{"id":301,"date":"2021-03-09T06:00:30","date_gmt":"2021-03-09T05:00:30","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=301"},"modified":"2021-03-09T06:13:50","modified_gmt":"2021-03-09T05:13:50","slug":"ano-internacional-de-la-astronomia-2009-en-espana-aia-iya2009-13","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2021\/03\/09\/ano-internacional-de-la-astronomia-2009-en-espana-aia-iya2009-13\/","title":{"rendered":"\u00a1El Universo! \u00a1La Naturaleza! \u00a1El conocimiento! \u00a1La ignorancia!"},"content":{"rendered":"

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\"La<\/p>\n

Estamos en la periferia, a 30.000 a\u00f1os luz del centro gal\u00e1ctico<\/p>\n

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Nuestra V\u00eda L\u00e1ctea tiene ya una edad de, aproximadamente, diez mil millones de a\u00f1os, y el Sol tarda unos 250 millones de a\u00f1os en describir una \u00f3rbita completa alrededor del centro. Los procesos de intercambio de materia y energ\u00eda entre nubes interestelares y estrellas pueden parecer lentos seg\u00fan la escala humana del Tiempo, pero sin embargo son r\u00e1pidos seg\u00fan la escala de la propia galaxia.<\/p>\n

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\"LAS<\/p>\n

\"Ecolog\u00edaVerde\"Stephen<\/p>\n

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Otro aspecto clave es que las estrellas tienen distinto tama\u00f1o – o, lo que es m\u00e1s importante, distintas masas -. Cuanto m\u00e1s grande es una estrella (cuanto m\u00e1s cantidad de masa tiene), mayor es su cantidad de reserva de combustible nuclear que ha de consumir (convirtiendo hidr\u00f3geno en helio, por ejemplo) por medio de la fusi\u00f3n nuclear con el fin de mantener su forma, resistiendo su propio peso que genera una fuerza de Gravedad que trata de aplastarla.<\/p>\n

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\"Las\"Las<\/p>\n

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Diagrama Hertzsprung-Russell de pulsaci\u00f3n. Las enanas M est\u00e1n localizadas en la parte inferior de la l\u00ednea diagonal de secuencia principal, en color anaranjado-rojizo. Las ubicaciones de las diferentes clases de estrellas pulsantes est\u00e1n indicadas con elipses rayadas. Fuente: Lars Peter Rasmussen.<\/p>\n

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“Se suele pensar que las estrellas est\u00e1n all\u00e1 arriba en el firmamento, inm\u00f3viles, quemando su combustible nuclear de forma confortable y silenciosa, pero la realidad que hemos descubierto a trav\u00e9s de su observaci\u00f3n es bastante diferente. Las estrellas \u201crespiran\u201d, se \u201ccontorsionan\u201d y \u201cretuercen\u201d de diversas formas, alterando su radio y temperatura superficial, lo que produce cambios peri\u00f3dicos en su luminosidad y velocidad en su superficie, que detectamos con nuestros telescopios e instrumentos. Estos efectos se conocen con el nombre t\u00e9cnico de pulsaciones, u oscilaciones, y la t\u00e9cnica que intenta extraer toda la informaci\u00f3n posible de estas estrellas pulsantes se conoce como astro-sismolog\u00eda o, en el caso espec\u00edfico de nuestro Sol, helio-sismolog\u00eda. La nomenclatura responde a las t\u00e9cnicas utilizadas, an\u00e1logas a las de la sismolog\u00eda terrestre, que extraen informaci\u00f3n de las ondas s\u00edsmicas propag\u00e1ndose en el interior de nuestro planeta para derivar la composici\u00f3n y estratificaci\u00f3n de la Tierra. La astro-sismolog\u00eda analiza las frecuencias de oscilaci\u00f3n de la luz procedente de las estrellas, que son la huella dactilar de la composici\u00f3n qu\u00edmica y estructura del interior estelar, as\u00ed como de otros par\u00e1metros f\u00edsicos fundamentales, como su masa, densidad y edad.”<\/p>\n<\/blockquote>\n

\u00a0 \u00a0Por Cristina Rodr\u00edguez L\u00f3pez (IAA-CSI<\/a>C)<\/p>\n

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\"Curvas<\/p>\n

\u00a0 \u00a0 Curvas de luz de estrellas variables en el c\u00famulo de estrellas M1. Fuente: Lee Jae Woo et al.<\/p>\n

