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El Maravilloso UniversoGalaxias. Estrellas y el telescopio Hubble

ContenidosArtículos

Telescopio espacial Hubble 1Galaxia 8Edwin Hubble 12Ley de Hubble 14Secuencia de Hubble 19(2069) Hubble 22Nebulosa 22Telescopio 25Astronomía 29Vía Láctea 51Año luz 56

ReferenciasFuentes y contribuyentes del artículo 58Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentes 59

Licencias de artículosLicencia 61

Telescopio espacial Hubble 1

Telescopio espacial Hubble

El telescopio espacial Hubble visto desde el Transbordador espacial Discovery durante la misión STS-82.

Organización NASA/ESA

Régimen de longitud de onda Ultravioleta, visible e infrarrojo cercano

Altitud orbital 600 km

Período orbital 97 min

Fecha de lanzamiento 24 de abril de 1990

Fecha de desactivación Prevista hacia 2014 (incierta)

Masa 11 000 kg

Páginas web http:/ / hubble. nasa. gov http:/ / www. stsci. edu http:/ / www. spacetelescope. org/

Características

Tipo de telescopio Ritchey-Chretien reflector

Diámetro 2,4 m

Área colectora aprox. 4,3 m2

Distancia focal efectiva 57,6 m

Instrumentos actuales (mayo de 2009)

NICMOS Cámara y espectrómetro multi-objeto del infrarrojo cercano

ACS Cámara avanzada para sondeos (parcialmente estropeada)

WFC3 Cámara de gran angular 3

STIS Espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial

COS Espectrógrafo de orígenes cósmicos

FGS Sensores de guiado fino

Telescopio espacial Hubble 2

Imagen de la nebulosa del Águila tomada por el Hubble.

El Telescopio espacial Hubble (HST por sussiglas en inglés) es un telescopio que orbita enel exterior de la atmósfera, en órbita circularalrededor de la Tierra a 593 km sobre el niveldel mar, con un período orbital entre 96 y 97min. Denominado de esa forma en honor deEdwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 deabril de 1990 en la misión STS-31 y como unproyecto conjunto de la NASA y de la ESAinaugurando el programa de GrandesObservatorios. El telescopio puede obtenerimágenes con una resolución óptica de 2.0megapixeles mayor de 0,1 segundos de arco.La ventaja de disponer de un telescopio másallá de la atmósfera radica, principalmente, enque de esta manera se pueden eliminar losefectos de la turbulencia atmosférica,ademastiene el límite de una cancha de futbol comoresolución óptica del instrumento. Además, laatmósfera absorbe fuertemente la radiacióndel planeta tierra en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de lasimágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de laatmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia denubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce lasposibilidades de ubicación de telescopios terrestres.

Una de las características del HST es la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones deservicio (SM, por sus iniciales en inglés). Durante las misiones de servicio se pueden arreglar elementos estropeados,instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Hasta la fecha se han realizado 5 misiones de servicio(SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora másdrástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otrosdos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).

Descripción técnicaEl telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2 m y un diámetromáximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente unfallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramentedesenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importantenegligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema decorrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario (COSTAR [1], iniciales en inglés de Ópticacorrectora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolucióninicialmente previstas.El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo,

Telescopio espacial Hubble 3

el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidadalmacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.

Las misiones de servicioYa desde su diseño, el HST se concibió como un telescopio espacial que podría ser visitado por el transbordadorespacial. Las razones para esa capacidad son:• Poder reparar elementos estropeados. El espacio es un entorno agresivo para un satélite debido al efecto sobre los

elementos electrónicos de las partículas elementales cargadas que se desplazan a gran velocidad y a la posibilidadde impactos con micropartículas. Por ese motivo, estaba claro desde el principio que algunas partes del HSTfallarían en un plazo no muy largo.

• Instalar nuevos instrumentos, ya sean instrumentos científicos u otras partes del telescopio. Dada la rápidaevolución de la tecnología, los detectores u ordenadores (por poner dos ejemplos) disponibles durante la largavida del telescopio son superiores a los que originalmente se instalaron antes de su lanzamiento. Las visitas deltransbordador permite actualizar esos elementos y así mejorar la capacidad del HST.

• Mantener la órbita del telescopio. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue pero no inexistente a esaaltura), el telescopio es frenado muy lentamente y, como consecuencia de la atracción gravitatoria terrestre, pierdealtura. Cada vez que el HST es visitado, el transbordador espacial ha de empujarlo a una órbita ligeramente másalta.

Secuencia de imágenes obtenidas entre 1994 y 1999 por la WFPC2 en las que se ve elmovimiento de un objeto Herbig-Haro.

La primera misión de servicio(SM1)

La primera misión de servicio se llevóa cabo con el transbordador Endeavour(STS-61) en diciembre de 1993 y tuvouna duración de diez días. El plan de laSM1 estuvo fuertemente condicionadopor la aberración esférica detectadatres años antes en el espejo primario.Las dos reparaciones más importantesfueron la sustitución del Fotómetro deAlta Velocidad (HSP, por sus inicialesen inglés) por la óptica correctoraCOSTAR y la instalación de la CámaraPlanetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era elconseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de ObjetosDébiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución oGHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario.Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dosmagnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde sulanzamiento.

La SM1 estuvo rodeada de gran expectación. Por ejemplo, la revista New Scientist declaraba antes de su ejecuciónque constituía “la reparación más ambiciosa de la historia de la aeronáutica”. El éxito de la misión fue total hasta elpunto que el jefe científico del proyecto, Edward J. Weiler, declaró que "el Hubble ha quedado reparado a un gradoque nunca hubiéramos soñado”.

Telescopio espacial Hubble 4

La segunda misión de servicio (SM2)La segunda misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-82) en febrero de 1997. En ellase reemplazaron dos instrumentos preexistentes (el GHRS y el FOS) por otros dos nuevos, el Espectrógrafo deImágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara y Espectrómetro Multi-Objeto del Infrarrojo Cercano(NICMOS), se sustituyó un sistema de almacenamiento de datos en cinta por uno de estado sólido, se reparó elaislamiento térmico y se elevó la órbita del telescopio. El sistema de refrigeración de NICMOS no funcionó de lamanera especificada y eso hizo que su vida útil se redujera de 4,5 a 2 años.

La tercera misión de servicio (SM3A)La tercera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-103) en diciembre de 1999.

La cuarta misión de servicio (SM3B)La cuarta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Columbia (STS-109) en marzo de 2002.

La quinta misión de servicio (SM4)

Hubble 20 años. Nebulosa Carina.

La quinta misión de servicio se llevó acabo con el transbordador Atlantis(STS-125) en mayo de 2009. Ésta fuela última misión de servicio y duró 11días, participaron en ella 7 tripulantescon el objetivo de reparar y añadirnuevos instrumentos al telescopio.

La quinta misión de mantenimiento,prevista para 2006, se cancelóinicialmente pero posteriormente sereinstauró. Con ella, está previsto queel Hubble alcanzará el final de su vidaútil hasta mediados de la década de2010. La fecha exacta del fin del Hubble es incierta, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y elfrenado atmosférico (corregible). La NASA prevé lanzar hacia el 2012 un telescopio de nueva generación (el JamesWebb) para observar en el infrarrojo cercano y medio. El Telescopio Espacial James Webb no es un sustituto delHubble sino un complemento, ya que observa en un rango distinto del espectro electromagnético.

El 14 de junio de 2006 la cámara avanzada para sondeos (siglas en inglés, ACS), uno de los instrumentosconsiderados fundamentales en el telescopio, dejó de funcionar. La causa fue un excesivo voltaje en el circuito dealimentación principal que fue subsanada con la activación del sistema de respaldo. El 30 de junio la ACS volvió afuncionar correctamente. El 31 de octubre de 2006, el Administrador de NASA anunció la aprobación para unamisión de mantenimiento. Esta misión de 11 días de duración tendrá lugar tentativamente en el otoño de 2008 yentraña la instalación de nuevas baterías, de la tercera cámara de gran angular (WFC3) y de un nuevo espectrógrafo(COS), así como la reparación de los giróscopos y posiblemente de STIS.El 27 de enero de 2007, la ACS dejó de funcionar de nuevo debido a un cortocircuito en la misma. En principio, se pensó que el daño era irreversible para todos sus detectores. No obstante, más tarde se consiguió revivir uno de ellos (la SBC) y en la actualidad se está analizando si es posible reparar o no los otros dos (el WFC y el HRC) en la próxima misión de reparación. En la decisión final influirán los nuevos instrumentos que se instalarán en dicha misión (la WFC3 y el COS) y si es preferible reparar la ACS o STIS (existe un tiempo máximo que los astronautas pueden pasar fuera de la nave y la reparación de un instrumento lleva varias horas como mínimo). Mientras tanto, el

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Hubble utilizará los demás instrumentos que están disponibles para investigaciones. [2]

Datos recogidos sobre el origen del universoEl Hubble está logrando que los teóricos se replanteen algunas de sus ideas tocante a la edad del universo. De hecho,el entendimiento actual los ha situado ante una paradoja. Los datos más recientes que ha proporcionado el Hubble,según Wilford, escritor de asuntos científicos del periódico The New York Times, “indican de manera convincenteque el universo puede ser mucho más joven de lo que calculaban los científicos. Tal vez no tenga más de ocho milmillones de años”, en vez de los cálculos anteriores, que le asignaban veinte mil millones. El problema radica en que“se da por seguro que algunas estrellas tienen unos dieciséis mil millones de años”. No es de extrañar que, comosigue diciendo, “el universo parezca querer engañar a los cosmólogos lanzándoles con efecto la pelota de los hechosy demostrando así las lamentables limitaciones de sus conocimientos”. Además agrega: “Los que se dedican alestudio del universo han de aceptar la probabilidad de que, por muy brillantes e ingeniosos que sean, noconseguirán responder muchas preguntas fundamentales”.

Imágenes enviadas

Imagen del cometa Shoemaker-Levy 9 captada con el HST.

No tardó en demostrarse que habíavalido la pena corregir el sistemaóptico. En junio de 1994, la revistaTime publicó que el Hubble habíadescubierto claros indicios en apoyo dela existencia de los agujeros negros. LaNASA anunció que este habíadescubierto una “nube de gases enforma de disco que gira a la vertiginosavelocidad de 1,9 millones de kilómetros por hora”. Se halla a unos 50 millones de años luz, en el centro de la galaxiaM87. Se dice que tiene una masa estimada de entre 2.000 y 3.000 millones de estrellas del tamaño del Sol, perocomprimidas en un espacio del tamaño del sistema solar. Los científicos calculan que el disco de gases tiene unatemperatura de 10.000 grados Celsius. La única explicación que puede darse en la actualidad para este fenómeno esla existencia de una enorme fuerza gravitatoria ejercida por un mastodóntico agujero negro, en torno al cual davueltas el disco.

El Hubble también envió imágenes extraordinarias del cometa Shoemaker-Levy 9 cuando este se dirigía en unatrayectoria autodestructiva a Júpiter, donde se desintegró en julio de 1994. Las imágenes de las galaxias que envía elHubble son de tal nitidez que un científico calificó así el trabajo: “Un ligero cambio en el espejo, un paso gigante enastronomía”. Según la revista Investigación y Ciencia, en la actualidad “la resolución del Hubble decuplica la delmejor instrumento instalado en tierra, y gracias a ello puede observar con claridad un volumen de espacio mil vecesmayor [que otros telescopios]”.

Telescopio espacial Hubble 6

Cifras• En el momento de ser lanzado era del tamaño de un vagón cisterna o de un edificio de cuatro pisos, de 13 metros

de longitud y 4 de diámetro, y un peso superior a las 12 toneladas.• La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del

cielo, que incluye al menos 10.000 galaxias.• El Hubble se encuentra a 593 kilómetros sobre nivel del mar.• Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el

ojo humano tan sólo puede ver unas 6.000 estrellas a simple vista.• Las observaciones del HST, incluyendo unas 500.000 fotografías, ocupan 1.420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34

terabytes).• El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo H.G.S.C. o Hubble Guide

Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos.• El Hubble ha dado la vuelta a la Tierra cada 97 min, viajando casi 3.000 millones de km, una distancia superior a

la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.• Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4.800 artículos

científicos.• El Hubble da una vuelta a la Tierra cada 97 minutos a una velocidad de 28.000 kilómetros por hora.[3] Aun así es

capaz de apuntar a un astro con enorme precisión (la desviación es inferior al grosor de un cabello humano visto auna distancia de un kilómetro y medio).

Galería de imágenes

NGC 6302. Campo Ultra Profundo delHubble.

Nebulosa Keyhole.

Nebulosa del Águila. SN 1006. Galaxias Antennae.

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Galaxia del Sombrero. V838 Monocerotis. Nebulosa Ojo de gato.

