La astronomía es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes, sus movimientos, los fenómenos ligados a ellos, su registro y la investigación de su origen a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Tolomeo, Copérnico, Santo Tomás de Aquino, Brahe, Kepler, Galileo, Newton, Kant, Kirchhoff y Einstein han sido algunos de sus cultivadores.
Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc. No debe confundirse la astronomía con la astrología. Aunque ambos campos comparten un origen común, son muy diferentes; los astrónomos siguen el método científico, mientras que los astrólogos se ocupan de la supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres. La astrología es una pseudociencia que no tiene en cuenta la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco.
Astronomía visible
La astronomía visible es el área de la astronomía que para estudiar el universo usa luz en una pequeña región del espectro electromagnético, coincidente en su mayor parte con la que el ojo humano puede detectar.
Es la parte más antigua de la astronomía, ya que recién en el siglo XX comenzaron a ser usadas en la investigación astronómica regiones del espectro electromagnético diferentes a la visible.
La principal herramienta que utiliza es el telescopio. Hasta fines del siglo XIX el único detector usado era el ojo humano, pero el advenimiento de la fotografía cambió eso, permitiendo un aumento enorme de la sensibilidad de las observaciones. En vez de la fracción de segundo en que el ojo recibe fotones antes de mandar la señal al cerebro, una placa fotográfica podía ser expuesta durante horas.
Astronomía del espectro electromagnético o radioastronomía
Se han aplicado diversos conocimientos de la física, las matemáticas y de la química a la astronomía. Estos avances han permitido observar las estrellas con muy diversos métodos. La información es recibida principalmente de la detección y el análisis de la radiación electromagnética (luz, infrarrojos, ondas de radio), pero también se puede obtener información de los rayos cósmicos, neutrinos y meteoros.
Estos datos ofrecen información muy importante sobre los astros, su composición química, temperatura, velocidad en el espacio, movimiento propio, distancia desde la Tierra y pueden plantear hipótesis sobre su formación, desarrollo estelar y fin.
Astronomía Teórica
Los astrónomos teóricos utilizan una gran variedad de herramientas como modelos matemáticos analíticos y simulaciones numéricas por computadora. Cada uno tiene sus ventajas. Los modelos matemáticos analíticos de un proceso por lo general, son mejores porque llegan al corazón del problema y explican mejor lo que está sucediendo. Los modelos numéricos, pueden revelar la existencia de fenómenos y efectos que de otra manera no se verían.
Los teóricos de la astronomía ponen su esfuerzo en crear modelos teóricos e imaginar las consecuencias observacionales de estos modelos. Esto ayuda a los observadores a buscar datos que puedan refutar un modelo o permitan elegir entre varios modelos alternativos o incluso contradictorios.
Los cometas
Los cometas son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo órbitas muy elípticas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola o cabellera característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado.
Composición
Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros. Algunas investigaciones apuntan que los materiales que componen los cometas son materia orgánica que son determinantes para la vida, y que esto dio lugar para que en la temprana formación de los planetas estos impactaran contra la tierra y dieran origen a los seres vivos.
Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.
Las colas de los cometas llegan a extenderse de forma considerable, alcanzando millones de kilómetros. En el caso del cometa 1P/Halley, en su aparición de 1910, la cola llegó a medir cerca de 30 millones de kilómetros, un quinto de la distancia de la Tierra al Sol. Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. Se espera que, en promedio, un cometa pase unas 2 mil veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente. A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material.
Estudio de sus características físicas
No fue hasta el periodo de la era espacial en que la composición de los cometas fue probada. A principios del Siglo XIX, un matemático alemán, Friedrich Bessel originó la teoría de que habían objetos sólidos en estado de vaporación: del estudio de su brillosidad, Bessel expusó que los movimientos no-gravitacionales del cometa Encke fueron causados por fuerzas de chorro creadas como material evaporado de la superficie del objeto. Esta idea fue olvidada por más de cien años, y luego Fred Lawrence Whipple independientemente propuso la misma idea en 1950. Para Whipple un cometa es un núcleo rocoso mezclado con hielo y gases es decir utilizando su terminología una bola de nieve sucia. El modelo propuesto por ambos pronto comenzó a ser aceptado por la comunidad científica. Fue confirmado cuando una armada de vehículos espaciales voló a través de la nube luminosa de partículas que rodeaban el núcleo congelado del cometa Halley en 1986 para fotografiar el núcleo y observaron los chorros de material que se evaporaba. Luego la sonda Deep Space 1 voló cerca del cometa Borrelly el 21 de septiembre de 2001, confirmando que las características del Halley son comunes en otros cometas también
Composición
Los cometas están compuestos de agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros. Algunas investigaciones apuntan que los materiales que componen los cometas son materia orgánica que son determinantes para la vida, y que esto dio lugar para que en la temprana formación de los planetas estos impactaran contra la tierra y dieran origen a los seres vivos.
Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.
Las colas de los cometas llegan a extenderse de forma considerable, alcanzando millones de kilómetros. En el caso del cometa 1P/Halley, en su aparición de 1910, la cola llegó a medir cerca de 30 millones de kilómetros, un quinto de la distancia de la Tierra al Sol. Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. Se espera que, en promedio, un cometa pase unas 2 mil veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente. A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material.
Estudio de sus características físicas
No fue hasta el periodo de la era espacial en que la composición de los cometas fue probada. A principios del Siglo XIX, un matemático alemán, Friedrich Bessel originó la teoría de que habían objetos sólidos en estado de vaporación: del estudio de su brillosidad, Bessel expusó que los movimientos no-gravitacionales del cometa Encke fueron causados por fuerzas de chorro creadas como material evaporado de la superficie del objeto. Esta idea fue olvidada por más de cien años, y luego Fred Lawrence Whipple independientemente propuso la misma idea en 1950. Para Whipple un cometa es un núcleo rocoso mezclado con hielo y gases es decir utilizando su terminología una bola de nieve sucia. El modelo propuesto por ambos pronto comenzó a ser aceptado por la comunidad científica. Fue confirmado cuando una armada de vehículos espaciales voló a través de la nube luminosa de partículas que rodeaban el núcleo congelado del cometa Halley en 1986 para fotografiar el núcleo y observaron los chorros de material que se evaporaba. Luego la sonda Deep Space 1 voló cerca del cometa Borrelly el 21 de septiembre de 2001, confirmando que las características del Halley son comunes en otros cometas también
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sábado, 28 de noviembre de 2009
Las estrellas
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de un cúmulo de materia en estado de plasma en un continuo proceso de colapso, en la que interactúan diversas fuerzas que equilibran dicho proceso en un estado hidrostático. El tiempo que tarde en colapsar dicho cúmulo, depende del tiempo en el que las diversas fuerzas dejen de equilibrar la hidrostásis que da forma a la estrella.
Descripcion
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
L=4πR2σTe4
donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en interacción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
Descripcion
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
L=4πR2σTe4
donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, sostienen la hidrostásis del cuerpo y este mantiene su apariencia iridiscente predicho por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se dilatan en el tiempo, las partes más externas del objeto comienzan a fusionar sus átomos. Esta parte más externa, por no estar restringida al mismo nivel que el núcleo, produce un aumento del diámetro. Llegados a cierta distancia, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta fase, el objeto entra en la fase de colapso, por lo que la fuerza de la gravedad (la otra parte en interacción) y las interacciones de fusión en las capas más externas del objeto, producen una constante variación del diámetro, en las que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias en un momento en el que las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de la masa total de la estrella, la fusión de material entrará en su proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el Principio de exclusión de Pauli, produciéndose una supernova.
POST DIARIO DE CANCIONES (I'M YOURS)
Ayer no pude subir video asi qe disculpas por eso =D
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lunes, 9 de noviembre de 2009
POST DIARIO DE CANCIONES (LET IT BE)
A partir dehoy hare un post diario de canciones =D.
Atte.
JuAn PaBl0o
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sábado, 7 de noviembre de 2009
¡¡ INAUGURACION !!
Hola, soy Juan Pablo y esstoy inaugurando este blog para ciencias 2 (fisica) pueden explorar (aunqe solo habra tareas) y divertirse (o fingir qe lo hacen para no hacer sentir mal a nadie)
Atte.
Juan Pablo
=D
Atte.
Juan Pablo
=D
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