antes mencionados,rozamiento y atracción terrestre.

La próxima misión de mantenimiento, la quinta, prevista para 2006 se canceló. Con ella, estaba previsto que el Hubble alcanzara el final de su vida útil en 2010, 5 años más tarde de lo previsto. El fin del Hubble, por tanto, es incierto, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y el frenado atmosférico. La NASA prevé lanzar en 2012 un telescopio de nueva generación para sustituirlo.

Cifras

- La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10.000 galaxias.

- Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objectos, más que estrellas pueden verse a simple vista.

- Las observaciones del Hubble, incluyendo unas 500.000 fotos, ocupan 1420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34 terabytes).

- El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas que le permite apuntar con precisión a sus objetivos.

- Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4.800 artículos científicos.

- El Hubble ha dado la vuelta a la Tierra cada 90 minutos, viajando casi 3.000 millones de Km, una distancia superior a la supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.

Principales descubrimientos

- El Hubble ha proporcionado imágenes impresionantes de la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994.

- Las imágenes obtenidas por el telescopio han proporcionado evidencias de la existencia de planetas orbitando otras estrellas.

- Algunas de las observaciones que han llevado al modelo actual del universo en expansión se obtuvieron con este telescopio incluyendo fuertes evidencias a favor de la existencia de la materia oscura del universo.

- La teoría de que la mayoría de las galaxias alojan un agujero negro en su núcleo ha sido parcialmente confirmada por numerosas observaciones.

- En diciembre de 1995, la cámara de Campo Profundo del Hubble fotografió una región del tamaño de una teintaava millónesima (uno entre treinta millones) parte del área del cielo que contiene varios miles de galaxias. Una imagen similar del hemisferio sur fue tomada en 1998 apreciándose notables similitudes entre ambas, lo que ha reforzado el principio que postula la isotropía del Universo (es decir, que la estructura del Universo es independiente de la dirección en la cual se mira).

- Ha hecho visibles las primeras galaxias que se formaron.

- Ha permitido detectar Helio en el espacio intergaláctico (posiblemente originado en el Big-Bang).

- Primeras imágenes que muestran galaxias con cuásares en su interior.

- Ha detectado por primera vez emisión láser UV en el espacio.

- Ha permitido descubrir un nuevo tipo de lente gravitatoria en forma de cruz que se podría utilizar como lupa para escrutar el universo lejano.

- Primer mapa de un asteroide.

- Descubrimiento de un nuevo tipo de satélite en la parte exterior de los anillos de Saturno.

- Primer mapa de Plutón.

- Un par de anillos rodean una estrella que hizo explosión en 1987.

- Nubes cometarias gigantes se forman alrededor de una estrella moribunda.

- Columnas gigantes de polvo y gas forman en su interior nuevas estrellas.

- Posibles sistemas planetarios en formación descubiertos en la nebulosa de Orión.

- Ha descubierto galaxias situadas a 13.000 años-luz.

- Los agujeros negros son reales, y es posible que se encuentren en el núcleo de muchas galaxias.

- La mancha oscura de la atmósfera de Neptuno es transitoria: desaparece de un hemisferio y aparece en el opuesto.

- Europa, la luna helada de Júpiter, tiene una tenue atmósfera con oxígeno.

- Centenares de millones de cometas rodean el sistema solar.

Nuevos interrogantes

- ¿Pudieron ser totalmente diferentes las leyes físicas que conocemos en el momento en que se creó el universo?

- ¿Por qué el Universo parece más joven que las estrellas más viejas?

- ¿Por qué hay tanta variedad de formas entre las galaxias del Universo primitivo?

- ¿De qué manera pueden crear estructuras tan complejas las estrellas moribundas?

Enlaces externos

- [http://www.astroenlazador.com/hubble Página en español dedicada al trabajo del Hubble]

- [http://hubble.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=31 Página de la ESA dedicada al Hubble].

- [http://hubblesite.org/ Página de la NASA dedicada al Hubble].

Categoría: Observatorios astronómicos
Categoría: Programas y misiones espaciales

ja:ハッブル宇宙望遠鏡
ko:허블 우주망원경

simple:Hubble Space Telescope

Agujero negro supermasivo
Un agujero negro supermasivo es un agujero negro con una masa del orden de millones o miles de millones de masas solares.

Se cree que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico. Se cree que muchas, si no todas, galaxias albergan un agujero negro supermasivo en su centro.

Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa:

- La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la densidad del agua. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masa.

- Las fuerzas de marea en la vecindad del Horizonte de sucesos son sensiblemente menores. Dado que el centro de la singularidad esta muy alejado del horizonte, un hipotético astronauta viajando hacia el centro del agujero negro no experimentaría fuerzas de marea significativas hasta adentrarse mucho en el agujero negro.