Véase también• Cámara Planetaria y de Gran Angular 2• Cámara avanzada para sondeos• Cámara de Gran Angular 3

Enlaces externos• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre el Hubble. Commons• Página en español dedicada al trabajo del Hubble [4]

• Página de la ESA dedicada al Hubble [5].• Página de la NASA dedicada al Hubble [6].• Página Europea para el Telescopio Espacial Hubble [7] (en inglés)• Telescopios en órbita [8] Actividad educativa: Naves Espaciales de la Tierra y la Luna.

Referencias[1] http:/ / hubblesite. org/ the_telescope/ nuts_. and. _bolts/ optics/ costar/[2] En español (http:/ / www. astroenlazador. com/ article. php3?id_article=568) El hubble ha sido declarado el mejor telescopio jamas

construido Agencia Espacial Europea (en inglés) (http:/ / www. esa. int/ esaCP/ SEMGAPSMTWE_index_0. html)

NASA (en inglés) (http:/ / www. nasa. gov/ home/ hqnews/ 2007/ jan/ HQ_0715_Hubble_ACS. html)[3] « El principio del fin del 'Hubble' · ELPAÍS.com (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ principio/ fin/ Hubble/ elpepisoc/

20080910elpepisoc_10/ Tes)».[4] http:/ / www. astroenlazador. com/ hubble. php3[5] http:/ / hubble. esa. int/ science-e/ www/ area/ index. cfm?fareaid=31[6] http:/ / hubblesite. org/[7] http:/ / www. spacetelescope. org/[8] http:/ / celestia. albacete. org/ celestia/ celestia/ naves1/ 10teles. html

Galaxia 8

Galaxia

NGC 4414, una típica galaxia espiral en laconstelación Coma Berenices, cuyo diámetro es

aproximadamente 17.000 parsecs y a unadistancia aproximada de 20 millones de parsecs.

Una galaxia (de la raíz griega galakt-, "lácteo", una referencia anuestra propia Vía Láctea) es un sistema masivo de estrellas, nubes degas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidosgravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia esvariable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012

estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009).Formando parte de una galaxia existen subestructuras como lasnebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a suforma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Unaforma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre,tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienenforma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo.Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxiasirregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxiasvecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir elintenso nacimiento de estrellas. Finalmente hay las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a lasque también se les llama galaxias irregulares.Se estima que existen más de cien mil millones (1011) de galaxias en el universo observable. La mayoría de lasgalaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de unmillón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera unátomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamadoscúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayoresestán dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.

Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de estecomponente no está bien comprendida. Hay evidencias que sugieren la existencia de agujeros negros supermasivosen el núcleo de algunas galaxias. La Vía Láctea, que acoge a nuestro Sistema Solar, parece tener uno de estos objetosen su núcleo.

HistoriaEn 1610, 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, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. 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, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.[1] Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras Vías Lácteas separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias, o universos isla, teóricas serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre

Galaxia 9

Louis Maupertuis describió como pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espaciocelestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil quecualquier otra que conozcamos en el cielo.[2]

M31 o Galaxia de Andrómeda, en la constelaciónde su mismo nombre.

Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no habían sido descubiertas.Charles Messier compiló un catálogo que contenía las 109 nebulosasmás brillantes (objetos celestes de apariencia nebulosa), seguido mástarde por el catálogo, con quinientas nebulosas, elaborado por WilliamHerschel. En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste lepermitió distinguir la nebulosas elípticas de las circulares. Estetelescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir enalgunas 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 Andromedae, en lanebulosa de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos,encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestragalaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichasnovas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de lahipótesis de "universos isla", que sostenía que las nebulosas espirales eran realmente galaxias independientes.

En 1920 ocurrió el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, lasnebulosas espirales y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa,Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha nebulosa eran similares a las nubes de polvo que seobservan en nuestra , Vol. 5 (1925)</ref> Usar un nuevo telescopio le permitió a Hubble resolver las partesexteriores de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudoidentificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas nebulosas:estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación degalaxias, que todavía es usado en nuestros días: la secuencia de Hubble.El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado acabo por William Herschel en 1785,contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando unrefinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulosglobulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con undiámetro aproximado de 70 kiloparecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuentala absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuentaestos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestragalaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.

Velocidad de rotación: A observada, B predicha.

En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia dehidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica degalaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. Elefecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas enla galaxia. Con la mejora de los radio telescopios se han podido trazarnubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias.

Galaxia 10

En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otrosestudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente parasostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materiaobscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades derotación observadas.A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensiblesal infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y laGalaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cincomil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masascompactas.

Tipos de galaxias

Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble.

Las galaxias tienen tres configuracionesdistintas: elípticas, espirales e irregulares. Unadescripción algo más detallada, basada en suapariencia, es la provista por la secuencia deHubble, propuesta en el año 1936. Este esquema,que sólo descansa en la apariencia visual, notoma en cuenta otros aspectos, tales como la tasade formación de estrellas o la actividad delnúcleo galáctico.

Galaxias elípticas

(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuánovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el númeroindica su excentricidad multiplicada por 10.

Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. Enconsecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación deestrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitanen torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de lacoalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra enconglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.

Galaxias espiralesLas galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuestaprincipalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, debrillo variable.• (Sa-d): 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 "d" los más dispersos.• Galaxias lenticulares (S0 y SB0): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como

perteneciente a este tipo.

Galaxia 11

• Galaxias espirales barradas (SBa-d): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculastienen la misma interpretación que las galaxias espirales.

• Galaxias irregulares (Irr): Galaxia de forma espiral, pero que se encuentra deformada de algún modo.

Galaxia NGC 1300. Su espiral tiene 3.000 años luz de diámetro y noposee agujero negro en su centro. Imagen compuesta, tomada por el

Telescopio espacial Hubble.

Galaxias irregulares

Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja enninguna clasificación de galaxias de la secuencia deHubble. 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 algunaestructura pero no lo suficiente para encuadrarlaclaramente en la clasificación de las secuencia deHubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxiairregular que no muestra ninguna estructura que puedaencuadrarla en la secuencia de Hubble.Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse comodI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino muchomayor.Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.

Véase también• Vía Láctea• Galaxia activa• Galaxia Seyfert• Blazar• Quásar• Objeto astronómico• Grupo Local

Enlaces externos• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre galaxias. Commons• Proyecto Celestia [3] Las Galaxias y más allá. Actividad educativa: El Universo.• Astronoo [4] Las Galaxias y montón.• Galaxy Zoo [5] Proyecto voluntario para clasificar las galaxias conocidas.

Referencias[1] Kant, Inmannuel (1755). « Parte uno (http:/ / records. viu. ca/ ~johnstoi/ kant/ kant2e. htm#partone)», Historia general de la naturaleza y

teoría del cielo, traducido al inglés por Ian Johnston.[2] Kant. op. cit.. «There are small places whose light is somewhat more than the darkness of empty celestial space, which all are alike in the fact

that they display more or less open ellipses, but their light is much weaker than any other that we are aware of in the heavens (M. deMaupertuis)»

[3] http:/ / celestia. albacete. org/ celestia/ celestia/ universo/ galaxi3. htm[4] http:/ / www. astronoo. com/ es/ galaxias. html[5] http:/ / galaxyzoo. org

Edwin Hubble 12

Edwin Hubble

Edwin Hubble

Nacimiento 20 de noviembre de 1889Marshfield, Misuri

Fallecimiento 28 de septiembre de 1953 63 añosSan Marino, California

Residencia Estados Unidos

Nacionalidad Estadounidense

Campo Astronomía

Alma máter Universidad de Chicago, Universidad de Oxford

Conocido por Big Bang, Ley de Hubble,Corrimiento al rojo, y la Secuencia de Hubble

Premiosdestacados

Medalla Franklin, Medalla Bruce, Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica

Edwin Powell Hubble (Marshfield, Misuri, 20 de noviembre de 1889 - San Marino, California, 28 de septiembre de1953) fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por haberdemostrado la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble esconsiderado el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchosotros campos.

Primeros añosEdwin Hubble nació en Un lugar del que poco saben, llamado barrio limon.(Misuri) el 20 de noviembre de 1889 ymuere en San Marino, California el 28 de septiembre de 1953. Era un hijo de un abogado y él mismo estabadestinado a ejercer la carrera legal, pero se arrepintió luego de que su padre mandara a la carcel a su esposa por robarlimones al arbol de la ciudad. Cursó estudios en la Universidad de Chicago, centrándose en matemáticas yastronomía. Se licenció en 1910.

Hubble en el Monte WilsonRetornó al campo de la astronomía al incorporarse al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, dondeobtuvo el doctorado en física en 1917. Al volver de su servicio en la primera Guerra mundial, en 1919, le fueofrecido un puesto en el nuevo observatorio del monte Wilson, donde tenía acceso a un telescopio de 254centímetros, por ese entonces, el más potente del mundo, junto a Milton Humason.Al principio de su carrera en el observatorio, su atención fue atraída por las nebulosas. Por entonces, la forma y eltamaño de las galaxias se conocían razonablemente bien, pero no se sabía qué existía más allá de sus límites... si esque existía algo. Al principio del Siglo XX, la palabra galaxia se consideraba intercambiable con Universo.Estaba claro que algunas nebulosas se encontraban en la galaxia y que, básicamente, eran gas iluminado por estrellas en su interior. En 1924 Hubble tuvo éxito al distinguir estrellas en la Nebulosa de Andrómeda. Usando la ley del

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perio-luminosidad de Leavitt, pudo llegar a estimar su distancia, que calculó en 800.000 años luz, ocho veces máslejos que las estrellas más remotas conocidas (más tarde resultaría infravalorada). En los años siguientes, repitió suéxito con nebulosa tras nebulosa dejando claro que la galaxia era una entre toda una hueste de "micro universosaislados". En conclusion, luego deun ataque de obsesiones por los ovnis, dejo todas sus investigaciones, y se dedicoa la Poesìa, teniando un exito sobrepasador.

Hubble en el misterio poético de la Lealtad al señorEmpesando con su obra, Viviendo con mi madre a los 35. Este libro contaba sus intimidades, mientras, eldesocupado Edwin, vivía con su madre, y con sus otros 9 hermanos, Ed, Edwaldo, Edinburgo, Edith, Eduardo,Eduald, and company S.A e Incesto. Este libro, arraso con las ventas, poniendolo en el escritor, mas famoso, delbarrio limon. Luego de este exito, Edwin lanzo a la venta,Organigrama de un mundo que quizas si quizas no, esteperdidoAl ver que durante su excitacion se acrecentaba una apocalipsis hormonal, declaró que tuvo una multiple erreción enel programa de Mirtha Legrand, hablando de su nuevo, exitoso pero polemico libro, Un día de noche, junto a ChichoSmietiuch, ya que en el se denotaba una homosexualidad prominente de la crisis espermatozoidal que ocasion queMirtha Legrand pronuncie las palabras Pócima y Manicomio en menos de un minuto. Edwin, tambien fue elencargado de escribir la biografia completa de 50 hojas de la conocida y generosa Pechblenda En fin, Edwin se cansodel exito, y escribio su ultimo libro, Frases Contemporaneas, donde gano el premio nobel a la literatura, luego deesto, se suicido.

La expansión del UniversoAunque Edwin "sólo" hubiera transformado la imagen del universo, hizo más.Transformo la imagen de la literaturaen si, transformo todo lo que significfaba literatura. En medio siglo transcurrido desde que Huggins registró elcorrimiento hacia el rojo del espectro de Sirio, había registrado múltiples corrimientos al rojo y al azul de variosobjetos del universo.En 1929, Hubble publicó un análisis de la velocidad radial de las nebulosas cuya distancia había calculado; se tratabade sus velocidades respecto a la tierra. Lo que estableció fue que, aunque algunas nebulosas extragalácticas teníanespectros que indicaban que se movían hacia la Tierra, la gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el rojo que solopodían explicarse asumiendo que se alejaban. Más sorprendente fue su descubrimiento de que existía una relacióndirecta entre la distancia de una nebulosa y su velocidad de retroceso. Viera Kaplan y Daniel Heinrich dicen que si elcontinente no se expande no se podría expandir el contenido (Teoría fundamental de las galaxias).Hubble concluyó que la única explicación consistente con los corrimientos hacia el rojo registrados, era que, dejandoaparte a un "grupo local" de galaxias cercanas, todas las nebulosas extragalácticas se estaban alejando y que, cuantomás lejos se encontraban, más rápidamente se alejaban. Esto sólo tenía sentido si el propio universo, incluido elespacio entre galaxias, se estaba expandiendo. Junto a Milton Humason postuló la Ley de Hubble acerca de laexpansión del universo.George Hale, el fundador y director del Observatorio Monte Wilson en las cercanías de Pasadena (California),dependiente del Instituto Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en1953 al sufrir un accidente cerebrovascular. Antes de su muerte, Hubble fue el primero en utilizar el telescopio Haledel Observatorio Palomar.

