Jesús Palma Galán Carlos León Escribano 1º Bachillerato C

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1 Jesús Palma Galán Carlos León Escribano 1º Bachillerato C
Estrellas y Galaxias Jesús Palma Galán Carlos León Escribano 1º Bachillerato C M104, Galaxia del sombrero.

2 ESTRELLAS 1) Masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. 2) El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Estrellas 3) Los astrónomos calculan que en la Vía Láctea hay cientos de miles de millones Sirio, constelación Can Mayor.

3 ESTRELLAS Interna Externa Estructura -Corrientes de convección.
-Densidad y Temperatura en aumento hasta el núcleo, en donde hay reacciones termonucleares. -Fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes. -Una corona más difusa. -Viento estelar

4 CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS
La investigación de los espectros estelares condujo al descubrimiento de que están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo. Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase. Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio. Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos. Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

5 CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS
Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae. Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

6 CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS
Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo. Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

7 Las 26 estrellas más brillantes
14.Espiga (Virgo) 15.Antares (Escorpión) 16.Pollux (Géminis) 17.Fomalhaut (Pez austral) 18.Deneb (Cisne) 19.Mimosa (Cruz del Sur) 20.Regulo (Leo) 21.Adhara (Can Mayor) 22.Acrux (Cruz del Sur) 23.Castor (Géminis) 24.Gacrux (Cruz del Sur) 25.Shaula (Escorpión) 26.Bellatrix (Orión) 1.Sirio (Can mayor) 2.Canopus (Carina) 3. Rigil Kent (Centauro) 4.Arturo (Boyero) 5.Vega (Lira) 6. Capella (Auriga) 7.Rigel (Orión) 8. Procyon (Can Menor) 9. Archenar (Eridano) 10.Betelgeuse (Orión) 11.Hadar (Centauro) 12.Altair (Águila) 13.Aldebarán (Tauro)

8 Algunas estrellas Denébola Estrella Polar Deneb

9 Algunas estrellas Markab Mizar

10 Evolución de las estrellas
El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella. Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay. Enana blanca

11 Evolución de las estrellas
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa. Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda. Estrella joven en Orión

12 ESTRELLAS DOBLES ESTRELLAS VARIABLES
Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a su centro común. Este concepto engloba cualquier estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Pueden ser estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente - intrínsexas -, o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de polvo interestelar, llamadas variables extrínsecas.

13 NOVAS Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva. SUPERNOVA La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.

14 De estrella a agujero negro
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones. Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación. Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.

15 NEBULOSAS Las nebulosas son gases y polvos en el cosmos, que tienen una importancia cosmológica notable porque se consideran los lugares donde nacen, crecen, se reproducen y mueren los sistemas solares similares al nuestro, por fenómenos de condensación y agregación de la materia. Las nebulosas pueden hacerse visibles si se encuentran en las proximidades de estrellas, o bien permanecer completamente envueltas en la oscuridad del espacio. Nebulosa de la hélice

16 LAS GALAXIAS 1) Agrupaciones de miles de millones de estrellas. 2) Estrellas, gas y polvo interestelar orbitan alrededor del centro de la galaxia. Galaxias 3) Podemos imaginar a las galaxias como sistemas que transforman gas en estrellas y éstas nuevamente a gas. M31, Andrómeda

17 LAS GALAXIAS Comparadas con el Sistema Solar, las galaxias son inmensas. Viajando a la velocidad de la luz, tomaría cerca de dos segundos ir de la Tierra a la Luna, y cerca de cinco horas y media, para ir del Sol a Plutón. Llevaría años para ir desde el centro de la Vía Láctea a la posición del Sol. La Vía Láctea tiene más de cien mil millones de estrellas, pero las estrellas están tan lejos, unas de otras, que casi nunca colisionan. Incluso los pasos cercanos entre dos estrellas son sumamente excepcionales. Puesto que las estrellas raramente interactúan entre sí, sus órbitas, alrededor de la galaxia, raramente cambian. Las órbitas de las estrellas reflejan el movimiento del gas a partir del cual se formaron las estrellas. Por lo tanto, la forma de una galaxia nos habla de las condiciones en que se formó, salvo que la galaxia haya sufrido una colisión. M-51

18 CLASIFICACIÓN Elípticas Espirales Irregulares Sc SBc E6
Ilustradas por el diagrama de diapasón de Hubble Sc SBc E6 Según el diagrama de diapasón de Hubble; las elípticas quedan designadas por la letra E, seguida de un número, el cual, cuanto más alto sea más elíptica es la galaxia (más larga que ancha). Las espirales normales son designadas por la S, mientras que las variedades barradas son SB. A cada una de estas clases, a su vez, se las clasifica en tres subclases, de acuerdo al tamaño del núcleo y el grado en que los brazos espirales se enrollan. Las tres subclases se denotan con las letras minúsculas "a", "b" y "c". También hay algunas galaxias intermedias entre las elípticas y las espirales. Estas galaxias intermedias tienen la forma del disco característica de las espirales, pero no tienen brazos espirales. Estas formas intermedias tienen la designación "S0". Las irregulares son Irr y se distinguen dos tipos Irr I (azules, muy dispersas y con núcleo poco apreciable) e Irr II (incluye varios tipos de galaxias caóticas que parecen haberse formado de muchas formas diferentes).

