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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 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

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

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 (M_sol). 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:

L =  4 \pi R^2 \sigma T_^4

:Donde L es la luminosidad,

\sigma

la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e 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⁺ + 2ν_e (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 + 2ν_e (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: :M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

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

- Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
- 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
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

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

Ley de Hubble

La 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

Expansión del Universo

La constante de Hubble y la edad del universo

Notas adicionales

Enlaces externos

Universo

El 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 ---- Otros conceptos de universo: Universo (matemáticas), en informática Universo (software) y en narrativa Universo de ficción. categoría:Cosmología special_irv@hotmail.com ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

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

Agrupaciones galácticas

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

Año luz

Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año. Más específicamente, la distancia que recorrería un fotón en el vacío a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o campo magnético, en un año Juliano (365,25 días de 86400 segundos). Equivale aproximadamente a 9,46 × 10¹² kilómetros (unos 10 billones de kilómetros), ya que la velocidad de la luz en el vacío es de 299 792 458 metros por segundo. Debe remarcarse que un año luz no es una unidad de tiempo, sino de longitud. En Astrofísica, el parsec es actualmente la unidad preferida para grandes distancias. También hay unidades de otros periodos de tiempo. Segundo luz es uno de estos. Datos interesantes:
- La luz tarda 8 minutos en viajar desde el Sol hasta la Tierra.
- La Vía Láctea, galaxia a la que pertenece el Sistema Solar, tiene 100.000 años luz de diámetro.
- Según la Teoría de la Relatividad, ningún objeto material (masa > 0) puede viajar más rápido que la luz. Tiempo luz: Tiempo que tarda un haz de luz en llegar a la Tierra desde un cuerpo celeste

Véase también

- Unidad astronómica Categoría:Unidades de longitud ja:光年 ko:광년 ms:Tahun cahaya simple:Light year th:ปีแสง

1926

Siglo: 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 ----

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

Premios Nobel

- 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 activa

Una galaxia se dice activa cuando una fracción significativa de la radiación electromagnética que emite no es debida a las componentes normales de una galaxia (estrellas, polvo y gas interestelar). El término núcleo activo de galaxia (AGN, por sus siglas en inglés) se usa frecuentemente para denominar este tipo de objeto, ya que la energía emitida por las galaxias activas se debe aparentemente a una región compacta en su centro. En algunos casos, esta región central emite chorros de partículas que se extienden por grandes distancias, provocando emisión desde regiones extendidas, si bien en todos los casos la fuente última de la energía emitida es la región central. El modelo teórico más aceptado unifica distintos tipos de objetos, tales como galaxias Seyfert, quasares y blazares, los que aparentan ser distintos debido al ángulo de inclinación en el cielo. Según el modelo unificado, la energía se genera por materia (gas y polvo) que cae a un agujero negro supermasivo, de entre

10^6

10^7

masas solares. El material al caer forma un disco de acreción, debido a la conservación de momento angular. El calentamiento por fricción causa que el material se transforme en plasma y genere un campo magnético a través del mecanismo alfa. La acreción es altamente eficiente para transformar materia en energía, pudiendo convertir hasta la mitad de la masa en reposo de la materia en energía (en comparación, por ejemplo, al pequeño porcentaje de eficiencia de la fusión nuclear). Se cree que cuando el agujero negro ha consumido todo el gas y polvo de su vecindad, la galaxia activa deja de emitir grandes cantidades de energía y se transforma en una galaxia normal. Este modelo se apoya en lo que parece ser un agujero negro supermasivo sin actividad en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias cercanas. También este modelo explica es hecho de que los quasares sean mucho más frecuentes en el universo temprano.

Véase también

- Objeto astronómico Categoría:Astrofísica galáctica

Blazar

Un 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 galáctica

Categoría:Astronomía y astrofísica

Isabeau of Bavaria

Isabeau de Bavière (also Isabella of Bavaria-Ingolstadt) (about 1370 – September 24, 1435) was a Queen Consort of France (1385 - 1422) after marrying Charles VI of France, a member of the Valois Dynasty, on July 17, 1385. She assumed a prominent role in public affairs during the disastrous later years of her husband's reign.

Lineage

Isabeau of Bavaria was the daughter of Stephan III, Duke of Bavaria-Ingolstadt and Thadea Visconti. Her paternal grandparents were Stephen II, Duke of Bavaria and Elizabeth, Princess of Sicily, daughter of Frederick III of Sicily and his wife Eleonora. Eleonora was herself a daughter of Charles II of Naples and Maria of Hungary. Maria was a daughter of Stephen V of Hungary and Elizabeth of Cumania. Elizabeth was daughter of Koteny or Kuthens, a chieftain apparently descending from the Kipchaks. Her maternal grandparents were Barnabo Visconti (d. 1385), Lord of Milan and Regina-Beatrice della Scala. Regina was daughter of Mastino II della Scala , Lord of Verona from 1329 to 1351 and his wife Taddea di Cararra.

