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Antiguo 07/10/2009, 20:44   #1
MAGNUNMAN
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Post LAS ESTRELLAS Y SU CLASIFICACIÓN ASTRONÓMICA

El estudio fotográfico de los espectros eIrises lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella 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 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.

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 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".

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 estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- 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.

A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, ...

Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.

Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.

Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento eIris. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.

La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.

Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.


La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro



Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.

Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.

Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.

Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.

La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar.
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Última edición por MAGNUNMAN; 07/10/2009 a las 21:12.
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Antiguo 07/10/2009, 20:52   #2
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LAS PLEYADES O SIETE HERMANAS

Las Pléyades (que significa "palomas" en griego), también conocidas como Objeto Messier 45, Messier 45, M45, Las Siete Hermanas o Cabrillas, es un objeto visible a simple vista en el cielo nocturno con un prominente lugar en la mitología antigua, situado a un costado de la constelación Tauro. Las Pléyades son un grupo de estrellas muy jóvenes las cuales se sitúan a una distancia aproximada de 450 años luz de la Tierra y están contenidas en un espacio de treinta años luz. Se formaron hace apenas unos 100 millones de años aproximadamente, durante la era Mesozoica en la Tierra, a partir del colapso de una nube de gas intereIris. Las estrellas más grandes y brillantes del cúmulo son de color blanco-azulado y cerca de cinco veces más grandes que el Sol. [B]El cumulo contiene unas 500 estrellas[/B]





La distancia al cúmulo ha sido estimada por muchos métodos, pues es un paso importante en la calibración de las distancias en el universo. El conocimiento exacto de la distancia a las Pléyades permite a los astrónomos trazar un diagrama de Hertzsprung-Russell, para estimar la distancia a otros cúmulos desconocidos. Otros métodos pueden entonces extender la escala de distancia, de cúmulos abiertos a galaxias y posteriormente a cúmulos de galaxias, permitiendo construir una escala cósmica de distancias.

[B]Los resultados anteriores al lanzamiento del satélite Hipparcos encontraron que las Pléyades estaban aproximadamente a unos 135 pársec (440 años luz) de la Tierra.[/B] Hipparcos causó consternación entre los astrónomos al encontrar una distancia de solamente 118 parsec (384,7 años luz) midiendo el paralaje de algunas estrellas del cúmulo, una técnica que debe indicar los resultados más directos y exactos. Trabajos más recientes han encontrado que la distancia calculada por Hipparcos era errónea, si bien se desconoce la causa de este error. La distancia específica de las Pléyades todavía se desconoce, pero actualmente se piensa que la verdadera distancia es mayor que 135 parsec.



Las pléyades a simple vista



[B]El cúmulo tiene unos 12 años luz de diámetro y contiene un total aproximado de 500 estrellas.[/B] Está dominada por estrellas azules jóvenes, de las cuales 8 pueden ser observadas a simple vista dependiendo de las condiciones atmosféricas (cielos muy limpios y ausencia de Luna): [B]Taygeta, Pleione, Merope, Maia, Electra, Celaeno, Atlas y Alcyone[/B]

[B]El orden de sus estrellas más brillantes es parecido al de la Osa Mayor y Osa Menor, con una masa total estimada en unas 800 masas solares.[/B]

El cúmulo está compuesto en una buena parte por enanas marrones —objetos con menos del 8% de la masa solar, los cuales son demasiado livianos para ser estrellas. Puede que estos objetos constituyan aproximadamente el 25% de la población total del cúmulo, a pesar de que sólo contribuyan al 2% su masa total. También presentes en el cúmulo, están las enanas blancas, las cuales contradicen la edad estimada del cúmulo. Debido a la corta edad del cúmulo, no se espera que las estrellas normales puedan haber evolucionado para convertirse en enanas blancas. Se cree que en vez de ser estrellas individuales de poca o mediana masa, los progenitores de estas estrellas eran masivas y orbitaban en sistemas binarios. Durante su rápida evolución, la transferencia de masa de la estrella más masiva a su acompañante, pudo haber acelerado su evolución hacia una enana blanca. Las cámaras CCD se sirven de ellas para calibrar éstas.


