:: wikimiki.org ::

Nube Interestelar

Nube interestelar

Una nube interestelar es una acumulación de gas y polvo en la galaxia. Las nubes interestelares con estrellas masivas cercanas tales como la nube de Orión pueden estar ionizadas por la radiación ultravioleta de alta energía de las estrellas más masivas. En estos casos reciben el nombre técnico de regiones HII. Las nubes neutras (sin una presencia significativa de iones) se denominan nubes moleculares y también se designan como regiones HI. Las nubes interestelares pueden ser regiones oscuras que ocultan la luz de las estrellas situadas por detrás de ellas (como los glóbulos de Bok) o puden ser observadas como nebulosas extensas iluminadas por la presencia de estrellas cercanas. Un tipo particular de nubes interestelares son las regiones de formación estelar como la nebulosa M42 en Orión o las Pléyades. Dado que las nubes en sí se encuentran a muy bajas temperaturas su emisión es estudiada en longitudes de onda de radio en torno a longitudes milimétricas. Si las nubes no son demasiado espesas también pueden ser estudiadas a través de sus líneas de absorción sobre la radiación de las estrellas de fondo. Categoría: Objetos astronómicos

Galaxia

en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.]] Telescopio espacial Hubble Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas y polvo, materia oscura, y quizás energía oscura unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que la forman es variable, de 10⁷ a 10¹². En varios tipos de galaxias, el componente principal es la materia oscura, componente no observado directamente, sino por sus efectos gravitatorios. Las subestructuras existentes dentro de las galaxias son las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Según la Teoría de la formación de galaxias, es la materia oscura la que se aglomera inicialmente, arrastrando la materia normal, la que forma estrellas y da lugar finalmente a las galaxias visibles. Galaxia procede de la palabra griega galax, que significa leche. El origen del nombre es que la primera galaxia identificada, la nuestra, se llama la Vía Láctea, por su apariencia lechosa en el cielo. Las galaxias se alejan las unas de las otras, y la velocidad de expansión es proporcional a la distancia. Este hecho es conocido como la ley de Hubble, debido a su descubridor, Edwin Hubble, y es una de las pruebas de la expansión del Universo. En el Universo hay varios miles de millones de galaxias. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda. Este grupo se encuentra en el límite de un súper conglomerado que comprende casi cinco mil galaxias. El súper conglomerado, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas. Entre las concentraciones de galaxias hay unos vacíos inmensos. Los telescopios actuales distinguen galaxias hasta una distancia de 10 mil millones de años luz. De nuestro grupo local, la galaxia de Andrómeda es una de las que se pueden observar a simple vista y la más cercana. Es la más grande de las galaxias del grupo local, con una masa igual a 300.000 millones de masas solares, el doble de nuestra galaxia. Los astrónomos la conocen con el nombre de M31 y se la califica de gigante. La primera clasificación la propuso Edwin Hubble en el año 1926 y distingue tres grandes tipos de galaxias:
- Galaxias elípticas
- Galaxias espirales
- Galaxias irregulares

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

Orión

Orión es un nombre propio que se usa en diferentes ámbitos:
- Orión (constelación): una de las constelaciones. Su cinturón tiene tres estrellas: las tres Marías o los tres Reyes Magos. La estrella del hombro es Betelgeuse y la del pie es Rigel.
- Orión (mitología): para la mitología griega, era un cazador.

Ultravioleta

La radiación ultravioleta (UV) es la radiación electromagnética con una longitud de onda menor a la luz visible y mayor a la de los rayos X. El nombre significa más allá del violeta (del latín ultra), dado que el violeta es el color visible con la longitud de onda más corta. La radiación ultravioleta, cuyas longitudes de onda van aproximadamente desde los 400 nm, hasta los 15 nm, es emitida por el Sol en las formas UV-A, UV-B y UV-C pero a causa de la absorción por parte de la atmósfera terrestre, el 99% de los rayos ultravioletas que llegan a la superficie de la Tierra son del tipo UV-A. Estos rangos están relacionados con el daño que producen en el ser humano. La radiación UV-C no llega a la tierra porque es absorbida por el oxígeno y el ozono de la atmósfera, por lo tanto no produce daño. La radiación UV-B es parcialmente aborbida por el ozono y llega a la superficie de la tierra, produciendo daño en la piel. Además de tener daños al ser humano, esta tiene ventajas, puesto que se utilizan para generar espacios estériles, dependiendo de la longitud de onda a utilizar, sera el rango de esterilidad.

