Mas alla del sistema solar

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Composición del sistema solar

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Mas alla del sistema solar

  1. 1. Formación del Sistema Solar  Las Gigantes Rojas  La Enana Blanca (Nebulosas)  Clases de estrellas (Supernova)  Los Agujeros Negros  La Materia Oscura  Las Galaxias 
  2. 2. En esta exposición vamos a explicar de que está compuesta una nebulosa, cómo es un agujero negro, qué es la materia oscura, el tipo de estrellas que hay, y la estructura de una galaxia.
  3. 3.  Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.650 millones de años. Según la teoría de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana.
  4. 4.  Fue descubierta por Leik Myrabo.  Son estrellas muy grandes y frías. Las gigantes rojas son el resultado de la evolución de estrellas de masa baja e intermedia, como nuestro Sol.  Estas estrellas son numerosas y abundantes, sus vidas son muy largas su intenso brillo nos proporciona luz en nuestra Galaxia.  Cuando el hidrógeno se agote en centro el sol se transformara en gigante roja.  Su atmósfera se expandirá hasta llegar más allá de la órbita de la tierra y permanecerá en esta fase hasta que el helio se transforme en carbono en el centro de la estrella y reducirá su tamaño.
  5. 5.  El proceso en el que emite luz y la transforma en calor se le denomina teorema del virial.  Teorema virial ecuación general que relaciona la energía cinética total (T) de un sistema con su energía potencial (V).  Donde Fk representa la fuerza sobre la partícula k-ésima, que está ubicada en la posición rk.
  6. 6. o Las nebulosas son cúmulos de gases y polvos en el espacio, que tienen una gran importancia porque se consideran los lugares donde nacen, por fenómenos de condensación y agregación de la materia, los sistemas solares similares al nuestro.
  7. 7.   Las nebulosas pueden hacerse visibles si se encuentran en las proximidades de estrellas, o bien permanecer completamente envueltas en la oscuridad del espacio. En el primer caso, una nebulosa puede brillar o bien porque refleja la luz de estrellas cercanas, como sucede a la nebulosa de Mérope en las Pléyades (y se habla de nebulosa de reflexión), o bien porque, excitada por las radiaciones de las estrellas vecinas, emite ella misma radiaciones, como la famosa nebulosa de Orión (y entonces se habla de nebulosas de emisión).
  8. 8.  Nebulosa de Orión  Nebulosa de Mérope en las Pléyades
  9. 9.  En el segundo caso, en cambio, la nebulosa no emite ninguna luz; sin embargo su presencia se deduce por una especie de región negra que destaca sobre e fondo del cielo estrellado. Estas nebulosas se llaman oscuras y un caso típico de ellas está representado por la llamada Bolsa de Carbón en la Cruz del Sur.
  10. 10.  Son también llamadas impropiamente nebulosas las Galaxias, es decir los sistemas de estrellas como el del que forma parte nuestro Sol, que sin embargo nada tienen que ver con las nebulosas de las que hablamos. Se trata de una herencia de la astronomía de siglo XIX, que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo
  11. 11. Una enana blanca es el estado final en la evolución de una estrella con menos de 8 veces la masa total del Sol. Estas estrellas pierden gran parte de su masa por emisión de viento solar, y eventualmente hacen una nebulosa planetaria, y la estrella se transforma en un pequeño objeto de enorme densidad.
  12. 12.  A pesar de que no tienen prácticamente reacciones nucleares, se mantienen muy calientes, pero se van enfriando hasta transformarse en varios millones de años en enanas negras. A estrella cuyo núcleo es de menos de 1,4 veces la masa del Sol, se convertirá en una enana blanca. Si es más pesada en una estrella de neutrones y si lo es más aun, en un agujero negro.
  13. 13.  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.
  14. 14.  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.
  15. 15.  La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.
  16. 16.  Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
  17. 17.  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.
  18. 18.  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".
  19. 19.  Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.
  20. 20.  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.
  21. 21. - Color azul, como la estrella I Cephei - Color blanco-azul, como la estrella Spica - Color blanco, como la estrella Vega - Color blanco-amarillo, como la estrella Proción - Color amarillo, como el Sol - Color naranja, como Arcturus - Color rojo, como la estrella Betelgeuse
  22. 22.     Es una estrella que estalla y lanza a todo su alrededor la mayor parte de su masa a gran velocidad Durante la explosión pueden ocurrir 2 casos: 1 la estrella se destruye 2 permanece su núcleo central, o colapsa consigo misma y da vida a una estrella formada por neutrones o un agujero negro.
  23. 23.   La explosión de una supernova es similar a una nova, pero con la diferencia de que la energía es superior. Nova : explosión termonuclear producida por la acumulación en la superficie de una enana blanca.
  24. 24.   En 1054 se encendió una estrella en la constelación de Tauro, cuyos restos se observan en la forma de la crab nebula Crab nebula(nebulosa del cangrejo) es un resto de supernova de tipo plerión resultante de la explosión de una supernova que se vio por primera vez en 1504.
  25. 25.  Plerión: resto de supernova que se alimenta de la energía de rotación de un púlsar  Púlsar: estrella de neutrones que emite radiación periódica.
  26. 26.  1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria.  1054 – SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrónomos Chinos y, seguramente, por los nativos americanos.  1181 – SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C 58 la cual es candidata a ser estrella extraña.