19 ELÍPTICAS Las estrellas se distribuyen alrededor del centro de la galaxia, uniformemente, en todas direcciones. Con brillos que varía suavemente. Son rojizas. El color rojo de las galaxias viene de las estrellas más viejas y frías. El hecho de que la mayor parte de la luz proviene de estrellas viejas sugiere que muchas elípticas se formaron hace mucho tiempo.

20 ELÍPTICAS Muchas galaxias elípticas se encuentran cerca de otras galaxias elípticas, en cúmulos de galaxias. En estos cúmulos, cerca del 75% son elípticas. Esta acumulación sugiere que se formaron hace mucho tiempo porque se formaron primero en regiones de alta densidad como cúmulos de galaxia. Las galaxias más grandes son las galaxias elípticas gigantes. Ellas pueden contener un billón de estrellas, y alcanzar un  tamaño de unos dos millones de años luz. Algunas de ellas parecen contener agujeros negros supermasivos en sus corazones. NGC 185 NGC 147

21 ESPIRALES Galaxias Espirales
Las galaxias espirales, tienen discos delgados de estrellas con bulbos brillantes, llamados núcleos, en sus centros. Galaxias Espirales Algunas estrellas nacidas a partir de allí son masivas, calientes y brillantes. Estas estrellas masivas son azules o blancas, Aún así, los núcleos de las espirales son rojos sugiriendo que están compuestos por estrellas más viejas.

22 ¿Qué es una galaxia espiral barrada?
Una galaxia espiral barrada es una galaxia espiral con una banda central de estrellas brillantes que abarca de un lado a otro de la galaxia. Los brazos espirales parecen surgir del final de la "barra" mientras en las galaxias espirales parecen surgir del núcleo galáctico. NGC 1300 La Vía Láctea puede ser una galaxia espiral barrada, aunque esto no es seguro. Vía Láctea

23 IRREGULARES La última clase de galaxias, "irregulares", contiene una mezcla de formas -algo que no parece ni espiral ni elíptica-. Cualquier galaxia de forma no identificada - cuyas estrellas, gas y polvo se esparcen al azar- se clasifica como irregular. Las irregulares son las galaxias más pequeñas, y pueden contener no más de un millón de estrellas. Pueden ser los ladrillos para formar las primeras galaxias grandes. Muchas galaxias irregulares pequeñas orbitan la Vía Láctea, incluyendo a las Nubes Mayor y Menor de Magallanes. NGC 6822 Nube Mayor de Magallanes Nube Menor de Magallanes M82, conocida como Galaxia del Cigarro.

24 QUÁSARES Un quasar es un objeto astronómico que pareciera ser una estrella a la vista de los telescopios y tiene su espectro cargado hacia el rojo. Ésto, combinado con la Ley de Hubble, nos indica que la distancia a la que se encuentran los quasares es muy elevada. A tal distancia la luz recibida debería ser mucho más pequeña, que la que realmente se recibe, para una galaxia normal. Por lo tanto los quasares deben emitir mucha más energía que las galaxias normales. Además la luz que nos llega del quasar lleva mucho tiempo viajando, con lo que la visión que observamos es de hace millones de años. Esto los convierte en los objetos más alejados, antiguos y masivos de todos los conocidos. Se cree que un quasar deriva su energía de un agujero negro supermasivo en su centro. La energía emitida proviene de la energía gravitacional liberada por la materia que cae al agujero.

25 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 Según la Ley de Hubble, la medida de la expansión del Universo viene dada por la Constante de Hubble. En 2003, los datos del satélite WMAP permitieron dar el valor de 74(km/s)/Mpc para esta constante. En 2006 los nuevos datos aportados por este satélite dieron el valor de 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2. De acuerdo con estos valores, el Universo tiene una edad próxima a los 14 mil millones de años. 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 cte. 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).

26 ESTRUCTURAS CÓSMICAS

27 Imágenes Materia oscura

28 Imágenes Colisión entre galaxias

29 Imágenes Remanente de supernova

30 Imágenes Nebulosa Roseta

31 Imágenes Anillo de nebulosas

32 Imágenes Simulación de un disco de acreción Tales discos de acreción son poderosas fuentes de rayos X en el interior de nuestra galaxia. Se forman en sistemas estelares binarios, que consisten en una estrella donadora y el objeto compacto cuya fuerte gravedad atrae el material hasta su superficie.

33 Imágenes El Unicornio

34 Imágenes Galaxia en anillo

35 Imágenes Halo del Ojo de Gato (nebulosa)

36 El Universo en un radio de 100 millones de Años Luz

37 El Universo en un radio de 5 millones de Años Luz

38 El Universo en un radio de 500000 Años Luz

39 BIBLIOGRAFÍA Internet: http://www.astromia.com
-“Guía de astronomía”, de David Baker. Ediciones Omega, S.A. Barcelona, 1980.