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ReferenciasAydon, Cyril (2006), Historias curiosas de la ciencia, Ediciones Robinbook. ISBN 84-96222-67-5.

Enlaces externos• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Edwin Hubble.Commons• Biografía de Edwin Hubble. [1]

• Edwin Hubble y la expansión del Universo. [2]

• Who Was Edwin Hubble? [3] (en inglés)

Referencias[1] http:/ / www. astrocosmo. cl/ biografi/ b-e_hubble. htm[2] http:/ / www. astromia. com/ biografias/ hubble. htm[3] http:/ / www. aip. org/ history/ cosmology/ ideas/ hubble. htm

Ley de HubbleLa ley de Hubble es una ley de cosmología física que establece que el corrimiento al rojo de una galaxia esproporcional a la distancia a la que ésta se encuentra.La ley fue formulada por Edwin Hubble y su colaborador Milton Humason en 1929[1] después de cerca de unadécada de observaciones. Es considerada como la primera evidencia observacional del paradigma de la expansión deluniverso y actualmente sirve como una de las piezas más citadas como prueba de soporte del Big Bang, según la Leyde Hubble, una medida de la inercia de la expansión del universo viene dada por la Constante de Hubble. A partir deesta relación observacional se puede inferir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a sudistancia, relación más general que se conoce como relación velocidad-distancia y que a veces es confundida con laley de Hubble. Los cálculos más recientes de la constante, utilizando los datos del satélite WMAP, empezaron en2003, permitieron dar el valor de 71 ± 4(km/s)/Mpc para esta constante. En 2006 los nuevos datos aportados por estesatélite dieron el valor de 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2. De acuerdo con estos valores, el universo tiene una edadpróxima a los 14.000 millones de años. En agosto de 2006, una medida menos precisa se obtuvo independientementeutilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra orbital de la NASA: 77 ± 15%(km/s)/Mpc.[2]

HistoriaUna década antes de que Hubble hiciera sus observaciones, varios físicos y matemáticos habían establecido unaconsistente teoría de la relación entre el espacio y el tiempo utilizando las ecuaciones de campo de Einstein de larelatividad general. Aplicando los principios generales a la naturaleza del universo se produjo una solución dinámicaque chocó con la entonces prevaleciente noción de un universo estático.En 1922, Alexander Friedmann halló sus ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein,demostrando que el universo se puede expandir a una velocidad calculable por las ecuaciones.[3] El parámetroutilizado por Friedman es conocido actualmente como el factor de escala con el que puede ser considerada como unaforma invariante en escala de la constante de proporcionalidad de la ley de Hubble. Georges Lemaîtreindependientemente encontró una solución similar en 1927. Las ecuaciones de Friedmann se obtienen insertando lamétrica de un universo homogéneo e isótropo en las ecuaciones de campo de Einstein para un fluido con unadensidad y una presión dada. Esta idea de un espacio-tiempo expandiéndose eventualmente conduciría a las teoríascosmológicas del Big Bang y del Estado Estacionario.

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Antes de la aparición de la cosmología moderna, había una gran discusión sobre el tamaño y la forma del universo.En 1920, tuvo lugar el famoso debate Shapley-Curtis entre Harlow Shapley y Heber D. Curtis sobre el tema. Shapleyapoyaba la idea de un pequeño universo del tamaño de la Vía Láctea y Curtis argumentaba que el universo eramucho mayor. El objeto del debate sería resuelto en la década siguiente con las observaciones mejoradas de Hubble.Edwin Hubble pasó gran parte de su trabajo profesional en la astronomía observacional en el Observatorio MonteWilson, el telescopio más potente del mundo del momento. Sus observaciones de las estrellas variables cefeidas ennebulosas espirales le permitían calcular las distancias a estos objetos. Sorprendentemente, estos objetos se descubrióque estaban a distancias que les ubicaban fuera de la Vía Láctea. Las nebulosas fueron descritas por primera vezcomo "islas de universos" y fue sólo después del descubrimiento de la "galaxia" moniker que se aplicaría a ellas.En los años 20, Hubble combinó estas medidas de distancias de galaxias con las medidas de Vesto Slipher a partirdel corrimiento al rojo debido a la recesión o alejamiento relativo entre ellas según el Efecto Doppler, Hubbledescubrió entre ambas magnitudes una relación lineal, es decir, cuanto más lejos se halla una galaxia, mayor es sucorrimiento al rojo. Al coeficiente de proporcionalidad se lo denomina Constante de Hubble, H0 Aunque había unadispersión considerable (ahora se sabe que es causada por la velocidad peculiar), Hubble pudo dibujar una tendencialineal de 46 galaxias que él había estudiado y obtuvo un valor para la constante de Hubble de 500 km/s/Mpc (muchomayor que el valor aceptado actualmente debido a los errores en sus calibraciones de la distancia). En 1958, seobtuvo la primera gran estimación de H0, 75 km/s/Mpc, fue publicada por Allan Sandage.Hubble interpretó esta relación como una prueba de que el universo estaba en expansión. Posteriormente, losmodelos teóricos cosmológicos basados en la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein permitieronexplicar esta expansión, ya que surge de forma natural a partir las ecuaciones de campo de la teoría. El propioEinstein, quien creía en un principio en un universo estático, introdujo de forma artificial un término extra a estasecuaciones, denominado constante cosmológica, para evitar el fenómeno de la expansión. Tras los resultadospublicados por Hubble, Einstein se retractó y retiró este término, al que denominó "el mayor error de mi carrera".Einstein haría un famoso viaje a Monte Wilson en 1931 para agradecer a Hubble que proporcionara las basesobservacionales de la cosmología moderna.

El valor de la constante de Hubble y la edad del universoDurante el siglo XX, una de las prioridades de la cosmología fue el cálculo de la Constante de Hubble. Los primeroscálculos realizados por Hubble se basaban en los datos de corrimiento al rojo de 46 galaxias, dando un valor de unos500 km/s/Mpc, según los cuales el universo tendría sólo 2000 millones de años, un valor insuficiente ya en esaépoca, pues por los isótopos de las rocas se sabía que la edad de la Tierra era de unos 4500 millones de años. En1956, Allan Sandage determinó el valor en 180 km/s/Mpc. Dos años después, el propio Sandage publicó un artículocon el valor de 75 (km/s)/Mpc, muy cercano al valor actual. Sin embargo, a principios de los 70 el valor estimado deH0 variaba desde los 50 km/s/Mpc, hasta los 100 km/s/Mpc, según el método empleado. Según estos datos, la edadestimada del universo iba desde los 10.000 millones de años hasta los 20.000 millones de años aproximadamente.Evidentemente, se trataba de una incertidumbre excesiva que era preciso corregir. Los errores en la estimación de H0se debían principalmente a limitaciones instrumentales, por lo que cuando se lanzó el Telescopio Espacial Hubble,una de sus prioridades fue la determinación de H0, en el marco del denominado Hubble Space Telescope KeyProject, aprovechando las excepcionales capacidades de este intrumento. En 2001 se publicaron los resultados deeste proyecto tras varios años de estudio, arrojando un valor para H0 de 72±8 km/s/Mpc, según el cual la edad deluniverso debía ser de unos 10.000 millones de años, insuficiente para dar cuenta de las estrellas más antiguas de loscúmulos globulares, con una edad de unos 14.000 millones de años. Sin embargo, al mismo tiempo, observacionesde supernovas lejanas revelaron que existe algún otro factor que impulsa la expansión del universo que se hadenominado energía oscura. En concreto, la expansión del universo se está acelerando debido a la acción de laenergía oscura, por lo que la edad del universo teniendo en cuenta esta aceleración se acerca a los 14.000 millones deaños, lo que está de acuerdo con la edad de las estrellas más antiguas.

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En 2001 fue lanzado el satélite WMAP destinado al estudio de la radiación de fondo de microondas. Esta radiaciónaporta datos sobre el universo primigenio, incluyendo el valor de H0, por lo que al estudiarla los cosmólogosdisponen de un segundo método alternativo al corrimiento al rojo de galaxias para el cálculo de H0 En 2003 sepublicaron los primeros resultados del WMAP que daban un valor de 71±4 (km/s)/Mpc para H0 En 2006, análisismás detallados de los datos han permitido estimar H0 en 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2, siendo ésta la medida de laConstante de de Hubble de mayor precisión obtenida hasta la fecha.También en 2006 el telescopio espacial de rayos X Chandra calculó H0 mediante otro método independiente,obteniendo el valor de 77 km/s/Mpc.El 5 de mayo de 2009, un equipo liderado por Adam Riess, utilizando el Telescopio Hubble, anunció una mediciónque arrojaba un valor para la constante de 74.2 +/-3.6 km/s/megapársec. Esta medición tiene un margen de errorinferior al 5%.[4] [5]

Expresión matemática de la Ley de Hubble

El destino final del universo y la edad del universo pueden ser obtenidas midiendo laconstante de Hubble actual y extrapolando con el valor observado del parámetro de

deceleración, caracterizado de forma única por valores de parámetros de densidad ( ).Un así llamado "universo cerrado" ( ) va hacia un final tipo Big Crunch y es

considerablemente más joven que su edad de Hubble. Un "universo abierto" ( )se expande para siempre y tiene una edad que está cerca de su edad de Hubble. Para eluniverso acelerante en el que habitamos, la edad del universo está coincidentemente

cercana a la edad de Hubble.

La ley de Hubble puede escribirse:c z=H

0 D, siendo

z el corrimiento al rojo, unnúmero adimensional.

c la velocidad de la luzD la distancia actual a lagalaxia (en mega pársecMpc).

H0 la constante de Hubbleen el momento de laobservación

Y la relación velocidad-distancia --másgeneral y muchas veces confundidacon la ley de Hubble-- puedeformularse como

v=H D, siendov la velocidad de recesióndebida a la expansión deluniverso (generalmente en km/s)

D la distancia actual a la galaxia (en mega pársec Mpc).H la constante de Hubble

La relación velocidad-distancia puede derivarse suponiendo que el universo es homogéneo (las observacionesrealizadas desde todos los puntos son las mismas) y se expande (o contrae).Estrictamente hablando, ni v ni D en la fórmula son directemente observables, porque desde el momento en que fueemitida la luz hasta el momento de la observación el universo se ha cambiado de tamaño. Para galaxias relativamentecercanas (z es mucho menor que la unidad), v y D no habrán cambiado mucho y v se puede estimar utilizando lafórmula donde c es la velocidad de la luz. Ésta es de hecho la relación empírica encontrada por Hubble. Para galaxiasdistantes, v (o D) no se puede calcular a partir de z sin especificar un modelo detallado de cómo cambia

H con el tiempo. El desplazamiento al rojo no está directamente relacionado con la velocidad de recesión en el momento en que la luz salió, pero tiene una interpretación simple: (1 + z) es el factor por el que el universo se ha

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expandido mientras el fotón estaba viajando hacia el observador.Si se utiliza la ley de Hubble para determinar distancias, sólo se puede utilizar la velocidad debida a la expansión deluniverso. Como las galaxias interaccionando gravitacionalmente se mueven relativamente las unas con las otrasindependientemente de la expansión del universo, estas velocidades relativas, llamadas velocidades peculiares,necesitarían tenerse en cuenta para aplicar la ley de Hubble correctamente. Si la velocidad peculiar de una galaxia esV entonces la relación velocidad-distancia debe escribirse

v=H D + V

El valor del parámetro de Hubble cambia con el tiempo aumentando o disminuyendo dependiendo del signo delllamado parámetro de deceleración que es definido por:

Podemos definir la "edad de Hubble" (también conocido como el "tiempo de Hubble" o el "periodo de Hubble") deluniverso como 1/H0, o 978000 millones de años/[H0/(km/s/Mpc)]. La edad de Hubble es de 14000 millones de añospara H0=70 km/s/Mpc, o 13800 millones de años para H0=71 km/s/Mpc. La distancia a una galaxia esaproximadamente zc/H0 para pequeños desplazamientos al rojo z y expresando c como 1 año luz por año, estadistancia puede espresarse simplemente como z veces 13800 millones de años luz.Durante mucho tiempo se pensó que q era positiva, indicando que la expansión se estaba ralentizando debido a laatracción gravitacional. Esto implicaría una edad del universo menor que 1/H (que es de unos 14000 millones deaños). Por ejemplo, un valor de q de 1/2 (considerado por muchos teóricos) daría una edad del universo de 2/(3H). Eldescubrimiento en 1998 que q es aparentemente negativo significa que el universo podría realmente ser más viejoque 1/H. De hecho, las estimaciones de la edad del universo están, casualmente, muy cercanas a 1/H.