Usos

La luz ultravioleta tiene diversas aplicaciones.

Luz ultravioleta (también llamada "luz negra")

ser humano Como luz negra conocemos a las lámparas que emiten casi únicamente radiación UV de onda larga, y poca luz visible. Los fluorescentes ultravioleta son fabricados de la misma manera que los normales, excepto que se usa sólo un fósforo en lugar de los 2 ó 3 usados para producir luz que cubra todo el espectro visible. También se reemplaza el vidrio claro por uno de color azul-violeta, llamado vidrio de Wood. Dicho vidrio contiene óxido de níquel, y óxido de cobalto, y bloquea casi toda la luz visible que supere los 400 nanómetros. El fósforo normalmente usado para un pico de emisión de 368nm a 371nm puede ser tanto una mezcla de europio y estroncio (SrB₄O₇F:Eu²⁺), o una mezcla de europio y borato de estroncio (SrB₄O₇:Eu²⁺), mientras que el fósforo usado para el pico de 350nm a 353nm nanometers es plomo asociado con silicato de bario (BaSi₂O₅:Pb⁺). La radiación ultravioleta, por sí misma, es invisible al ojo humano, pero al iluminar ciertos materiales, la fluorescencia se hace visible. Éste método es usado comúnmente para autenticar antigüedades y billetes, pues es un método no invasivo y no destructivo de examinación. Líquidos fluorescentes se aplican a estructuras metálicas iluminadas con una luz negra. De este modo, rajaduras y otros defectos pueden ser fácilmente identificados. También se usa para iluminar pinturas sensibles a la luz UV. Esto se usa como efecto recreativo, en posters y otros. En ciencia forense, la luz negra se usa para detectar rastros de sangre, orina, semen y saliva (entre otros), causando que estos líquidos adquieran fluorescencia. Usando esta misma técnica, reporteros han revelado pobre higiene en ropa de cama de hoteles, o manchas en ropa que de otra manera serían indetectables.

Lámparas fluorescentes

Producen radiación UV a través de la emisión de gas de mercurio a baja presión. Un recubrimiento fosforescente en el interior de los tubos absorbe el UV y lo hace visible. La longitud de onda de la emisión de mercurio está en el rango UVC. La exposición sin protección de la piel y ojos a lámparas de mercurio que no tienen un fósforo de conversión es sumamente peligrosa.

Control de plagas

Las trampas de moscas ultravioleta se usan para eliminar pequeños insectos voladores. Dichas criaturas son atraídas a la luz UV para luego ser muertas por shock eléctrico, o atrapadas luego de tocar la trampa.

Espectrofotometría

El espectroscopio UV/VIS es ampliamente usado en química para analizar estructuras químicas. Categoría: física ja:紫外線 ms:Ultraungu simple:Ultraviolet

Región HI

Una región H I es una nube formada por hidrógeno frío, poco denso y no ionizado (en jerga astronómica HI es hidrógeno neutro, mientras que HII es hidrógeno ionizado), con temperaturas de alrededor de 100 kelvins. Las regiones HI no emiten radiación en el rango visual, sino solo en la región de radio. La emisión está concentrada en una línea espectral procedente de la transición superfina de hidrógeno (entre estados en que el espín del electrón y el protón es paralelo y antiparalelo). Esta línea del hidrógeno es muy útil para estudiar la dinámica de galaxias. El metodo de Tully-Fischer usa el ancho de esa línea para estimar la luminosidad de una galaxia (lo que junto con una medición de su brillo permite estimar su distancia). Ver también: Región HII Referencias:
- Anderson, Kevin J & Churchwell, Ed (1985). "The Anatomy of a Nebula". Astronomy 13:66-71. categoría:Nebulosas