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Esto hace que la estrella sea muy brillante (secuencia principal), pero tambi\u00e9n que est\u00e9 sometida a una combusti\u00f3n temprana. Aunque el Sol tiene una esperanza de vida de unos diez mil millones de a\u00f1os en esta fase estable (ya lleva aproximadamente la mitad), una estrella que tenga el doble de su masa s\u00f3lo podr\u00e1 mantenerse durante la cuarta parte de ese tiempo, y una estrella que tenga 30 veces la masa del Sol vivir\u00e1 s\u00f3lo unos diez millones de a\u00f1os, luciendo un brillo igual a 30.000 soles, pero consumiendo su combustible nuclear con una voracidad impresionante.<\/p>\n

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\"Museo\"Los\"Una\"Esquema<\/p>\n


\nLlegado a ese punto, la estrella se colapsar\u00e1 hacia adentro, implosiona bajo la gravedad de su propio peso, ya que, roto el equilibrio que la manten\u00eda estable entre esas dos fuerzas antag\u00f3nicas de la fusi\u00f3n nuclear y la gravedad, finalizada la primera, la estrella quedar\u00e1 a merced de la segunda que, literalmente la aplastar\u00e1 y comprimir\u00e1 liberando una enorme de energ\u00eda gravitatoria, y, la estrella explotar\u00e1 convirti\u00e9ndose en una supernova.<\/span><\/p>\n

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<\/p>\n

\"72\"Galaxias<\/p>\n

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Galaxias como la V\u00eda L\u00e1ctea, que tienen la caracter\u00edstica de ser espirales con unos brazos bien definidos y visibles porque est\u00e1n rodeadas por estrellas calientes de gran masa que relucen con mucho brillo, y, cuyo significado es que son estrellas j\u00f3venes, ya que no hay estrellas viejas que tengan gran cantidad de masa.<\/p>\n

Dado que una estrella\u00a0suele tardar algo as\u00ed como cien millones de a\u00f1os en recorrer una sola \u00f3rbita por la galaxia, y las estrellas brillantes que borden los brazos espirales brillan intensamente durante s\u00f3lo unos pocos millones de a\u00f1os, quiz\u00e1s diez, se deduce que estas estrellas se forman m\u00e1s o menos donde las vemos ahora. La radiaci\u00f3n ultravioleta, en presencia de nuevas estrellas es abundante.<\/p>\n

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Mec\u00e1nica celeste.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Qu\u00e9<\/p>\n

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<\/strong><\/p>\n

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<\/strong><\/p>\n

Ciencia que estudia las interacciones entre la materia y las fuerzas que act\u00faan sobre ella.\u00a0 La est\u00e1tica se ocupa de la acci\u00f3n de las fuerzas cuando no hay cambios en el momento, mientras que la din\u00e1mica se ocupa de los casos en los que s\u00ed hay cambios en el momento. La cinem\u00e1tica es el estudio de los movimientos de los cuerpos sin referencia a las fuerzas que afectan al movimiento.<\/p>\n

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Estas ciencias cl\u00e1sicas se ocupan de los cuerpos macrosc\u00f3picos en el estado s\u00f3lido, mientras que la mec\u00e1nica de fluidos es la ciencia de las interacciones entre fuerzas y fluidos.<\/p>\n

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Tambi\u00e9n tenemos otras ramas de la mec\u00e1nica, pero aqu\u00ed (f\u00edsica, astronom\u00eda, cosmolog\u00eda), procede explicar solo algunas.<\/p>\n

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Megaparsec.<\/span><\/strong><\/p>\n

Un mill\u00f3n de parsecs (106<\/sup>).<\/p>\n

Microondas.<\/span><\/strong><\/p>\n

Radiaci\u00f3n de radio con longitudes de onda de alrededor de 10-4<\/sup> a 1 metro, iguales a 109 1013<\/sup> hertzios.<\/p>\n

Microondas de fondo.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Radiaci\u00f3n\"La<\/p>\n

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<\/strong><\/p>\n

Referida a la radiaci\u00f3n de fondo de microondas que inunda todo el Universo como consecuencia de la Gran Explosi\u00f3n (Big Bang<\/a>).<\/p>\n

Es is\u00f3tropa, es una emisi\u00f3n, de radio de microondas proveniente de todas las direcciones y que corresponde a una curva de cuerpo negro; sus propiedades coinciden con las predichas por la teor\u00eda del Big Bang<\/a>, como habiendo sido generada por fotones<\/a> liberados del Big Bang<\/a> cuando el Universo ten\u00eda menos de un mill\u00f3n de a\u00f1os de antig\u00fcedad.<\/p>\n