Los agujeros negros de este tamaño pueden formarse solo de dos formas: por una lenta accreción de materia (a partir de un tamaño estelar), o directamente por presión externa en los primeros instantes del Big Bang.
El primer método requiere un largo periodo de tiempo y grandes cantidades de materia disponibles para el crecimiento del agujero negro.

Mediciones Doppler de la materia que rodea el núcleo de galaxias vecinas revela un movimiento muy rápido, que sólo es posible con una gran concentración de materia en el centro. Actualmente, el único objeto conocido que puede contener sufiente materia en tan reducido espacio es un agujero negro.
En galaxias activas más alejadas, se piensa que el ancho de las líneas espectrales está relacionado con la masa del agujero negro que genera la actividad de la galaxia.

Estos agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias se piensa que son el "motor" de objetos activos tales como galaxias Seyfert y quasars. Se cree que Sagitario A
- es el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea.

En mayo de 2004, Paolo Padovani y otros astrónomos punteros anunciaron el descubrimiento de 30 agujeros negros supermasivos fuera de la Vía Láctea. Su descubrimiento sugiere que hay al menos el doble de estos agujeros negros de los que se pensaba previamente.

Enlaces externos

- [http://www.universetoday.com/am/publish/early_black_holes_grew_quickly.html Early Black Holes Grew Up Quickly]

Categoría:Agujeros negros

964__NOTOC__

Siglo: Tabla anual siglo X (siglo IX - siglo X - siglo XI)

Década: Años 930 - Años 940 - Años 950 - Años 960 - Años 970 - Años 980 - Años 990

Años: 959 960 961 962 963 - 964 - 965 966 967 968 969
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Acontecimientos

- España: se escribe el códice 46 de la biblioteca de San Millán de la Cogolla (La Rioja), que se considera el primer texto en castellano.

Nacimientos

Fallecimientos

- 14 de mayo - Juan XII (27), político romano, llamado el "papa niño", asesinado a golpes por el marido de su amante.

Categoría: Siglo X

ko:964년

Astrónomo
y por ser el primero en estudiar la superficie de la Luna.]]

Un astrónomo o astrofísico es un científico cuya área de investigación es la astronomía o la astrofísica.

Se considera el comienzo de la astronomía en la antigua Babilonia por sus sacerdotes. Estudios recientes de los grabados babilonios han mostrado el conocimiento extremadamente preciso que poseían de su cielo nocturno. Siguiendo a los babilonios, los egipcios también hacían especial hincapié en la observación del cielo.

La combinación de las interpretaciones religiosas del cielo, como leyendas y mitos, conducen a una dualidad que hoy nosotros identificamos como astrología. Es importante tener en cuenta que antes de 1750 aproximadamente no se hacía distinción entre astronomía y astrología.

A diferencia de la mayoría de científicos, los astrónomos no pueden manipular directamente los objetos que estudian, y deben hacer uso de detalladas observaciones para sus descubrimientos. Generalmente, los astrónomos usan telescopios y otros instrumentos ópticos para sus observaciones.

Astrónomos famosos

Véase también

- Astronomía amateur

- Lista de astrónomos

categoría:Astronomía y astrofísica

1612__NOTOC__

Siglo: Tabla anual siglo XVII (siglo XVI - siglo XVII - siglo XVIII)

Década: Años 1580 - Años 1590 - Años 1600 - Años 1610 - Años 1620 - Años 1630 - Años 1640

Años: 1607 1608 1609 1610 1611 - 1612 - 1613 1614 1615 1616 1617

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Acontecimientos:

- Juicio de Bitcse contra los colaboradores de la condesa Erzsébet Báthory de Transilvania, supuesta asesina en serie.

- Los holandeses fundan Nueva Amsterdam Nueva York.

Nacimientos:

- Simón Contarini, artista italiano.

Fallecimientos:

Categoría: Siglo XVII

ko:1612년

ms:1612

1885
Siglo: Tabla anual siglo XIX (Siglo XVIII - Siglo XIX - Siglo XX)

Década: Años 1850 - Años 1860 - Años 1870 - Años 1880 - Años 1890 - Años 1900 - Años 1910

Años: 1880 1881 1882 1883 1884 - 1885 - 1886 1887 1888 1889 1890

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Acontecimientos:

- Termina la Conferencia de Berlín sobre el reparto de Africa entre los países europeos.

- España: Regencia de María Cristina.

Arte y literatura

- Mark Twain - Las aventuras de Huckleberry Finn.

- Henry James - Los bostonianos.