Formación estelar

] La formación estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formación establecen un límite inferior bien conocido de 0,08 M_Sol para poder encender el hidrógeno. Por el contrario, el límite superior es mucho más difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrífuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magnéticos crecientes al aumentar las velocidades de las partículas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrión estelar. Con todo ello, se calcula que la masa máxima para una estrella seria de entorno a 60 o 100 M_Sol. El proceso de formación estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.protoestrellaEn un primer momento, la nube colapsa y la radiación escapa libre. En la segunda etapa se forma un núcleo más denso y opaco a la radiación lo cual hace que se caliente. Finalmente, la caida de material sobre ese núcleo calienta su superficie por lo que la protoestrella empieza a emitir radiación.

Nube molecular

La teoría actual sobre la formación estelar, sostiene que la formación estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, básicamente, hidrógeno molecular H₂. Son regiones frías (10-30K) y densas (10³-10⁴ cm^-3). Debido a alguna clase de desencadenante, se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentándose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosión de supernova o el paso de la nube por una región densa, como los brazos espirales. También puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fría colapse por sí misma. Sea como sea, el resultado siempre es una región colapsante en caída libre. Dicha región es inicialmente transparente a la radiación por lo que su compresión será prácticamente isoterma. Toda la energía gravitatoria se emitirá en forma de radiación infrarroja. Por otra parte, el centro de la región se contraerá más deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Así, se diferenciará un núcleo más denso llamado protoestrella.

Inestabilidad de Jeans

La teoría de la fragmentación y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del año 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formación estelar se conocen con mucha mayor precisión la teoría de Jeans constituye una buena primera aproximación. Jeans calculó que bajo determinadas condiciones una nube molecular podía contraerse por atracción gravitatoria. Solo hacía falta que fuera lo suficientemente masiva y fría. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presión más rápidamente que su gravedad y retorna espontaneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa crítica entonces se inestabilizará toda y colapsará en todo su volumen. Este es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes más grandes dando lugar a brotes intensos de formación estelar. Esta masa crítica de Jeans es una función dependiente de la densidad y la temperatura y se representa como: :

M_j = \frac \times \left( \frac \right) ^ \frac \times \frac \times \left( \frac \right) ^ \frac

Protoestrella

La masa, inicialmente homogénea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae más deprisa diferenciándose del resto de la nube. Esta estructura es el embrión estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresión del gas su densidad es, aún, demasiado baja y la radiación sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de años. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiación y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energía gravitatoria perdida en el colapso sigue radiándose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presión de la esfera compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se estabiliza, así, un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante que cae más lentamente. Al añadirse más masa el núcleo lo compensa compactándose aún más. En él el transporte térmico por radiación aun no es eficiente ya que el cuerpo esta formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones. El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria (ver formación de discos de acrecimiento). La acreción de materia prosigue, por medio de un disco circumstelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia añadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que ésta reacciona comprimiendose más, aumentando así su temperatura. Cuando ha caído gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible. El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace mas lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiendose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal en la que transcurrirà la mayor parte de su vida. Pero si el cuerpo está por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortará antes de tiempo frenado por la presión de los electrones degenerados sin haber llegado aún a encender el hidrógeno. El objeto detendrá su contracción y se enfriará en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de años para convertirse, finalmente, en una enana marrón.

Formación de estrellas supermasivas

Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso. Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto más pesados más absorven los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar más de 60M_Sol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella sigua acretando masa, por eso, las estrellas más pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrían haber formado con masas de 100 o hasta 150M_Sol solo compuestas por hidrógeno y helio.

Véase también

- Medio interestelar
- Evolución estelar
- Disco de acrecimiento category:Astrofísica estelar ms:Pembentukan bintang

Tylomon X

Tylomon X is a Sea Animal Digimon, a Tylomon modified by the X-Antibody.

