Estrellas y
Galaxias
Jesús Palma Galán
Carlos León Escribano
1º Bachillerato C
M104, Galaxia del sombrero.
ESTRELLAS
1) Masas de gases, principalmente hidrógeno y helio,
que emiten luz.
Estrellas
2) El número de estrellas observables a simple
vista desde la Tierra se ha calculado en unas
8.000, la mitad en cada hemisferio.
3) Los astrónomos calculan que en la Vía
Láctea hay cientos de miles de millones
Sirio,
constelación
Can Mayor.
ESTRELLAS
Estructura
Interna
-Fotosfera, una
atmósfera llena
de gases
calientes.
-Una corona
más difusa.
-Viento estelar
Externa
-Corrientes de
convección.
-Densidad y
Temperatura en
aumento hasta
el núcleo, en
donde hay
reacciones
termonucleares.
CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS


La investigación de los espectros estelares condujo al descubrimiento
de que están
Clase A: Comprende
las dispuestos
llamadas en
Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno,
una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas
de absorción. Las observaciones
además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy estrellas de hidrógeno con espectros
proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas
y de sus grados de desarrollo.
calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de dominados por las líneas de absorción
del hidrógeno. Una estrella típica de
línea brillante del hidrógeno y el helio como las que
este grupo
Las
diversas
etapas
en lade
secuencia
de los
espectros, designadas
cones
lasSirio.
letras O, B, A, F, G, K y
muestran
líneas
oscuras
los mismos
elementos.
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 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.
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".
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.
Las 26 estrellas más brillantes
1.Sirio (Can mayor)
14.Espiga (Virgo)
2.Canopus (Carina)
15.Antares (Escorpión)
3. Rigil Kent (Centauro)
16.Pollux (Géminis)
4.Arturo (Boyero)
17.Fomalhaut (Pez austral)
5.Vega (Lira)
18.Deneb (Cisne)
6. Capella (Auriga)
19.Mimosa (Cruz del Sur)
7.Rigel (Orión)
20.Regulo (Leo)
8. Procyon (Can Menor)
21.Adhara (Can Mayor)
9. Archenar (Eridano)
22.Acrux (Cruz del Sur)
10.Betelgeuse (Orión)
23.Castor (Géminis)
11.Hadar (Centauro)
24.Gacrux (Cruz del Sur)
12.Altair (Águila)
25.Shaula (Escorpión)
13.Aldebarán (Tauro)
26.Bellatrix (Orión)
Algunas estrellas
Denébola
Estrella Polar
Deneb
Algunas estrellas
Markab
Mizar
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 1.000.000 °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
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
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.
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.
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.
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
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
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 25.000 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
CLASIFICACIÓN
Elípticas
Espirales SBc
Ilustradas por el
Sc de diapasón
diagrama
de Hubble
E6
Irregulares

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).
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.
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
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.
¿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
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.
Nube Mayor de Magallanes
NGC 6822
Nube Menor de Magallanes
M82, conocida como
Galaxia del Cigarro.
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.
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. 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).
ESTRUCTURAS CÓSMICAS
ESTRUCTURAS CÓSMICAS
CÚMULOS DE GALAXIAS
SUPERCÚMULOS
VACÍOS
Es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua.
Los supercúmulos son cúmulos de cúmulos de galaxias.
Imágenes
Materia oscura
Imágenes
Colisión entre galaxias
Imágenes
Remanente de
supernova
Imágenes
Nebulosa Roseta
Imágenes
Anillo de nebulosas
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.
Imágenes
El Unicornio
Imágenes
Galaxia en anillo
Imágenes
Halo del Ojo de Gato (nebulosa)
El Universo en un radio de 100
millones de Años Luz
El Universo en un radio de 5
millones de Años Luz
El Universo en un radio de 500000
Años Luz
BIBLIOGRAFÍA
Internet:
http://www.astromia.com
http://www.astrasafor.net
http://www.astrodomi.com.ar
http://www.atlasoftheuniverse.com
http://www.austrinus.com
http://es.wikipedia.org
http://www.feinstein.com.ar
http://www.glyphweb.com
http://www.hawastsoc.org
http://www.iac.es
http://jumk.de/astronomie
http://www.ngcic.org
http://www.skyfactory.org
http://www.todoelsistemasolar.com.ar
-“Guía de
astronomía”, de
David Baker.
Ediciones Omega,
S.A. Barcelona,
1980.
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