Notas adicionalesLa distancia D a galaxias cercanas se puede estimar por ejemplo comparando su brillo aparente, con su brilloabsoluto teórico.• En cualquier caso, D ha de ser la distancia actual a la galaxia, no la que existía cuando la galaxia emitió la luz que

hoy recibimos. Esta distancia es en realidad imposible de observar directamente. Se deduce a partir de losmodelos teóricos y de la observación del brillo aparente.

La velocidad v se define como la tasa de variación de la distancia D con el tiempo.• La relación velocidad-distancia es estrictamente válida para cualquier distancia mientras que la ley de Hubble es

una aproximación válida para galaxias relativamente cercanas donde la velocidad puede determinarse mediante elcorrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ≈ zc; siendo c la velocidad de la luz. Sin embargo, tan sólo debeconsiderarse la velocidad debida a la expansión del universo, al margen de otros movimientos relativos de lasgalaxias (movimiento peculiar).

Los sistemas con ligaduras gravitacionales, como las galaxias o el Sistema Solar, no se encuentran sujetos a la ley deHubble y no se expanden.

Medición de la constante de HubblePara mucha gente de la segunda mitad del siglo XX el valor de se estima que está entre 50 y 90 (km/s)/Mpc. El valor de la constante de Hubble fue el tema de una larga y más bien encarnizada controversia entre Gérard de Vaucouleurs que reivindicaba un valor en torno a 100 y Allan Sandage que reivindicaba un valor cerca de 50. En 1996, un debate moderado por John Bahcall entre Gustav Tammann y Sidney van den Bergh fue mantenido de la misma manera que el anterior debate entre Shapley y Curtis sobre estos dos valores competidores. Esta diferencia fue resuelta parcialmente con la introducción del Modelo Lambda-CDM del universo a finales de los años 1990. Con

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las observaciones de este modelo de los cúmulos de alto corrimiento al rojo a longitudes de onda de microondasutilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas y todas lasexpediciones ópticas dieron un valor en torno a 70 para la constante. En particular el telescopio espacial Hubble(conducido por la doctora Wendy L. Freedman, de los Observatorios Carnegie) dieron la resolución óptica másexacta en mayo de 2001 con su estimación final de 72±8 (km/s)/Mpc, consistente con una medida de basada en lasobservaciones del efecto Sunyaev-Zel'dovich de muchas agrupaciones galácticas teniendo una exactitud similar. Lamayor exactitud en la resolición del fondo cósmico de microondas ha sido 71±4 (km/s)/Mpc, por el WMAP en 2003y 70(+2.4,-3.2) (km/s)/Mpc, para las medidas de 2006. En agosto de 2006, utilizando el Observatorio de rayos XChandra de la NASA, un equipo del Marshall Space Flight Center encontró que la constante de Hubble valía 77(km/s)/Mpc, con una incertidumbre de aproximadamente el 15%.[6] La consistencia de las medidas de todos estosmétodos se presta al soporte del valor medido de y del modelo Lambda-CDM. En el sistema métrico decimal, es deunos 2.3×10-18 s-1, esto no debería escribitse en Hz ya que la cantidad no es una frecuencia.Un valor para medido de las observaciones del candela estándar de las supernovas Tipo Ia, que en 1998 se hallóque era negativa, sorprendió a muchos astrónomos con la implicación de que la expansión del universo actualmentese está "acelerando" (aunque el factor de Hubble sigue decreciendo con el tiempo.

Referencias• Kutner, Marc (2003). Cambridge University Press (ed.). Astronomía: Una Perspectiva Física. ISBN 0-521-52927-1.• Hubble, E.P.., La Aproximación Observacional a la Cosmología (Oxford, 1937)

Enlaces externos• Adsabs.Harvard.edu [7] (Freedman y colaboradores: «Resultados finales del telescopio espacial Hubble para medir

la constante de Hubble». En Astrophysical Journal, volumen 553, número 1, pp. 47-72).• Astronomia.net [8]

• Cas.Sdss.org [9] (el proyecto del diagrama de Hubble).• Cfa-www.Harvard.edu [10] (historia de la constante de Hubble, por John Huchra).• Ipac.CalTech.edu [11] (el proyecto clave de Hubble]

Referencias[1] Hubble, Edwin, " Una Relación entre la Distancia y la Velocidad Radial entre Nebulosas Extra-Galácticas (http:/ / adsabs. harvard. edu/

cgi-bin/ nph-bib_query?bibcode=1929PNAS. . . 15. . 168H& amp;db_key=AST& amp;data_type=HTML& amp;format=&amp;high=42ca922c9c30954)" (1929) Proceedings de la Academia Nacional de Ciencias de EEUU", Volumen 15, Número 3, pp. 168-173 (Artículo completo (http:/ / www. pnas. org/ cgi/ reprint/ 15/ 3/ 168), PDF)

[2] « Chandra Confirma la Constante de Hubble (http:/ / www. universetoday. com/ 2006/ 08/ 08/ chandra-confirms-the-hubble-constant/ )».Consultado el 04-07-2007.

[3] Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377-386 (traducción al inglés en: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.)[4] Adam G. Riess (marzo de 2009). « A Redetermination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope from a Differential Distance

Ladder (http:/ / arxiv. org/ abs/ 0905. 0695)» (en inglés). Consultado el 9 de mayo de 2009.[5] « Los astrónomos se acercan a la energía oscura con una constante de Hubble refinada (http:/ / www. cienciakanija. com/ 2009/ 05/ 08/

los-astronomos-se-acercan-a-la-energia-oscura-con-una-constante-de-hubble-refinada/ #more-3268)» (2009). Consultado el 9 de mayo de2009.

[6] Chandra independientemente determina la constante de Hubble (http:/ / www. spaceflightnow. com/ news/ n0608/ 08hubbleconstant/ ) enSpaceflight Now

[7] http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ nph-bib_query?2001ApJ. . . 553. . . 47F[8] http:/ / www. astronomia. net/ cosmologia/ Hubble. htm[9] http:/ / cas. sdss. org/ dr3/ en/ proj/ advanced/ hubble/[10] http:/ / cfa-www. harvard. edu/ ~huchra/ hubble/[11] http:/ / www. ipac. caltech. edu/ H0kp/ H0KeyProj. html

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Secuencia de HubbleLa secuencia de Hubble es una clasificación de tipos de galaxias desarrollada por Edwin Hubble en 1936. Tambiénse la conoce como diagrama diapasón a consecuencia de la forma de su representación gráfica. Los tipos degalaxias se dividen como sigue:

Diagrama en diapasón de la secuencia de Hubble.

• Galaxias elípticas (E0-7) tienenforma elíptica, con una distribuciónbastante uniforme de las estrellaspor todas partes. El número indicael grado de excentricidad: lasgalaxias E0 son casi redondas,mientras E7 son muy aplanadas. Elnúmero indica solo la apariencia dela galaxia en el cielo, no sugeometría real.

• Galaxias lenticulares (S0 y SB0)parecen tener una estructura dedisco con una concentración deestrellas central proyectándose deél. No muestran ninguna estructuraespiral.

• Galaxias espirales (Sa-d) tienenuna concentración de estrellascentral y un disco aislado quepresenta brazos espirales. Losbrazos están centrado alrededor dela protuberancia, variando de losmuy arremolinados y poco definidos (Sa) a los muy sueltos y definidos (Sc y Sd). Asimismo, mientras que en lasprimera la concentración central es muy pronunciada, en estos últimos lo es bastante menos, y -salvoexcepciones- la cantidad de estrellas jóvenes y la proporción de gas van aumentando a lo largo de la secuencia.

• Galaxias espirales barradas (SB0/a-d) tienen una estructura en espiral, similar a las galaxias espirales pero losbrazos se proyectan desde el final de una "barra" central en lugar de emanar de una concentración central, comocintas en los extremos de una batuta. De nuevo, SBa a SBd indica como de arremolinados están estos brazos y elgrado de desarrollo de la concentración central y -de nuevo, salvo excepciones- al ir progresando en la secuencia,la cantidad de gas y estrellas jóvenes va aumentando.

• Galaxias espirales intermedias (SAB0/a-c) tienen una morfología intermedia entre las galaxias espirales y lasgalaxias espirales barradas.

• Galaxias irregulares (Irr) se dividen en Irr-I, que muestran estructura espiral deformada, e Irr-II para las galaxiasque no encajan en ninguna otra categoría.

Secuencia de Hubble 20

Propiedades conocidas de las galaxias

Tipo degalaxia

Masa (Masassolares)

Luminosidad (Luminosidadsolar)

Diámetro(kpc)

Población estelar Porcentaje de galaxiasobservadas

Espiral /Espiral barrada

109 a 1011 108 a 1010 5-250 disco: Población Iaureola:PoblaciónII

77%

Elíptica 105 a 1013 105 a 1011 1-205 Población II 20%

Irregular 108 a 1010 107 a 109 1-10 Población I 3%

Hubble basó su clasificación en fotografías de las galaxias tomadas con telescopios de la época. Al principio creyóque las galaxias elípticas eran una forma inicial, que posteriormente evolucionaba a espirales; nuestro conocimientoactual sugiere que la situación es más o menos opuesta, no obstante esta creencia dejó su impronta en la jerga de losastrónomos que aun hablan de "tipo primitivo" o "tipo avanzado" de galaxias de acuerdo a si la galaxia aparece a laizquierda o la derecha del diagrama.Observaciones más recientes nos han dado la siguiente información sobre estos tipos:• Las galaxias elípticas suelen tener poco gas y polvo y están compuestas principalmente de estrellas antiguas.• Las galaxias espirales tienen abundantes existencias de gas y polvo, y tienen una mezcla de estrellas antiguas y

jóvenes.• Las galaxias irregulares son ricas en gas, polvo y estrellas jóvenes.A partir de esto, los astrónomos han construido una teoría de la evolución galáctica que sugiere que las elípticas sonresultado de la colisión entre galaxias espirales o irregulares, que las priva de gran parte del gas y polvo y hace quelas órbitas de las estrellas sean aleatorias. Ver formación y evolución de galaxias.Clasificaciones posteriores

Después de aparecida ésta secuencia, aparecieronrefinamientos de ésta, tanto por el propio Hubble cómopor otros autores (en especial, el astrónomo Gerard deVaucouleurs), sobre todo en lo referido a laclasificación de las galaxias espirales, introduciéndoselos tipos intermedios E+ (galaxias con característicasintermedias entre las elípticas y las lenticulares), S0-

(galaxias lenticulares sin estructuras, sólo distinguiblesde una elíptica mediante un estudio detallado), S00

(galaxias lenticulares con cierta estructura), S0+

(galaxias intermedias entre una lenticular y una Sa),Sab (entre Sa y Sb), Sbc (entre Sb y Sc), y Scd (entreSc y Sd), así cómo la clasificación "Pec" (peculiar) paraaquellas galaxias inclasificables (por ejemplo, M82) ylas galaxias enanas -con una "d" antes del tipo de lagalaxia, y sólo para elípticas, lenticulares, eirregulares-. La más elaborada es la elaborada por el yamencionado Gerard de Vaucouleurs en 1959. En ella,se extendió la clase Sd incluyendo los tipos Sdm y Sm,así cómo siendo reemplazado el tipo Irr -salvo paragalaxias irregulares enanas (dIrr)- por los tipos I(m) e IB(m), éstos para galaxias irregulares con incipiente estructuraespiral y/o barra, cómo las Nubes de Magallanes, y finalmente el tipo I0 para galaxias cómo la ya mencionada M82.

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Ya que bastantes galaxias espirales presentan características intermedias entre las espirales normales (clasificadascómo SA) y las barradas (clasificadas aquí cómo SB), se introdujeron las galaxias de tipo SAB, que son intermediasentre las espirales normales y las barradas. En éste sistema, esto es lo primero que se pone.También se ha tenido en cuenta la presencia de anillos internos en algunas galaxias. Las galaxias sin anillo interno seclasifican añadiendo a continuación del tipo de galaxia según tiene barra ó no "(s)". Si existe un anillo interno maldefinido, "(rs)". Si existe un anillo bien definido, "r". Además, si la galaxia tiene un anillo que la rodea antes de laclasificación según la barra ó no se pone una "R"; si el anillo es un anillo falso, se pone "R1".De Vaucouleurs ha representado éste sistema de dos maneras: de manera tridimensional para todos los tipos degalaxias y cómo una rueda para las espirales y lenticulares (ver enlaces externos).Algunos ejemplos de galaxias espirales ó lenticulares brillantes clasificadas con éste sistema son (datos tomados deNASA/IPAC Extragalactic Database [1]):Galaxia de Andrómeda:SA(s)b (quizás SB(s)b debido a la presencia de una barra)Galaxia del Triángulo:SA(s)cdM77: (R)SA(rs)bM81: SA(s)abM85: SA(s)0+ pecM88: SA(rs)bM90: SAB(rs)abM95: SB(r)bNGC 1023: SB(rs)0-

NGC 2841: SA(r)bNGC 2903: SB(s)dNGC 3115: SA(s)O-

NGC 4526: SAB(s)00

NGC 6946: SAB(rs)cdNGC 7331: SA(s)b

Enlaces externosCLASSIFICATION AND STELLAR CONTENT OF GALAXIES (en inglés) [2]

Referencias[1] http:/ / nedwww. ipac. caltech. edu[2] http:/ / nedwww. ipac. caltech. edu/ level5/ Sandage/ Sandage_contents. html

(2069) Hubble 22

(2069) HubbleEl 2069 Hubble es un asteroide del Cinturón de asteroides descubierto por los astrónomos de la Universidad deIndiana el 29 de marzo de 1955.Fue llamado así en honor de Edwin Hubble.Se encuentra a una distancia de 3.731 UA en Afelio y de 2.609 UA en Perihelio. Tiene un diámetro de 34,5 km y unamasa de 4,3×1016 kg.