Abilities

Attacks

- Unknown Category: Armor Digimon Category: X-Digimon

snowboard w austrii gadu tani sylwester okucia metalowe gu Links

:: RELATED NEWS ::

Karl Mommer
Dr. Karl Mommer (
- 13. März 1910, † 3. September 1990) war ein deutscher Politiker der SPD.

Partei

Mommer war Mitglied der SPD. In den 1950er Jahren gehörte er dem Bundesvorstand an und war dort für die Kontakte zum bis 1955<

Koos
Die Insel Koos ist die größte Insel im Greifswalder Bodden und gehört zum Naturschutzgebiet Insel Koos, Kooser See und Wampener Riff des Landes Mecklenburg-Vorpommern. Sie wird durch die Beek vom Festland getrennt, das ist eine schmale, flußartig verlaufende Wasserverbindung. Der Name der Insel ist 1241 als

Vorsitzender der Nationalen Verteidigungskommission (Nordkorea)
Der Vorsitzende der Nationalen Verteidigungskommission von Nordkorea ist der Oberbefehlshaber der nordkoreanischen Streitkräfte und daher die mächtigste Person im Land. Nach der Verfassung ist er als „Inhaber der höchsten Regierungsgewalt“ das herausragendste aller Mitglieder des Staatsapparates. Dieser Posten wurde 1998 von der Obersten Volksversammlung zum „höchsten Amt im Staat“ erklärt. Man ist sich uns

Luc Courchesne
Luc Courchesne (
- 1952 in St-Leonard d'Aston, Québec, Kanada) ist ein kanadischer Künstler im Bereich Medienkunst. Seit den frühen achtziger Jahren setzt er sich mit Interaktivität auseinander. Multimedia sollte

Kurt Moosdorf
Kurt Moosdorf (
- 25. Januar 1884 † 24. April 1956) war ein deutscher Politiker der SPD. Moosdorf gehörte dem Deutschen Bundestag seit dem 4. Mai 1952, als er für den verstorbenen Read More...

Matti Hautamäki
Matti Hautamäki (
- 14. Juli 1981 in Oulu) ist ein finnischer Skispringer. Mit dem Skispringen begann er mit sieben Jahren - trotz Flugangst. Er zog mit 16 nach Kuopio, besuchte dort die Sportschule und teilt sich zusammen mit Lauri Hakola, auch Skispringer, ein

Transformationsweltbild
Das Inversionsweltbild (oder Transformationsbild) besagt, dass wir auf der Innenseite einer hohlen Erde mit dem Durchmesser von 12740 km leben. Die Planeten, die Sonne und die Sterne befinden sich im Inneren dieser Kugel. Es ist eine Spiegelung des Universums an der Erdoberfläche. Das Inversionsweltbild basiert auf folgenden Axiomen: #Alle Längen verkürzen

Wendelin Morgenthaler
Wendelin Morgenthaler († 22. April 1963) war ein deutscher Politiker der CDU. Morgenthaler gehörte dem Deutschen Bundestag seit dessen erster Wahl 1949 bis 1957 an. Er vertrat die Wahlkreise Bühl (Baden) (1. Ethergeruch. Dampf-Luftgemische sind leicht entzündlich und explosiv. Methyl-tert-butylether wird hauptsächlich in Ottokraftstoffen als Klopfschutzmittel eingesetzt. Unter dem Handelsnamen DRIVERON wird es von der Firma OXENO O

Wikipedia:Schreibwettbewerb/Archiv 2004
rightIn Anlehnung an die Aktion [http://nl.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Schrijfwedstrijd Schreibwettstreit der niederländischen Wikipedia] wird in der deutschsprachigen Wikipedia ein ähnlich gearteter Schreibwettbewerb starten. Dort gewann der Artikel :nl:IJzeren Poort.

Idee

Die Idee ist, auf eine "spielerische" Weise einen Artikel aus einer Reihe eingereichter Vorschläge zu küren. Die Beurteilung soll durch eine fünfköpfige Jury erfolgen und dient einzig