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\"Qu\u00e9\"En<\/p>\n

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La teor\u00eda del Big Bang<\/a> tambi\u00e9n supone la existencia de radiaciones de fondo de neutrinos<\/a> y gravitatoria, aunque a\u00fan no existen los medios para detectarlas.<\/p>\n

Cuando en casa ponemos la tele y no tenemos sintonizada ninguna emisora o canal, lo que aparece en pantalla es lo que familiarmente llamamos “lluvia” que, en realidad es “radiaci\u00f3n de fondo de microondas captada por la antena de nuestra tele”:<\/p>\n

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Minkouski, espacio de. <\/span><\/strong> (continuo espacio-tiempo)<\/p>\n

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\"Espacio\"Cono\"Teor\u00eda<\/p>\n

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Geometr\u00eda que incluye las tres dimensiones espaciales y una cuarta dimensi\u00f3n temporal.\u00a0 En f\u00edsica newtoniana, el espacio y el ran simult\u00e1neos o no era materia que se consideraba como obvia para cualquier observador capacitado.<\/p>\n

En el concepto de Einstein<\/a> del Universo f\u00edsico, basado en el sistema de geometr\u00eda inventado por H. Minkowki (1864-1909), el espacio y el tiempo estaban considerados como enlazados, de manera que dos observadores en movimiento relativo pod\u00edan estar en desacuerdo sobre la simultaneidad de eventos distantes.<\/p>\n

En la Geometr\u00eda de Minkowski<\/a>, un suceso se considera como un punto de universo en un continuo de cuatro dimensiones.<\/p>\n

Minkowski<\/a> fue profesor de Einstein<\/a> al que recordaba como el alumno vago y tarambana que no prestaba la atenci\u00f3n debida en la clase.\u00a0 Sin embargo, cuando cay\u00f3 en sus manos la publicaci\u00f3n de la teor\u00eda de la relatividad<\/a> especial, se dio cuenta al instante de que el Universo ten\u00eda cuatro dimensiones, tres de espacio y una temporal que le inspir\u00f3 su geometr\u00eda del espacio-tiempo.<\/p>\n

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Mol\u00e9cula.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Qu\u00e9<\/p>\n

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Parte\u00a0 m\u00e1s peque\u00f1a de un compuesto, estando una sustancia formada por la combinaci\u00f3n qu\u00edmica de uno o m\u00e1s tipos de \u00e1tomos.\u00a0 Por ejemplo, el agua est\u00e1 constituida por dos \u00e1tomos de Hidr\u00f3geno y un \u00e1tomo de Ox\u00edgeno; por tanto, tiene la f\u00f3rmula H2<\/sub> O.<\/p>\n

Los \u00e1tomos que conforman la mol\u00e9cula est\u00e1n unidos por las interacciones de sus electrones<\/a>.<\/p>\n

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Momento angular.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Momento\"F\u00edsicamente:<\/p>\n

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El producto de una masa por la velocidad angular de un objeto de rotaci\u00f3n; similar al momento lineal.<\/p>\n

En la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica, el momento angular est\u00e1 cuantizado, es decir, se mide en unidades indivisibles equivalentes a la constante de Planck<\/a>, h, dividida por 2 p.<\/p>\n

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Neutrinos.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Francis\"Neutrinos\"<\/p>\n

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Part\u00edculas elementales con carga cero y masa en reposo nula o casi nula.\u00a0 Los neutrinos<\/a> viajan a muy altas velocidades que, si la masa en reposo es cero, igualan la velocidad de la luz.<\/p>\n

Se clasifican como leptones<\/a> y al igual que el grupo de electrones<\/a> (electr\u00f3n<\/a>, mu\u00f3n<\/a> y tan), los neutrinos<\/a> conocidos son: neutrino<\/a> electr\u00f3nico, neutrino<\/a> mu\u00f3nico y el neutrino<\/a> tan\u00f3nico.<\/p>\n

Los neutrinos<\/a> solo tienen una interacci\u00f3n d\u00e9bil con la materia, y consecuentemente los neutrinos<\/a> producidos en las reacciones nucleares de los centros de las estrellas pueden escapar sin colisionar con el material que est\u00e1 en su campo.<\/p>\n

Ernest Ruterford, descubri\u00f3 que casi el cien por cien de la masa de un \u00e1tomo estaba en el n\u00facleo, el resto, m\u00e1s del 90% era espacio vac\u00edo, as\u00ed que, los neutrinos<\/a>, sin masa, atraviesan continuamente, (miles de millones de ellos) el planeta Tierra y tambi\u00e9n nuestros cuerpos, sin tocarnos.<\/p>\n