Nebulosa

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Nebulosa Trífida (M20).

Las nebulosas (nebula singular, nebulae plural,en latín e inglés) son regiones del mediointerestelar constituidas por gases(principalmente hidrógeno y helio) y polvo.Tienen una importancia cosmológica notableporque muchas de ellas son los lugares dondenacen las estrellas por fenómenos decondensación y agregación de la materia; enotras ocasiones se trata de los restos de estrellasya extintas.

Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes selocalizan en los discos de las galaxias espirales yen cualquier zona de las galaxias irregulares,pero no se suelen encontrar en galaxias elípticaspuesto que éstas apenas poseen fenómenos deformación estelar y están dominadas por estrellasmuy viejas. El caso extremo de una galaxia conmuchas nebulosas sufriendo intensos episodiosde formación estelar se denomina galaxiastarburst.

Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de aparienciadifusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por lagravedad) son llamadas impropiamente nebulosas; se trata de una herencia de la Astronomía de siglo XIX que hadejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.

Las nebulosas se pueden clasificar en tres grandes categorías según la naturaleza de su emisión (o falta de ella):

Nebulosa 23

Nebulosas oscurasUna nebulosa oscura (también llamada nebulosa de absorción), es una acumulación de gas o polvo interestelar norelacionado con ninguna estrella o alejado de éstas, de tal forma que no es perturbada por su energía, por lo que supresencia sólo puede ser advertida por contraste con un fondo estelar poblado o una nebulosa de emisión másalejados.En este caso la nebulosa no emite ni refleja ninguna luz por estar lejos de las estrellas, pero sí absorbe la luz deobjetos que están detrás de ella. Por lo tanto, su existencia se deduce por la presencia de una región oscura quedestaca sobre el fondo de cielo estrellado. Un ejemplo típico es la denominada Saco de Carbón en la constelación dela Cruz del Sur, y también es muy famosa la nebulosa Cabeza de Caballo, en la constelación de Orión. Numerosasnebulosas oscuras pueden asimismo observarse por sobre la franja brillante de la Vía Láctea que atraviesa el cielo.

Nebulosas de reflexiónEstas nebulosas reflejan la luz de estrellas cercanas que no son lo suficientemente calientes como para emitir laradiación ultravioleta necesaria para excitar el gas de la nebulosa. Generalmente, estas nebulosas están formadas porlos residuos del gas que dio origen a la estrella, y su espectro es similar al de las estrellas cuya luz reflejan. El casomás representativo es la nebulosa en torno de la estrella Mérope en el cúmulo abierto de las Pléyades (M45).

Nebulosas de emisión

Fantástica imagen de la Nebulosa del Águila (M16).

En este caso, el más común, el gas quecompone la nebulosa brilla comoconsecuencia de la transformación que sufrepor la intensa radiación ultravioleta deestrellas vecinas calientes. En astrofísicaestos objetos se denominan regiones H II yson fundamentales a la hora de analizar lacomposición química y las propiedadesfísicas de las nebulosas (y de las galaxias enlas que se encuentran) gracias al análisis desu espectro, compuesto por multitud delíneas de emisión de los elementos químicosque albergan. La línea de emisión másbrillante e importante es H-alfa (de la seriede Balmer del hidrógeno), localizada en lazona roja del espectro (a 6562,82 Å), siendoéste el motivo por el que dicho color domineen las imágenes tradicionales de nebulosasde emisión. Pero también se detectan líneasde emisión de helio, oxígeno, nitrógeno,azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupostotalmente distintos.

1) Las nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar, es decir, en presencia de estrellas muyjóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación (plópidos y objetos Herbig-Haro) y a nubesmoleculares. El caso más famoso es la Nebulosa de Orión (M42), la más cercana a la Tierra, pero otros ejemplos

Nebulosa 24

destacables son la Nebulosa del Águila (M16, en la constelación de la Serpiente), la Nebulosa Trífida (M20, enSagitario) o la Nebulosa de la Laguna (M8, también en Sagitario).2) Las nebulosas de emisión asociadas a estrellas moribundas o ya extintas se denominan nebulosas planetarias yrestos de supernova. Las primeras no tienen nada que ver con los planetas: son las envolturas de estrellas de masabaja o intermedia expulsadas al espacio al final de sus ciclos evolutivos. En ellas, el gas es excitado por un objetomuy pequeño y caliente, una enana blanca, que es el núcleo expuesto de la estrella muerta. Ejemplos conocidos deeste tipo de nebulosa son la Nebulosa del Anillo (M57, en la Lira) y la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293, enAcuario).El resto (o «remanente») de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellasmasivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova,como por la emisión de una posible estrella de neutrones (un púlsar) en su seno. Tal vez ejemplo más famoso deresto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro).

Véase también• Nebulosa protosolar

Enlaces externos• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Nebulosas. Commons• Proyecto Celestia [1] Actividad educativa: El Universo• grin.hq.nasa.gov/BROWSE/gallaxies.html [2]

[1] http:/ / celestia. albacete. org/ celestia/ celestia/ universo/ universo. htm[2] http:/ / grin. hq. nasa. gov/ BROWSE/ gallaxies. html

Telescopio 25

Telescopio

Telescopio en el Observatorio de Niza.

Se denomina telescopio (del griego τῆλε "lejos" y σκοπέω"ver") al instrumento óptico que permite ver objetos lejanoscon mucho más detalle que a simple vista. Es herramientafundamental de la astronomía, y cada desarrollo operfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avancesen nuestra comprensión del Universo.

Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó paraver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el serhumano empezar a conocer la verdadera naturaleza de losobjetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en elUniverso

Historia

Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, unfabricante de lentes alemán, pero recientes investigaciones delinformático Nick Pelling divulgadas en la revista británicaHistory Today,[1] atribuyen la autoría a un gerundés llamadoJuan Roget en 1590, cuyo invento habría sido copiado (segúnesta investigación) por Zacharias Janssen, quien el día 17 deoctubre (dos semanas después de que lo patentara Lippershey)intentó patentarlo. Poco antes, el día 14, Jacob Metius tambiénhabía intentado patentarlo. Fueron estos hechos los quedespertaron las suspicacias de Nick Pelling quien, basándose en las pesquisas de José María Simón de Guilleuma(1886-1965), sugiere que el legítimo inventor fue Juan Roget.

En varios países se ha difundido la idea errónea de que el inventor fue el holandés Christian Huygens, quien naciómucho tiempo después.Galileo, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir uno. En 1609 mostró el primer telescopioastronómico registrado. Gracias al telescopio, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca laobservación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en torno a ese planeta.Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre "telescopio" fue propuesto primero por el matemáticogriego Giovanni Demisiani el 14 de abril de 1611 durante una cena en Roma en honor de Galileo, cena en la que losasistentes pudieron observar las lunas de Jupiter por medio del telescopio que Galileo había traído consigo.Existen varios tipos de telescopio: refractores, que utilizan lentes; reflectores, que tienen un espejo cóncavo en lugarde la lente del objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora. El telescopio reflectorfue inventado por Isaac Newton en 1688 y constituyó un importante avance sobre los telescopios de su época alcorregir fácilmente la aberración cromática característica de los telescopios refractores.

Telescopio 26

CaracterísticasEl parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente objetivo". Un telescopio de aficionadogeneralmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimosobjetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 200 mm dediámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos,nebulosas y galaxias brillantes.Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:• Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente

principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.• Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.• Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.• Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.• Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y

material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar(verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorciónde la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.

• Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)• Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en

condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D eldiámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).

• Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados.Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, untelescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (seexpresa también como 100X).

• Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.• Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o

fotográficas.

Telescopio 27

Montura altazimutalUna montura de telescopio sencilla es la montura altitud-azimut o altazimutal. Es similar a la de un surveying transit.Una parte gira en azimut (en el plano horizontal), y otro eje sobre esta parte giratoria permite además variar lainclinación del telescopio para cambiar la altitud (en el plano vertical). Una montura Dobson es un tipo de monturaaltazimutal que es muy popular dado que resulta sencilla y barata de construir.

Montura ecuatorial

Telescopio ecuatorial de la Facultad de Ciencias Astronómicas yGeofísicas de la Universidad Nacional de La Plata.

El principal problema de usar una montura altazimutales que ambos ejes tienen que ajustarse continuamentepara compensar la rotación de la Tierra. Inclusohaciendo esto controlado por computadora, la imagengira a una tasa que varía dependiendo del ángulo de laestrella con el polo celeste (declinación). Este efecto(conocido como rotación de campo) hace que unamontura altazimutal resulte poco práctica para realizarfotografías de larga exposición con pequeñostelescopios.

La mejor solución para telescopios astronómicospequeños consiste en inclinar la montura altazimutal deforma que el eje de azimut resulte paralelo al eje derotación de la Tierra; a esta se la denomina unamontura ecuatorial.

Existen varios tipos de montura ecuatorial, entre losque se pueden destacar la alemana y la de horquilla.

Otras monturas

Los grandes telescopios modernos usan monturasaltazimutales controladas por ordenador que, paraexposiciones de larga duración, o bien hacen girar losinstrumentos, o tienen rotadores de imagen de tasa variable en una imagen de la pupila del telescopio.Hay monturas incluso más sencillas que la altazimutal, generalmente para instrumentos especializados. Algunos son:de tránsito meridiano (sólo altitud); fijo con un espejo plano móvil para la observación solar; de rótula (obsoleto einútil para astronomía).

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Telescopios famosos

El telescopio espacial Hubble visto desde elTransbordador espacial Discovery durante la

misión STS-82.

• El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de laatmósfera terrestre, para evitar que las imágenes sean distorsionadaspor la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre allímite de difracción y puede ser usado para observaciones en elinfrarrojo y en el ultravioleta.

• El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) el másgrande en existencia, compuesto por cuatro telescopios cada uno de8 m de diámetro. Pertenece al Observatorio Europeo del Sur y fueconstruido en el Desierto de Atacama, al norte de Chile. Puedefuncionar como cuatro telescopios separados o como uno solo,combinando la luz proveniente de los cuatro espejos.

• El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias,con un diámetro de 10,4 metros. Se compone, a su vez, de 36

segmentos más pequeños.• Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly Large

Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un espejo de 100 metros dediámetro, sustituido por el Telescopio Europeo Extremadamente Grande, de 42 metros.

• El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un diámetro de 5 metros, ha sido el más grande pormucho tiempo. Tiene un único espejo de silicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil de construir.

• El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia de lasgalaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan.

• El refractor de 91 cm del Yerkes Observatory en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el refractororientable más grande del mundo.

• El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observandoininterrumpidamente al Sol.

Véase también• Profundidad de campo• Radiotelescopio• Telescopio espacial• Telescopio reflector• Telescopio refractor• Astrógrafo• Lista de los mayores telescopios reflectores ópticos

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Enlaces externos• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre telescopios. Commons• Wikiquote alberga frases célebres de o sobre Telescopio. Wikiquote• Los mayores telescopios ópticos del mundo [2] (en inglés)• Breve Historia de la Observación Astronómica [3]

• Cómo elegir un telescopio [4]

• ¿Que aditamentos tienen los telescopios? [5]

• ¿Cómo se calcular las potencialidades de un telescopio? [6]

• Características de los telescopios [7]

• Usando el Telescopio [8]

• Monturas de Telescopios [9]

Referencias[1] Noticia publicada en El Mundo Digital (http:/ / www. elmundo. es/ elmundo/ 2008/ 09/ 15/ ciencia/ 1221468578. html)[2] http:/ / astro. nineplanets. org/ bigeyes. html[3] http:/ / simplementeeluniverso. vndv. com/ vp002-001a. php?fn_mode=comments& fn_id=3[4] http:/ / www. espacioprofundo. com. ar/ verarticulo/ %BFComo_elegir_un_telescopio%3F. html[5] http:/ / www. espacioprofundo. com. ar/ verarticulo/ %BFQue_aditamentos_tienen_los_telescopios%3F. html[6] http:/ / www. espacioprofundo. com. ar/ verarticulo/ %BFComo_se_calcular_las_potencialidades_de_un_telescopio%3F. html[7] http:/ / www. astrosurf. com/ astronosur/ telescopios. htm[8] http:/ / www. astrosurf. com/ astronosur/ usando. htm[9] http:/ / www. astrosurf. com/ astronosur/ monturas. htm

Astronomía

El Hubble: telescopio ubicado fuera de la atmósfera que observaobjetos celestes. Sus maravillosas imágenes han asombrado al

mundo, descubierto estrellas y planteado hipótesis. Es el icono de laastronomía moderna.