Las Pléyades son una prominente vista invernal del hemisferio norte, y conocidas desde la antigüedad. Son mencionadas en varias escrituras antiguas entre las que se encuentran el Mahábharata (Libro 13: Anusasana Parva: Sección: LXXXVI) en donde se refieren a ellas como krittikas (sánscrito, que se puede traducir como "cortadores", quienes criaron a Kartikeya), la Ilíada y la Odisea de Homero, además de ser mencionadas tres veces en la Biblia, también son mencionadas en el Popol Vuh ( el libro sagrado de los Mayas ) bajo el nombre de MOTZ que significa " montón " y que según lo relata dicho libro se originaron cuando "Zipacna el soberbio" mató a 400 guerreros, cuyas almas fueron tomadas por "Gucumatz el Gran Corazon del Cielo" y puestas como estrellas en el espacio, creando así Las Pleyades.

El 4 de marzo de 1769, Charles Messier las incluyó como el No. 45 en su primera lista de nebulosas y cúmulos de estrella, que fue publicada en 1771.

Se ha calculado que las Pléyades tienen un futuro de solamente otros 250 millones de años (Kenneth Glyn Jones); para ese entonces, habrán sido separadas como estrellas individuales (o múltiples) a lo largo de su trayectoria.

Bajo condiciones ideales de observación, se pueden apreciar algunas huellas de nebulosidad, y esto se demuestra en fotografías de larga exposicón. Es una nebulosa de reflexión, causada por polvo que refleja la luz azul de las estrellas calientes y jóvenes.

Se piensa a menudo que este polvo fue lo que sobró de la formación del cúmulo, pero con una edad cerca a los 100 millones de años, que es generalmente la más aceptada para este cúmulo, casi todo el polvo originalmente presente habría sido dispersado por la presión de la radiación. Al parecer, el cúmulo está pasando por una región particularmente polvorienta del medio intereIris.

Los estudios demuestran que el polvo responsable de la nebulosidad no está distribuido uniformemente, sino que se concentra principalmente en dos capas a lo largo de la parte que vemos del cúmulo. Estas capas se pudieron haber formado por la desaceleración debido a la presión de la radiación a medida que el polvo se ha ido moviendo hacia las estrellas.
Las principales estrellas son, ordenadas por magnitud:

[B]Alcyone 2,87 Atlas 3,63 Electra 3,7 Maia 3,87 Merope 4,18 Taygete 4,3 Pleione 5,09 Celaeno 5,46 Tau 18 5,64 AsteropeI 5,76 AsteropeII 6,43[/B]
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Antiguo 07/10/2009, 20:58   #3
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ANTARES LA SUPERGIGANTE ROJA



[B]Antares es el nombre propio de la estrella α Scorpii, la más brillante de la constelación de Scorpius y la decimosexta más brillante de todo el cielo nocturno. Junto con Aldebarán (α Tauri), Spica (α Virginis) y Regulus (α Leonis) está entre las cuatro estrellas más brillantes cerca de la eclíptica.[/B]


Antares es una supergigante roja, de clase M1 y clase de luminosidad Iab, cuyo radio es de 624 millones de km, unos 700 radios solares. Si se situase en el centro de nuestro Sistema Solar en lugar del Sol, su superficie se encontraría entre la órbita de Marte y la de Júpiter. Antares se encuentra a aproximadamente 600 años luz de la Tierra, y se aproxima a nosotros a la velocidad de 3.4 km/s: este valor se debe tanto a su movimiento propio como al movimiento del Sol alrededor del centro de la Vía Láctea.

[COLOR="Red"][B][U]Su luminosidad visual es 6.000 veces la del Sol, pero debido a que la estrella irradia una considerable fracción de su luminosidad en el infrarrojo, su luminosidad bolométrica es de alrededor de 65.000 veces la del Sol. Su masa se estima entre 15 y 18 masas solares. [/U][/B][/COLOR]



[B]Comparación de tamaños entre la supergigante roja Antares y el Sol. El círculo negro representa el tamaño de la órbita de Marte. Arcturus (α Bootis) también está incluida en el dibujo.[/B]

Su descomunal tamaño en comparación con su masa da como resultado una densidad media muy baja, mucho menor que la del Sol.

[B]Su masa (entre 15 y 18 masas solares) [/B], junto con el hecho de que esté en la fase de supergigante roja, es un indicador de que esta estrella no está muy lejos de alcanzar la fase de supernova (lo cual podría suceder de aquí a unos pocos miles de años), pudiendo dejar como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro.

Alrededor del 31 de mayo son las mejores fechas para observar Antares porque es cuando la estrella se encuentra en oposición al Sol. En ese momento Antares sale en el crepúsculo y se oculta al amanecer. En esa situación es visible a lo largo de toda la noche, dependiendo, claro está, del lugar de la Tierra donde nos encontremos. Durante al menos dos o tres semanas antes y después del 30 de noviembre la estrella no es visible por el deslumbrante Sol. Este periodo es más largo en el hemisferio norte debido a que la declinación de la estrella se sitúa significativamente hacia el sur del ecuador celeste.