El Universo, est\u00e1 inmerso en un mar de neutrinos<\/a> que, desde las estrellas, salen despedidas por el espacio de manera isotr\u00f3pica.<\/p>\n

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Neutrones, estrella de.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Astrof\u00edsicos<\/p>\n

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Objeto extremadamente peque\u00f1o y denso que se forma cuando una estrella masiva, al final de la secuencia principal (agotado su combustible nuclear), sufre una explosi\u00f3n de supernova del tipo II.<\/p>\n

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Durante la explosi\u00f3n, el n\u00facleo de la estrella masiva se colapsa bajo su propia gravedad hasta que, el n\u00facleo de la estrella masiva queda comprimido a una densidad de 10-17<\/sup> kg\/m3<\/sup>, los electrones<\/a> y los protones<\/a> est\u00e1n tan juntos, que pueden combinarse para formar neutrones<\/a>.<\/p>\n

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El objeto resultante consistente solo en neutrones<\/a>, se soporta frente a un mayor colapso gravitacional por la presi\u00f3n de degeneraci\u00f3n de los neutrones<\/a>, siempre que su masa no sea mayor que unas dos masas solares (limite de Oppenneimer-Volkff)).<\/p>\n

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\"El<\/p>\n

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Si el objeto fuese m\u00e1s masivo colapsar\u00eda hasta formar un agujero negro<\/a>.<\/p>\n

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Una t\u00edpica estrella de neutrones<\/a>, con una masa poco mayor que la del Sol, tendr\u00eda un di\u00e1metro de solo unos 30 km, y una densidad mucho mayor que la que hab\u00eda en un terr\u00f3n de az\u00facar con una masa igual al de toda la Humanidad.<\/p>\n

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Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones<\/a>, menor es su di\u00e1metro.<\/p>\n

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Se cree que las estrellas de neutrones<\/a> tienen un interior de neutrones<\/a> super-fluidos (es decir, neutrones<\/a> que se compactan como un fluido de viscosidad cero), rodados por una corteza s\u00f3lida de m\u00e1s o menos 1 km. De grosor compuesta de elementos como el hierro.<\/p>\n

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\"Cient\u00edficos<\/p>\n

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Los p\u00falsares<\/a> son estrellas de neutrones<\/a> magnetizadas en rotaci\u00f3n que giran cada unos pocos segundos, siendo este el pulso que se detecta desde la Tierra y de ah\u00ed su nombre, pulsar.<\/p>\n

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Las binarias de rayos X<\/a> masivas tambi\u00e9n se piensa que contienen estrellas de neutrones<\/a>.<\/p>\n

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Newton<\/a>, Ley de gravitaci\u00f3n de.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Ley<\/p>\n

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Existe una fuerza de atracci\u00f3n entre dos cuerpos masivos cualesquiera en el Universo.\u00a0 Para dos cuerpos puntuales de masa m1<\/sub> y m2 <\/sub>separados por una distancia d, la fuerza de atracci\u00f3n F est\u00e1 dada por:<\/p>\n

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g= GM\/d2<\/p>\n

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donde G es la <\/strong>constante gravitacional, M la masa de la Tierra y G la constante gravitacional.<\/p>\n

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Los cuerpos reales que tienen simetr\u00eda esf\u00e9rica act\u00faan como masas puntuales situadas en sus centros de masas.<\/p>\n

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Newton<\/a> ha sido uno de los grandes cient\u00edficos de la Historia de Humanidad a la que \u00e9l, con su genio y talento, ayud\u00f3 a continuar avanzando.\u00a0 Sus contribuciones a la f\u00edsica, las matem\u00e1ticas y la \u00f3ptica, son impagables.<\/p>\n

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Nodo.<\/span><\/strong><\/p>\n

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\"Ondas<\/p>\n

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<\/strong><\/p>\n

    \n
  1. F\u00edsica:\u00a0 Punto de m\u00ednima perturbaci\u00f3n en un sistema de ondas estacionarias.<\/li>\n
  2. Astronom\u00eda: Cualquiera de los dos puntos en los que la \u00f3rbita de un cuerpo celeste intercepta con un plano de referencia, habitualmente en el plano de la ecl\u00edptica o el ecuador celeste.<\/li>\n<\/ol>\n

    emilio silvera.<\/p>\n

    \r\n\t\t\r\n\t\t
    <\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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