La astronomía (del griego: αστρονομία = άστρον +νόμος, etimológicamente la "ley de las estrellas") es laciencia que se ocupa del estudio de los cuerposcelestes, sus movimientos, los fenómenos ligados aellos, su registro y la investigación de su origen a partirde la información que llega de ellos a través de laradiación electromagnética o de cualquier otro medio.La astronomía ha estado ligada al ser humano desde laantigüedad y todas las civilizaciones han tenidocontacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles,Tales de Mileto, Anaxágoras, Aristarco de Samos,Hiparco de Nicea, Claudio Ptolomeo, Hipatia deAlejandría, Nicolás Copérnico, Santo Tomás deAquino, Tycho Brahe, Johannes Kepler, GalileoGalilei, Isaac Newton, Immanuel Kant, GustavKirchhoff y Albert Einstein han sido algunos de suscultivadores.

Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en eldescubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroidesy cometas, etc.

Astronomía 30

No debe confundirse a la Astronomía con la astrología. Aunque ambas comparten un origen común, son muydiferentes. La Astronomía es una ciencia: los astrónomos siguen el método científico. La astrología, que se ocupa dela supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres, es una pseudociencia: los astrólogos, siguen un sistemade creencias no probadas o abiertamente erróneas, por ejemplo, no tienen en cuenta la precesión de los equinoccios,un descubrimiento que se remonta a Hiparco de Nicea.

Breve historia de la Astronomía

Aristóteles inauguró toda una nueva perspectiva de lavisión cósmica, formalizando el modelo astronómico,

contra el astrológico.

Stonehenge, 2800 a. C.: esta construcción megalítica se realizó sobreconocimientos astronómicos muy precisos. Un menhir que supera los6 m de altura indicaba, a quien miraba desde el centro, la dirección

exacta de la salida del Sol en el solsticio de verano. Algunascavidades servían para colocar postes de madera capaces de indicar

los puntos de referencia en el recorrido de la Luna.

En casi todas las religiones antiguas existía lacosmogonía, que intentaba explicar el origen deluniverso, ligando éste a los elementos mitológicos. Lahistoria de la astronomía es tan antigua como la historiadel ser humano. Antiguamente se ocupaba, únicamente,de la observación y predicciones de los movimientos delos objetos visibles a simple vista, quedando separadadurante mucho tiempo de la Física. En Sajonia-Anhalt,Alemania, se encuentra el famoso Disco celeste deNebra, que es la representación más antigua conocidade la bóveda celeste. Quizá fueron los astrónomoschinos quienes dividieron, por primera vez, el cielo enconstelaciones. En Europa, las doce constelaciones quemarcan el movimiento anual del Sol fuerondenominadas constelaciones zodiacales. Los antiguosgriegos hicieron importantes contribuciones a laastronomía, entre ellas, la definición de magnitud. Laastronomía precolombina poseía calendarios muyexactos y parece ser que las pirámides de Egipto fueronconstruidas sobre patrones astronómicos muy precisos.

La cultura griega clásica primigenia postulaba que laTierra era plana. En el modelo aristotélico lo celestialpertenecía a la perfección -"cuerpos celestesperfectamente esféricos moviéndose en órbitascirculares perfectas"-, mientras que lo terrestre eraimperfecto; estos dos reinos se consideraban comoopuestos. Aristóteles defendía la teoría geocéntrica paradesarrollar sus postulados. Fue probablementeEratóstenes quien diseñara la esfera armilar que es un

astrolabio para mostrar el movimiento aparente de las estrellas alrededor de la tierra.

Astronomía 31

Esfera armilar.

La astronomía observacional estuvo casi totalmente estancada en Europa durante la EdadMedia, a excepción de algunas aportaciones como la de Alfonso X el Sabio con sustablas alfonsíes, o los tratados de Alcabitius, pero floreció en el mundo con el Imperiopersa y la cultura árabe. Al final del siglo X, un gran observatorio fue construido cercade Teherán (Irán), por el astrónomo persa Al-Khujandi, quien observó una serie de pasosmeridianos del Sol, lo que le permitió calcular la oblicuidad de la eclíptica. También enPersia, Omar Khayyam elaboró la reforma del calendario que es más preciso que elcalendario juliano acercándose al Calendario Gregoriano. A finales del siglo IX, elastrónomo persa Al-Farghani escribió ampliamente acerca del movimiento de loscuerpos celestes. Su trabajo fue traducido al latín en el siglo XII. Abraham Zacuto fue elresponsable en el siglo XV de adaptar las teorías astronómicas conocidas hasta el

momento para aplicarlas a la navegación de la marina portuguesa. Ésta aplicación permitió a Portugal ser la punteraen el mundo de los descubrimientos de nuevas tierras fuera de Europa.

Revolución científica

Vista parcial de un monumento dedicado a Copérnico en Varsovia.

Durante siglos, la visión geocéntrica de que el Sol yotros planetas giraban alrededor de la Tierra no secuestionó. Esta visión era lo que para nuestros sentidosse observaba. En el Renacimiento, Nicolás Copérnicopropuso el modelo heliocéntrico del Sistema Solar. Sutrabajo De Revolutionibus Orbium Coelestium fuedefendido, divulgado y corregido por Galileo Galilei yJohannes Kepler, autor de Harmonices Mundi, en elcual se desarrolla por primera vez la tercera ley delmovimiento planetario.

Galileo añadió la novedad del uso del telescopio paramejorar sus observaciones. La disponibilidad de datosobservacionales precisos llevó a indagar en teorías queexplicasen el comportamiento observado (véase su obra Sidereus Nuncius). Al principio sólo se obtuvieron reglasad-hoc, cómo las leyes del movimiento planetario de Kepler, descubiertas a principios del siglo XVII. Fue IsaacNewton quien extendió hacia los cuerpos celestes las teorías de la gravedad terrestre y conformando la Ley de lagravitación universal, inventando así la mecánica celeste, con lo que explicó el movimiento de los planetas yconsiguiendo unir el vacío entre las leyes de Kepler y la dinámica de Galileo. Esto también supuso la primeraunificación de la astronomía y la física (véase Astrofísica).

Tras la publicación de los Principios Matemáticos de Isaac Newton (que también desarrolló el telescopio reflector),se transformó la navegación marítima. A partir de 1670 aproximadamente, utilizando instrumentos modernos delatitud y los mejores relojes disponibles se ubicó cada lugar de la Tierra en un planisferio o mapa, calculando paraello su latitud y su longitud. La determinación de la latitud fue fácil pero la determinación de la longitud fue muchomás delicada. Los requerimientos de la navegación supusieron un empuje para el desarrollo progresivo deobservaciones astronómicas e instrumentos más precisos, constituyendo una base de datos creciente para loscientíficos.

Astronomía 32

Ilustración de la teoría del "Big Bang" o primera gran explosión y de la evoluciónesquemática del universo desde entonces.

A finales del siglo XIX se descubrióque, al descomponer la luz del Sol, sepodían observar multitud de líneas deespectro (regiones en las que habíapoca o ninguna luz). Experimentos congases calientes mostraron que lasmismas líneas podían ser observadasen el espectro de los gases, líneasespecíficas correspondientes adiferentes elementos químicos. De estamanera se demostró que los elementosquímicos en el Sol (mayoritariamentehidrógeno) podían encontrarseigualmente en la Tierra. De hecho, elhelio fue descubierto primero en elespectro del Sol y sólo más tarde seencontró en la Tierra, de ahí su

nombre.

Se descubrió que las estrellas eran objetos muy lejanos y con el espectroscopio se demostró que eran similares al Sol,pero con una amplia gama de temperaturas, masas y tamaños. La existencia de la Vía Láctea como un gruposeparado de estrellas no se demostró sino hasta el siglo XX, junto con la existencia de galaxias externas y, pocodespués, la expansión del universo, observada en el efecto del corrimiento al rojo. La astronomía moderna tambiénha descubierto una variedad de objetos exóticos como los quásares, púlsares, radiogalaxias, agujeros negros, estrellasde neutrones, y ha utilizado estas observaciones para desarrollar teorías físicas que describen estos objetos. Lacosmología hizo grandes avances durante el siglo XX, con el modelo del Big Bang fuertemente apoyado por laevidencia proporcionada por la astronomía y la física, como la radiación de fondo de microondas, la Ley de Hubble yla abundancia cosmológica de los elementos químicos.

Durante el siglo XX, la espectrometría avanzó, en particular como resultado del nacimiento de la física cuántica,necesaria para comprender las observaciones astronómicas y experimentales.

Astronomía Observacional

Estudio de la orientación por las estrellas

La Osa Mayor es una constelación tradicionalmenteutilizada como punto de referencia celeste para la

orientación tanto marítima como terrestre.

Para ubicarse en el cielo, se agruparon las estrellas que se vendesde la Tierra en constelaciones. Así, continuamente sedesarrollan mapas (cilíndricos o cenitales) con su propianomenclatura astronómica para localizar las estrellas conocidas yagregar los últimos descubrimientos.

Aparte de orientarse en la Tierra a través de las estrellas, laastronomía estudia el movimiento de los objetos en la esferaceleste, para ello se utilizan diversos sistemas de coordenadasastronómicas. Estos toman como referencia parejas de círculos

máximos distintos midiendo así determinados ángulos respecto a estos planos fundamentales. Estos sistemas sonprincipalmente:

Astronomía 33

Representación virtual en 3D de la situación de lasgalaxias de nuestro grupo local en el espacio.

• Sistema altacimutal, u horizontal que toma como referenciasel horizonte celeste y el meridiano del lugar.

• Sistemas horario y ecuatorial, que tienen de referencia elecuador celeste, pero el primer sistema adopta como segundocírculo de referencia el meridiano del lugar mientras que elsegundo se refiere al círculo horario (círculo que pasa por lospolos celestes).

• Sistema eclíptico, que se utiliza normalmente para describir elmovimiento de los planetas y calcular los eclipses; los círculosde referencia son la eclíptica y el círculo de longitud que pasapor los polos de la eclíptica y el punto γ.

• Sistema galáctico, se utiliza en estadística estelar para describirmovimientos y posiciones de cuerpos galácticos. Los círculos principales son la intersección del plano ecuatorialgaláctico con la esfera celeste y el círculo máximo que pasa por los polos de la Vía Láctea y el ápice del Sol(punto de la esfera celeste donde se dirige el movimiento solar).

La astronomía de posición es la rama más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas,satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. Para estudiar el movimientode los planetas se introduce el movimiento medio diario que es lo que avanzaría en la órbita cada día suponiendomovimiento uniforme. La astronomía de posición también estudia el movimiento diurno y el movimiento anual delSol. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la hora y para la navegación el cálculo de lascoordenadas geográficas. Para la determinación del tiempo se usa el tiempo de efemérides ó también el tiempo solarmedio que está relacionado con el tiempo local. El tiempo local en Greenwich se conoce como Tiempo Universal.La distancia a la que están los astros de la Tierra en el de universo se mide en unidades astronómicas, años luz opársecs. Conociendo el movimiento propio de las estrellas, es decir lo que se mueve cada siglo sobre la bóvedaceleste se puede predecir la situación aproximada de las estrellas en el futuro y calcular su ubicación en el pasadoviendo como evolucionan con el tiempo la forma de las constelaciones.

Con un pequeño telescopio pueden realizarse grandesobservaciones. El campo amateur es amplio y cuenta

con muchos seguidores.

Astronomía 34

Instrumentos de observación

Galileo Galilei observó gracias a su telescopio cuatrolunas del planeta Júpiter, un gran descubrimiento que

chocaba diametralmente con los postuladostradicionalistas de la Iglesia Católica de la época.

Para observar la bóveda celeste y las constelaciones más conocidasno hará falta ningún instrumento, para observar cometas o algunasnebulosas sólo serán necesarios unos prismáticos, los grandesplanetas se ven a simple vista; pero para observar detalles de losdiscos de los planetas del sistema solar o sus satélites mayoresbastará con un telescopio simple. Si se quiere observar conprofundidad y exactitud determinadas características de los astros,se necesitan instrumentos que necesitan de la precisión ytecnología de los últimos avances científicos.