  27. 27.  Los agujeros negros son los objetos más enigmáticos y perseguidos tanto por astrónomos como para el público neófito. Están rodeados por un halo de misterio que les hace especialmente atractivos para el gran público. Pierre Simon de Laplace predijo la existencia de estos objetos y apuntó la hipótesis de la existencia en el Universo de cuerpos de una densidad tan elevada que tendrían una velocidad de escape superior a la de la luz. En tal caso, ni la luz conseguiría huir de la fuerza de atracción de tales cuerpos y, por lo tanto, permanecería atrapada para siempre en el interior de su campo gravitatorio. Dado que un cuerpo así no podría emitir luz, resultaría completamente invisible y podríamos imaginarlo únicamente como un gran agujero negro en lo que a observación se refiere.
  28. 28.  Según la teoría de la relatividad general, las leyes de la física están influidas por el campo gravitatorio local. · El paso del tiempo se produciría con ritmos diversos en presencia de campos gravitatorios de diferente intensidad. Por ejemplo, el tiempo transcurriría más lentamente en las proximidades de un agujero negro que del Sol. · El espacio en torno al agujero negro se vería distorsionado. Así, el camino más corto entre dos puntos en las cercanías de un agujero negro no sería la línea recta, sino una curva que viene determinada por su masa. ¿Qué hay en el interior de un agujero negro? Se trata de una pregunta que, durante mucho tiempo, quizás para siempre, quede sin respuesta exacta.
  29. 29.  En base a la física, la hipótesis más creíble que conocemos es que cualquier objeto que se precipitase a un agujero negro, quedaría destruido por su inmenso campo gravitatorio.
  30. 30.  El término "materia oscura" alude materia cuya existencia no puede ser detectada mediante procesos asociados a la luz, es decir, no emiten ni absorben radiaciones electromagnéticas, así como no interaccionan con ella de modo que se produzcan efectos secundarios observables; esta materia ha sido inferida solamente a través de sus efectos gravitacionales.
  31. 31.  La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas, los planetas y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica. partículas deben haber sobrevivido desde el Big Bang, y por lo tanto o deben ser estables o tienen tiempos de vida que exceden la edad actual del universo
  32. 32. Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.  Se estima que existen más de cien mil millones de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien parsecs (326 años luz) y cien mil parsecs (326.000 años luz) y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs(3.260.000 años luz). Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias. 
  33. 33.  En 1611, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.
  34. 34.   Hacia el final del siglo XVIII las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo (catálogo Messier) que contenía 103 objetos astronómicos que él denominó «nebulosas y cúmulos de estrellas», seguido más tarde por el catálogo elaborado por William Herschel, con hasta 2.514 nuevos «objetos de espacio profundo». En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y que le permitió distinguir las «nebulosas» elípticas de las circulares. Este telescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas «nebulosas» fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant. En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andrómeda, en la «nebulosa» de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs (489.000 años luz). Usar un nuevo telescopio le permitió a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas «nebulosas espirales» como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas «nebulosas». En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias: la secuencia de Hubble.
  35. 35.   El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs-48.900 años luz de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs (228.200 años luz) y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs (97.800años luz). A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.
  36. 36.     Galaxias elípticas Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. Galaxias lenticulares Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensación central muy importante y una envoltura extensa.
  37. 37.      Galaxias espirales Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable. Galaxias espirales sin barra (Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más dispersos. Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales. Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra.
  38. 38.       Galaxias irregulares Son galaxias sin forma espiral ni elíptica. Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble. Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
  39. 39. Las galaxias activas son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares ordinarios. Aproximadamente un 10% de las galaxias pueden clasificarse como galaxias activas.  La mayor parte de la energía emitida por las galaxias activas proviene de una pequeña y brillante región del núcleo de la galaxia, y en muchos casos se observan líneas espectrales de emisiones anchas y/o estrechas, que evidencian la existencia de grandes masas de gas girando alrededor del centro de la galaxia.  Los tipos más importantes de galaxias activas son: Galaxias Seyfert, Galaxias «Starburst», Radiogalaxias, Cuásares 
  40. 40.    La Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos son aproximadamente 1 trillón de km, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda. El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.). Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que a donde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas. La galaxia se divide en tres partes: halo, disco, bulbo.

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