A pocos minutos de arco al SO de Antares puede verse, con unos prismáticos, el cúmulo globular M4 como una bola de nieve algodonosa; a través de cualquier telescopio de aficionado se puede resolver en estrellas gigantes anaranjadas, cuyo color se aprecia en fotografías de larga exposición.
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Antiguo 07/10/2009, 21:10   #4
MAGNUNMAN
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mizar y alcor (OSA MAYOR)



Mizar es el nombre de la estrella ζ Ursae Majoris (ζ UMa / 79 Ursae Majoris) en la constelación de la Osa Mayor, la cuarta más brillante de la misma, con magnitud aparente +2,23. De las tres estrellas que forman la cola de la osa, es la que está en medio, entre Benetnasch (η Ursa Majoris) y Alioth (ε Ursa Majoris).


Mizar fue la primera estrella binaria descubierta con el telescopio; probablemente fue Benedetto Castelli quien, en 1617, pidió a Galileo Galilei que la observara. Mizar A (HD 116656 / HR 5054)[2] es una estrella blanca de tipo espectral A2V y magnitud +2,27. Mizar B (HD 116657 / HR 5055) tiene magnitud +4,0 y es una estrella de tipo A5-7. Separadas al menos 500 UA, emplean 5000 años en completar la órbita.

A su vez, Mizar A fue la primera binaria espectroscópica descubierta, siendo Edward Charles Pickering quien reveló su duplicidad en 1889. Su período orbital es de 20,54 días y las dos componentes son aproximadamente igual de luminosas. Cada una de ellas tiene una masa de 2,5 masas solares.

Para completar el sistema eIris, Mizar B es igualmente una binaria espectroscópica con un período orbital de 175,6 días. Es una estrella con líneas metálicas deficiente en aluminio y calcio pero con contenidos altos de silicio, cerio y samario.
[B] Cada una de las componentes de Mizar B tiene una masa estimada de 1,6 masas solares.[/B]

Incluyendo a Alcor, el sistema de Mizar comprende 5 estrellas, todas ellas estrellas blancas de la secuencia principal. Situadas a 78 años luz del Sistema Solar, forman parte de la Asociación eIris de la Osa Mayor, grupo disperso de estrellas que se mueven de igual manera por el espacio. Las estrellas más brillantes del "Carro Mayor" —excepto Dubhe (α Ursae Majoris) y Benetnasch (η Ursae Majoris)— son miembros de esta asociación.

Alcor es el nombre de la estrella 80 Ursae Majoris (80 UMa / g Ursae Majoris / HD 116842) en la constelación de la Osa Mayor.

[B] De magnitud aparente +3,99, es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A5 V. Su temperatura superficial es de 8000 K y es 12 veces más luminosa que el Sol. Su velocidad de rotación es de 218 km/s, 100 veces superior a la del Sol. Además, es una estrella ligeramente variable.[/B]

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Post Schedar (CASIOPEA)

Casiopea es una constelación en forma de W, de cinco estrellas brillantes en la Vía Láctea.

Es una constelación circumpolar del norte, es decir, sólo es visible en el cielo del Hemisferio Norte.

Casiopea es una constelación fácil de encontrar, debido a su gran brillantez de sus estrellas. Además, no da lugar a dudas.

El codo de Casiopea viene señalado por Caph (Beta), una brillante estrella blanca.

Schedar (Alfa) en el hombro de Casiopea, es la estrella más brillante de esa constelación. Es una estrella doble Naranja.

Cih (Gamma) , en la cadera de Casiopea, es una gigante azul variable. De vez en cuando lanza al exterior nubes de gases incandescentes, que la hacen parecer más grande y brillante.

Casiopea era, en la mitología, la reina de Etiopía. Os adjunto el esquema de la constelación:






[B]MAPA DEL CIELO PARA AVISTAR LA CONSTELACION[/B]



[B]LA CONSTELACION...[/B]
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Antiguo 13/01/2014, 12:05   #6
aliciarohail
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Desde 1980 se usa un modelo perfeccionado llamado Soyuz T y desde 1986 el modelo Soyuz TM, diseñado inicialmente durante la construcción y utilización de la estación espacial Mir. En 2002 fue introducida la variante Soyuz TMA, utilizada por Rusia para transportar astronautas hasta la ISS, sirviendo además como vehículo de emergencia para la estación.
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