Astronomía visible

El telescopio fue el primer instrumento de observación del cielo.Aunque su invención se le atribuye a Hans Lippershey, el primeroen utilizar este invento para la astronomía fue Galileo Galileiquien decidió construirse él mismo uno. Desde aquel momento, losavances en este instrumento han sido muy grandes como mejoreslentes y sistemas avanzados de posicionamiento.

Actualmente, el telescopio más grande del mundo se llama Very Large Telescope y se encuentra en el observatorioParanal, al norte de Chile. Consiste en cuatro telescopios ópticos reflectores que se conjugan para realizarobservaciones de gran resolución.

Astronomía del espectro electromagnético o radioastronomía

Se han aplicado diversos conocimientos de la física, las matemáticas y de la química a la astronomía. Estos avanceshan permitido observar las estrellas con muy diversos métodos. La información es recibida principalmente de ladetección y el análisis de la radiación electromagnética (luz, infrarrojos, ondas de radio), pero también se puedeobtener información de los rayos cósmicos, neutrinos y meteoros.

El Very Large Array. Como muchos otros telescopios, éste esun array interferométrico formado por muchos radiotelescopios

más pequeños.

Estos datos ofrecen información muy importante sobre losastros, su composición química, temperatura, velocidad enel espacio, movimiento propio, distancia desde la Tierra ypueden plantear hipótesis sobre su formación, desarrolloestelar y fin.El análisis desde la Tierra de las radiaciones (infrarrojos,rayos x, rayos gamma, etc.) no sólo resulta obstaculizadopor la absorción atmosférica, sino que el problemaprincipal, vigente también en el vacío, consiste en distinguirla señal recogida del "ruido de fondo", es decir, de laenorme emisión infrarroja producida por la Tierra o por lospropios instrumentos. Cualquier objeto que no se halle a0 K (-273,15 °C) emite señales electromagnéticas y, porello, todo lo que rodea a los instrumentos produce

radiaciones de "fondo". Hasta los propios telescopios irradian señales. Realizar una termografía de un cuerpo celestesin medir el calor al que se halla sometido el instrumento resulta muy difícil: además de utilizar película fotográficaespecial, los instrumentos son sometidos a una refrigeración continua con helio o hidrógeno líquido.

Astronomía 35

La radioastronomía se basa en la observación por medio de los radiotelescopios, unos instrumentos con forma deantena que recogen y registran las ondas de radio o radiación electromagnética emitidas por los distintos objetoscelestes.Estas ondas de radio, al ser procesadas ofrecen un espectro analizable del objeto que las emite. La radioastronomíaha permitido un importante incremento del conocimiento astronómico, particularmente con el descubrimiento demuchas clases de nuevos objetos, incluyendo los púlsares (o magnétares), quásares, las denominadas galaxiasactivas, radiogalaxias y blázares. Esto es debido a que la radiación electromagnética permite "ver" cosas que no sonposibles de detectar en las astronomía óptica. Tales objetos representan algunos de los procesos físicos más extremosy energéticos en el universo.Este método de observación está en constante desarrollo ya que queda mucho por avanzar en esta tecnología.

Diferencia entre la luz visible e infrarroja en la Galaxia del Sombrero ó Messier104.

Astronomía de infrarrojos

Gran parte de la radiación astronómicaprocedente del espacio (la situada entre 1 y1000μm) es absorbida en la atmósfera. Poresta razón, los mayores telescopios deradiación infrarroja se construyen en la cimade montañas muy elevadas, se instalan enaeroplanos especiales de cota elevada, englobos, o mejor aún, en satélites de la órbitaterrestre.

Astronomía ultravioleta

Imagen que ofrece una observación ultravioleta de losanillos de Saturno. Esta reveladora imagen fue

obtenida por la sonda Cassini-Huygens.

La astronomía ultravioleta basa su actividad en la detección yestudio de la radiación ultravioleta que emiten los cuerposcelestes. Este campo de estudio cubre todos los campos de laastronomía. Las observaciones realizadas mediante este métodoson muy precisas y han realizado avances significativos en cuantoal descubrimiento de la composición de la materia interestelar eintergaláctica, el de la periferia de las estrellas, la evolución en lasinteracciones de los sistemas de estrellas dobles y las propiedadesfísicas de los quásares y de otros sistemas estelares activos. En lasobservaciones realizadas con el satélite artificial ExploradorInternacional Ultravioleta, los estudiosos descubrieron que la VíaLáctea está envuelta por un aura de gas con elevada temperatura.

Astronomía 36

Este aparato midió asimismo el espectro ultravioleta de una supernova que nació en la Gran Nube de Magallanes en1987. Este espectro fue usado por primera vez para observar a la estrella precursora de una supernova.

La Galaxia elíptica M87 emite señaleselectromagnéticas en todos los espectros conocidos.

Astronomía de rayos X

La emisión de rayos x se cree que procede de fuentes quecontienen materia a elevadísimas temperaturas, en general enobjetos cuyos átomos o electrones tienen una gran energía. Eldescubrimiento de la primera fuente de rayos x procedente delespacio en 1962 se convirtió en una sorpresa. Esa fuentedenominada Scorpio X-1 está situada en la constelación deEscorpio en dirección al centro de la Vía Láctea. Por estedescubrimiento Riccardo Giacconi obtuvo el Premio Nobel deFísica en 2002.

El observatorio espacial Swift está específicamente diseñado parapercibir señales gamma del universo y sirve de herramienta para

intentar clarificar los fenómenos observados.

Astronomía de rayos gamma

Los rayos gamma son radiaciones emitidas por objetoscelestes que se encuentran en un proceso energéticoextremadamente violento. Algunos astros despidenbrotes de rayos gamma o también llamados BRGs. Setrata de los fenómenos físicos más luminosos deluniverso produciendo una gran cantidad de energía enhaces breves de rayos que pueden durar desde unossegundos hasta unas pocas horas. La explicación deestos fenómenos es aún objeto de controversia.

Los fenómenos emisores de rayos gamma sonfrecuentemente explosiones de supernovas, su estudiotambién intenta clarificar el origen de la primeraexplosión del universo o big bang.

El Observatorio de Rayos Gamma Compton -ya inexistente- fue el segundo de los llamados grandes observatoriosespaciales (detrás del telescopio espacial Hubble) y fue el primer observatorio a gran escala de estos fenómenos. Hasido reemplazado recientemente por el satélite Fermi. El observatorio orbital INTEGRAL observa el cielo en elrango de los rayos gamma blandos o rayos X duros.

A energías por encima de unas decenas de GeV, los rayos gamma sólo se pueden observar desde el suelo usando losllamados telescopios Cherenkov como MAGIC. A estas energías el universo también puede estudiarse usandopartículas distintas a los fotones, tales como los rayos cósmicos o los neutrinos. Es el campo conocido como Físicade Astropartículas.

Astronomía 37

Astronomía TeóricaLos astrónomos teóricos utilizan una gran variedad de herramientas como modelos matemáticos analíticos ysimulaciones numéricas por computadora. Cada uno tiene sus ventajas. Los modelos matemáticos analíticos de unproceso 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.[1] [2]

Los teóricos de la astronomía ponen su esfuerzo en crear modelos teóricos e imaginar las consecuenciasobservacionales de estos modelos. Esto ayuda a los observadores a buscar datos que puedan refutar un modelo opermitan elegir entre varios modelos alternativos o incluso contradictorios.Los teóricos, también intentan generar o modificar modelos para conseguir nuevos datos. En el caso de unainconsistencia, la tendencia general es tratar de hacer modificaciones mínimas al modelo para que se correspondacon los datos. En algunos casos, una gran cantidad de datos inconsistentes a través del tiempo puede llevar alabandono total de un modelo.Los temas estudiados por astrónomos teóricos incluyen: dinámica estelar y evolución estelar; formación de galaxias;origen de los rayos cósmicos; relatividad general y cosmología física, incluyendo teoría de cuerdas.

La mecánica celesteLa astromecánica o mecánica celeste tiene por objeto interpretar los movimientos de la astronomía de posición, enel ámbito de la parte de la física conocida como mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la GravitaciónUniversal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo delas órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra fue por sucomplejidad muy importante para el desarrollo de la ciencia. El movimiento extraño de Urano, causado por lasperturbaciones de un planeta hasta entonces desconocido, permitió a Le Verrier y Adams descubrir sobre el papel alplaneta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña desviación en el avance del perihelio de Mercurio se atribuyóinicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein la explicó con su Teoría de la Relatividad.

AstrofísicaLa astrofísica es una parte moderna de la astronomía que estudia los astros como cuerpos de la física estudiando sucomposición, estructura y evolución. Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros sepudo averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de la física implicadas en el estudio son la físicanuclear (generación de la energía en el interior de las estrellas) y la física relativística. A densidades elevadas elplasma se transforma en materia degenerada; esto lleva a algunas de sus partículas a adquirir altas velocidades quedeberán estar limitadas por la velocidad de la luz, lo cual afectará a sus condiciones de degeneración. Asimismo, enlas cercanías de los objetos muy masivos, estrellas de neutrones o agujeros negros, la materia que cae se acelera avelocidades relativistas emitiendo radiación intensa y formando potentes chorros de materia.

Astronomía 38

Estudio de los objetos celestes

Posición figurada de los planetas y el sol en el sistema solar, separados por planetasinteriores y exteriores.

El sistema solar desde la astronomía

Véase también: Anexo:Cronología deldescubrimiento de los planetas delSistema Solar y sus satélites naturales

El estudio del Universo o Cosmos ymás concretamente del Sistema Solarha planteado una serie de interrogantesy cuestiones, por ejemplo cómo ycuándo se formó el sistema, por qué ycuándo desaparecerá el Sol, por quéhay diferencias físicas entre losplanetas, etc.

Es difícil precisar el origen del SistemaSolar. Los científicos creen que puedesituarse hace unos 4.600 millones deaños, cuando una inmensa nube de gas y polvo empezó a contraerse probablemente, debido a la explosión de unasupernova cercana. Alcanzada una densidad mínima ya se autocontrajo a causa de la fuerza de la gravedad ycomenzó a girar a gran velocidad, por conservación de su momento cinético, al igual que cuando una patinadorarepliega los brazos sobre si misma gira más rápido. La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presiónera tan elevada que los átomos comenzaron a fusionarse, liberando energía y formando una estrella. También habíamuchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos.Algunos cuerpos pequeños (planetesimales) iban aumentando su masa mediante colisiones y al crecer, aumentabansu gravedad y recogían más materiales con el paso del tiempo (acreción). Los encuentros constructivospredominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpocontinuó su propia evolución.

Astronomía del Sol

El Sol es la estrella que, por el efecto gravitacional de su masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra.Es el elemento más importante en nuestro sistema y el objeto más grande, que contiene aproximadamente el 98% dela masa total del sistema solar. Mediante la radiación de su energía electromagnética, aporta directa o indirectamentetoda la energía que mantiene la vida en la Tierra. Saliendo del Sol, y esparciéndose por todo el Sistema solar enforma de espiral tenemos al conocido como viento solar que es un flujo de partículas, fundamentalmente protones yneutrones. La interacción de estas partículas con los polos magnéticos de los planetas y con la atmósfera genera lasauroras polares boreales o australes. Todas estas partículas y radiaciones son absorbidas por la atmósfera. Laausencia de auroras durante el Mínimo de Maunder se achaca a la falta de actividad del Sol.

Astronomía 39

Uno de los fenómenos más desconcertantes e impactantes que podemos observaren nuestro planeta, son las auroras boreales. Fueron misterio hasta hace poco pero

recientemente han sido explicadas, gracias al estudio de la astronomía del Sol.

A causa de su proximidad a la Tierra ycomo es una estrella típica, el Sol es unrecurso extraordinario para el estudio de losfenómenos estelares. No se ha estudiadoninguna otra estrella con tanto detalle. Laestrella más cercana al Sol está a 4,3 añosluz.El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededordel centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia.Da una vuelta cada 200 millones de años.Ahora se mueve hacia la constelación deHércules a 19 km/s. Actualmente el Sol seestudia desde satélites, como elObservatorio Heliosférico y Solar (SOHO),dotados de instrumentos que permitenapreciar aspectos que, hasta ahora, no se

habían podido estudiar. Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, queanaliza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y losradiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

La parte visible del Sol está a 6.000 °C y la corona, más alejada, a 2.000.000 °C. Estudiando al Sol en el ultravioletase llegó a la conclusión de que el calentamiento de la corona se debe a la gran actividad magnética del Sol. Loslímites del Sistema Solar vienen dados por el fin de su influencia o heliosfera, delimitada por un área denominadaFrente de choque de terminación o Heliopausa.