Deporte:

- -

Música:

- -

Ciencia y tecnología:

- Jaime Ferrán - Vacuna contra el cólera.

Nacimientos:

- 7 de febrero - Sinclair Lewis, novelista estadounidense, premio Nobel de Literatura en 1930.

- 7 de abril - Walther Schwieger, militar alemán.

- 12 de abril - Robert Delaunay, pintor francés.

- 5 de julio - Blas Infante, precursor del nacionalismo andaluz.

- 8 de julio - Ernst Bloch, filósofo alemán.

- 1 de agosto - George de Hevesy, químico húngaro, premio Nobel de Química en 1943.

- 6 de septiembre - Eugenio Noel, seudonimo de Eugenio Muñoz Diaz, escritor español

- 7 de octubre - Niels Bohr, físico danés, premio Nobel de Física en 1922.

- 2 de diciembre - George Richards Minot, médico estadounidense, premio Nobel de Medicina en 1934.

Fallecimientos:

- 25 de noviembre - Nicolás Avellaneda, político, periodista y presidente de Argentina.

- Alfonso XII, rey de España.
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Si realiza alguna aportación en este sentido, le rogamos que consulte previamente la sección de plantillas de cronología, para así lograr una coherencia entre todos los autores.

Categoría: Siglo XIX

ko:1885년

ms:1885

simple:1885

th:พ.ศ. 2428

S Andromedae
La S Andromedae fue una supernova, visible desde la Tierra en 1885. La estrella pertenecía a la galaxia Messier 31 o Andrómeda. Es la única supernova vista en la galaxia de Andrómeda, desde que existen registros contrastables.

Categoría:Supernovas

Simple vista

Se dice que algo puede ser observado a simple vista cuando no se necesita ningun tipo de ayuda de algun aparato mecanico para observar lo que se desea. El sol y la luna son objetos que se ven a simple vista, en cambio galaxias lejana sy objetos microscopicos no se pueden observar a simple vista pusto que seria necesario un telescopio o microscopio respectivamente.

Cúmulo globular

Un cúmulo globular es un grupo esférico de estrellas viejas (cúmulo de estrellas) que orbita en torno a una galaxia como si fuese un satélite. La órbita que ocupan es generalmente un volumen esférico o elíptico, también en el caso de las galaxias espirales (cuyas estrellas están confinadas en un disco).

-

ja:球状星団

Świadomość
Świadomość to stan, w którym jednostka zdaje sobie sprawę ze zjawisk wewnętrznych, takich jak własne procesy myślowe, oraz zjawisk zachodzących w środowisku zewnętrznym i jest w stanie reagować na nie (somatycznie i/lub autonomicznie). Zwykły stan czuwania.

Zobacz też: psychologia, świadomość (religie świata), przytomność, odmienny stan świadomości.
Kategoria:Antropologia
Kategoria:Psychologia
Kategoria:Psychoanaliza
Kategoria:Buddyzm

ja:意識

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Bolsa Mercantil & de Futuros

História

Empresários paulistas, ligados à exportação, ao comércio e à agricultura, criaram, em 26 de outubro de 1917, a Bolsa de Mercadorias de São Paulo (BMSP). Sendo a primeira no Brasil a introduzir comuna italiana da região da Calábria, província de Catanzaro, com cerca de 2.264 habitantes. Estende-se por uma área de 11 km², tendo uma densidade populacional de 206 hab/km². Faz fronteira com Montauro

Tsugaru
Tsugaru (つがる市 -shi) é uma cidade japonesa localizada na província de Aomori. Em 2003, a cidade tinha uma população estimada em 39 999 habitantes e uma densidade populacional de 158 h/2005 dirigido por Christopher Nolan. Apesar de ser o sexto filme com o personagem das histórias em quadrinhos conhecido como Batman, da DC Comics, não se trata de uma seqüências dos filmes anteriores, dirigidos por Tim Burton e

Relâmpago
Um raio é uma descarga elétrica que se produz entre nuvens de chuva ou entre uma destas nuvens e a terra. A descarga é visível com trajetórias sinuosas e de ramificações irregulares ás vezes co muitos quilômetros de distância, fenômeno conhecido como Intel foi utilizado em diversos microcomputadores entre 1986 e 1994. O 80386 foi um divisor de águas na indústria de informática que dá suporte a plataforma IBM-PC, pois foi o primeiro a utilizar multitarefa preemptiva (capacidade de executar mais d

I386
O microprocessador 80386 da Intel foi utilizado em diversos microcomputadores entre 1986 e 1994. O 80386 foi um divisor de águas na indústria de informática que dá suporte a plataforma IBM-PC, pois foi o primeiro a utilizar multitarefa preemptiva (capacidade de executar mais d

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