Career

Isabeau of Bavaria was the prominent and unpopular queen of an unsuccessful reign. She assumed an unusually powerful role in government to fill the gap left by her husband's frequent bouts of insanity. Around this time she organised the disastrous The_Bal_des_Ardents, or 'Ball of the Burning Men'. Others who vied for power included the King's brother Louis of Valois, Duke of Orléans and their cousin John the Fearless, Duke of Burgundy. Queen Isabeau's strong partisanship for the Duke of Orléans led to rumors of an extramarital affair and a feud that ended in the assassination of the Duke of Orléans in 1407. Bitter resentment continued and the late duke's supporters became known as the Armagnacs. Henry V of England took advantage of French internal strife and invaded the northwest coast. He delivered a crushing defeat to the French at Agincourt. Nearly an entire generation of military leaders died or fell prisoner in a single day. John the Fearless, still feuding with Queen Isabeau, remained neutral as Henry V conquered towns in northern France. Most of Isabeau's twelve children did not survive to adulthood. Shortly after her fifth and final son assumed the title of dauphin as heir to the throne, the sixteen-year-old future Charles VII of France negotiated a truce with John the Fearless in 1418. Armagnac partisans murdered John while the two met on a bridge under Charles's guarantee of protection. The new Duke of Burgundy Philip the Good entered an active alliance with the English. With most of northern France under foreign domination, Isabeau agreed to the Treaty of Troyes in 1420. This arranged the marriage of her daughter Catherine of Valois to Henry V and assigned the French royal succession to Henry V and their children. Isabeau's detractors and the Dauphin's political enemies cited this treaty as evidence that he was not the legitimate son of Charles VI. The treaty did not have its intended effect on the French royal succession but did have an ultimate effect on English royal succession. Catherine's second marriage resulted in the eventual Tudor dynasty. Both Charles VI and Henry V died within two months of each other in 1422. Charles VII, now fully grown, claimed that the Treaty of Troyes was illegal and assumed leadership of the Armagnac party, ruling what was left of central and southern France. Isabeau and her son Charles VII shared no apparent love for each other. Charles was to face a similar relationship with his own son Louis XI. Charles' principal female mentor was his childhood guardian Yolande of Aragon. Isabeau moved to English-controlled territory and exerted no further influence over public affairs. She died in Paris in 1435 and is interred in the Saint Denis Basilica. Posterity has not been kind to Isabeau of Bavaria. Her grandson Louis XI of France referred to her as a great whore. A popular saying late in her life was that France had been lost by a woman and would be recovered by a girl. Many took this to be a prediction of Joan of Arc. In fairness to Isabeau it must be noted that her leadership confronted double prejudice as a woman and a foreigner. There are a few bright spots in her reign, such as her artistic patronage. Isabeau aided the era's most significant French author Christine de Pizan and sponsored artisans who developed innovative techniques in decorative arts.

Children

- Charles, Dauphin of Viennois (1386-1386)
- Jeanne (1388-1390)
- Isabella (1389-1409); m.1 Richard II of England; m.2 Charles, Duke of Orléans
- Jeanne (1391-1433); m. John VI, Duke of Brittany
- Charles, Dauphin of Viennois, Duke of Guyenne (1392-1401)
- Marie, Prioress of Poissy (1393-1438)
- Michelle (1395-1422); m. Philip III, Duke of Burgundy
- Louis, Dauphin of Viennois, Duke of Guyenne (1397-1415); m. Marguerite of Burgundy the Dauphin in Shakespeare's Henry V
- John, Dauphin of Viennois, Duke of Touraine (1398-1417); m. Jacqueline, Countess of Hainault and Holland
- Catherine, Queen of England, (1401-1438); m.1 Henry V of England; m.2 Sir Owen Tudor
- Charles VII of France, King of France, (1403-1461) m. Marie of Anjou - the Dauphin in Shakespeare's Henry VI
- Philip (1407-1407)

External links

- [http://www.genealogics.org/getperson.php?personID=I00001543&tree=LEO page on Genealogics]
- [http://www.metmuseum.org/toah/hd/valo_1/hd_valo_1.htm New York Metropolitan Museum of Art] page on Valois French art patronage.
- [http://www.uweb.ucsb.edu/~kstaples/textit.html Circulation of Christine de Pizan's Work]
- [http://www.geocities.com/tudorgenealogist/Tudor1.html The Tudor lineage]
- [http://www.paris.org/Kiosque/apr00/506jean.html A tour of Isabeau's residence in Paris]
- [http://www.guide2womenleaders.com/Government-Leaders.htm Worldwide Guide to Women in Leadership] Category:1369 births Category:1435 deaths Category:German nobility Category:Hundred Years' War Category:Queen consorts

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