Historia de la observación del Sol

El estudio del Sol se inicia con Galileo Galilei de quien se dice que se quedó ciego por observar los eclipses. Hacemás de cien años se descubre la espectroscopia que permite descomponer la luz en sus longitudes de onda, gracias aesto se puede conocer la composición química, densidad, temperatura, situación los gases de su superficie, etc. Enlos años 50 ya se conocía la física básica del Sol, es decir, su composición gaseosa, la temperatura elevada de lacorona, la importancia de los campos magnéticos en la actividad solar y su ciclo magnético de 22 años.

Imagen que ofrece una fotografía del sol en rayos x.

Las primeras mediciones de la radiaciónsolar se hicieron desde globos hace un sigloy después fueron aviones y dirigibles paramejorar las mediciones con aparatosradioastronómicos. En 1914, C. Abbot envióun globo para medir la constante solar(cantidad de radiación proveniente del solpor centímetro cuadrado por segundo). En1946 el cohete V-2 militar ascendió a 55 kmcon un espectrógrafo solar a bordo; estefotografió al sol en longitudes de ondaultravioletas. En 1948 (diez años antes de lafundación de la NASA) ya se fotografió alSol en rayos X. Algunos cohetesfotografiaron ráfagas solares en 1956 en unpico de actividad solar.

Astronomía 40

En 1960 se lanza la primera sonda solar denominada Solrad. Esta sonda monitoreó al sol en rayos x y ultravioletas,en una longitud de onda muy interesante que muestra las emisiones de hidrógeno; este rango de longitud de onda seconoce como línea Lyman α. Posteriormente se lanzaron ocho observatorios solares denominados OSO. El OSO 1fue lanzado en 1962. Los OSO apuntaron constantemente hacia el Sol durante 17 años y con ellos se experimentaronnuevas técnicas de transmisión fotográfica a la tierra.

Imagen en la que pueden apreciarse las manchas solares.

El mayor observatorio solar ha sido elSkylab. Estuvo en órbita durante nuevemeses en 1973 y principios de 1974.Observó al Sol en rayos g, X, ultravioleta yvisible, y obtuvo la mayor cantidad de datos(y los mejor organizados) que hayamoslogrado jamás para un objeto celeste. En1974 y 1976 las sondas Helios A y B seacercaron mucho al Sol para medir lascondiciones del viento solar. No llevaroncámaras.

En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, paraestudiar al Sol en un pico de actividad. Tuvouna avería y los astronautas del Columbiarealizaron una complicada reparación.

Manchas solares

George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan camposmagnéticos fuertes. Estas manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos queseñalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos amás y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, elcomplejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campomagnético del Sol.

El fin del Sol: ¿el fin de la vida humana?

En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar otros 4.500 millones de años, es decir, se calcula que está enplenitud, en la mitad de su vida. Tal como se desprende de la observación de otros astros parecidos, cuando se gasteeste hidrógeno combustible, el Sol cambiará: según se vayan expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actualde la órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja, algo más fría que hoy pero 10.000 veces másbrillante a causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se consumirá porque se moverá en espiral haciaafuera, como consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá siendo una gigante roja, con reaccionesnucleares de combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones de años. No tiene suficiente masa paraatravesar sucesivos ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de explosión, como les ocurre a algunasestrellas. Después de la etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca, aproximadamente del tamañode la Tierra, y se enfriará poco a poco durante varios millones de años.

Astronomía 41

Astronomía de los planetas, satélites y otros objetos del sistema solar

Astronomía lunar: el cráter mayor es el Dédalo, fotografiado por latripulación del Apollo 11 mientras orbitaba la Luna en 1969.Ubicado cerca del centro de la cara oculta de la luna, tiene un

diámetro de alrededor de 93 kilómetros.

Una de las cosas más fáciles de observar desde laTierra y con un telescopio simple son los objetos denuestro propio Sistema Solar y sus fenómenos, queestán muy cerca en comparación de estrellas y galaxias.De ahí que el aficionado siempre tenga a estos objetosen sus preferencias de observación.Los eclipses y los tránsitos astronómicos han ayudado amedir las dimensiones del sistema solar.

Dependiendo de la distancia de un planeta al Sol,tomando la Tierra como observatorio de base, losplanetas se dividen en dos grandes grupos: planetasinteriores y planetas exteriores. Entre estos planetasencontramos que cada uno presenta condicionessingulares: la curiosa geología de Mercurio, losmovimientos retrógrados de algunos como Venus, lavida en la Tierra, la curiosa red de antiguos ríos deMarte, el gran tamaño y los vientos de la atmósfera deJúpiter, los anillos de Saturno, el eje de rotacióninclinado de Urano o la extraña atmósfera de Neptuno,etc. Algunos de estos planetas cuentan con satélites quetambién tienen singularidades; de entre estos, el más estudiado ha sido la Luna, el único satélite de la Tierra, dada sucercanía y simplicidad de observación, conformándose una historia de la observación lunar. En la Luna hallamosclaramente el llamado bombardeo intenso tardío, que fue común a casi todos los planetas y satélites, creando enalgunos de ellos abruptas superficies salpicadas de impactos.

Los llamados planetas terrestres presentan similitudes con la Tierra, aumentando su habitabilidad planetaria, es decir,su potencial posibilidad habitable para los seres vivos. Así se delimita la ecósfera, un área del sistema solar que espropicia para la vida.

Más lejos de Neptuno encontramos otros planetoides como por ejemplo el hasta hace poco considerado planetaPlutón, la morfología y naturaleza de este planeta menor llevó a los astrónomos a cambiarlo de categoría en lallamada redefinición de planeta de 2006 aunque posea un satélite compañero, Caronte. Estos planetas enanos, por sutamaño no pueden ser considerados planetas como tales, pero presentan similitudes con éstos, siendo más grandesque los

Astronomía 42

Vista que presentó el cometa McNaught a su paso próximo a laTierra en enero de 2007.

meteoros. Algunos son: Eris, Sedna o 1998 WW31, esteúltimo singularmente binario y de los denominadoscubewanos. A todo este compendio de planetoides se lesdenomina coloquialmente objetos o planetastransneptunianos. También existen hipótesis sobre unplaneta X que vendría a explicar algunas incógnitas,como la ley de Titius-Bode o la concentración de objetoscelestes en el acantilado de Kuiper.

Entre los planetas Marte y Júpiter encontramos unaconcentración inusual de asteroides conformando unaórbita alrededor del sol denominada cinturón deasteroides.

En órbitas dispares y heteromorfas se encuentran loscometas, que subliman su materia al contacto con elviento solar, formando colas de apariencia luminosa; seestudiaron en sus efímeros pasos por las cercanías de laTierra los cometas McNaught o el Halley. Menciónespecial tienen los cometas Shoemaker-Levy 9 queterminó estrellándose contra Júpiter o el109P/Swift-Tuttle, cuyos restos provocan las lluvias deestrellas conocidas como Perseidas o lágrimas de SanLorenzo. Estos cuerpos celestes se concentran en lugarescomo el cinturón de Kuiper, el denominado discodisperso o la nube de Oort y se les llama en generalcuerpos menores del Sistema Solar.

En el Sistema Solar también existe una amplísima red de partículas, meteoros de diverso tamaño y naturaleza, ypolvo que en mayor o menor medida se hallan sometidos al influjo del efecto Poynting-Robertson que los hacederivar irremediablemente hacia el Sol.

Astronomía de los fenómenos gravitatorios

El campo gravitatorio del Sol es el responsable de que los planetas giren en torno a este. El influjo de los camposgravitatorios de las estrellas dentro de una galaxia se denomina marea galáctica.Tal como demostró Einstein en su obra Relatividad general, la gravedad deforma la geometría del espacio-tiempo, esdecir, la masa gravitacional de los cuerpos celestes deforma el espacio, que se curva. Este efecto provocadistorsiones en las observaciones del cielo por efecto de los campos gravitatorios, haciendo que se observen juntasgalaxias que están muy lejos unas de otras. Esto es debido a que existe materia que no podemos ver que altera lagravedad. A estas masas se las denominó materia oscura.Encontrar materia oscura no es fácil ya que no brilla ni refleja la luz, así que los astrónomos se apoyan en lagravedad, que puede curvar la luz de estrellas distantes cuando hay suficiente masa presente, muy parecido a cómouna lente distorsiona una imagen tras ella, de ahí el término lente gravitacional o anillo de Einstein. Gracias a lasleyes de la física, conocer cuánta luz se curva dice a los astrónomos cuánta masa hay. Cartografiando las huellas dela gravedad, se pueden crear imágenes de cómo está distribuida la materia oscura en un determinado lugar delespacio. A veces se presentan anomalías gravitatorias que impiden realizar estos estudios con exactitud, como lasondas gravitacionales provocadas por objetos masivos muy acelerados.

Astronomía 43

Los agujeros negros son singularidades de alta concentración de masa que curva el espacio, cuando éstasacumulaciones masivas son producidas por estrellas le les denomina agujero negro estelar; esta curva espacial es tanpronunciada que todo lo que se acerca a su perímetro es absorbido por este, incluso la luz (de ahí el nombre). Elagujero negro Q0906+6930 es uno de los más masivos de los observados. Varios modelos teóricos, como porejemplo el agujero negro de Schwarzschild, aportan soluciones a los planteamientos de Einstein.

Astronomía cercana y lejana

Un caso particular lo hallamos en Andrómeda que dado sugrandísimo tamaño y luminiscencia es posible apreciarla luminosa asimple vista. Llega a nosotros con una asombrosa nitidez a pesar dela enorme distancia que nos separa de ella: dos millones y medio de

años luz; es decir, si sucede cualquier cosa en dicha galaxia,tardaremos dos millones y medio de años en percibirlo, o dicho deotro modo, lo que vemos ahora de ella es lo que sucedió hace dos

millones quinientos mil años.

La astronomía cercana abarca la exploración de nuestragalaxia, por tanto comprende también la exploracióndel Sistema Solar. No obstante, el estudio de lasestrellas determina si éstas pertenecen o no a nuestragalaxia. El estudio de su clasificación estelardeterminará, entre otras variables, si el objeto celesteestudiado es "cercano" o "lejano".

Tal como hemos visto hasta ahora, en el Sistema Solarencontramos diversos objetos (v. El Sistema Solardesde la astronomía) y nuestro sistema solar formaparte de una galaxia que es la Vía Láctea. Nuestragalaxia se compone de miles de millones de objetoscelestes que giran en espiral desde un centro muy densodonde se mezclan varios tipos de estrellas, otrossistemas solares, nubes interestelares o nebulosas, etc.y encontramos objetos como IK Pegasi, Tau Ceti oGliese 581 que son soles cada uno con determinadaspropiedades diferentes.

La estrella más cercana a nuestro sistema solar esAlpha Centauri que se encuentra a 4,3 años luz. Estosignifica que la luz procedente de dicha estrella tarda4,3 años en llegar a ser percibida en La Tierra desdeque es emitida.

Estos soles o estrellas forman parte de numerosas constelaciones que son formadas por estrellas fijas aunque ladiferencia de sus velocidades de deriva dentro de nuestra galaxia les haga variar sus posiciones levemente a lo largodel tiempo, por ejemplo la Estrella Polar. Estas estrellas fijas pueden ser o no de nuestra galaxia.

La astronomía lejana comprende el estudio de los objetos visibles fuera de nuestra galaxia, donde encontramos otrasgalaxias que contienen, como la nuestra, miles de millones de estrellas a su vez. Las galaxias pueden no ser visiblesdependiendo de si su centro de gravedad absorbe la materia (v. agujero negro), son demasiado pequeñas osimplemente son galaxias oscuras cuya materia no tiene luminosidad. Las galaxias a su vez derivan alejándose unasde otras cada vez más, lo que apoya la hipótesis de que nuestro universo actualmente se expande.Las galaxias más cercanas a la nuestra (aproximadamente 30) son denominadas el grupo local. Entre estas galaxiasse encuentran algunas muy grandes como Andrómeda, nuestra Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.Cada galaxia tiene propiedades diferentes, predomino de diferentes elementos químicos y formas (espirales,elípticas, irregulares, anulares, lenticulares, en forma de remolino, o incluso con forma espiral barrada entre otrasmás sofisticadas como cigarros, girasoles, sombreros, etc.).

Astronomía 44

Cosmología

La cosmología en rasgos generales estudia la historia del universo desde su nacimiento. Hay numerosos campos deestudio de esta rama de la astronomía. Varias investigaciones conforman la cosmología actual, con sus postulados,hipótesis e incógnitas.La cosmología física comprende el estudio del origen, la evolución y el destino del Universo utilizando los modelosterrenos de la física. La cosmología física se desarrolló como ciencia durante la primera mitad del siglo XX comoconsecuencia de diversos acontecimientos y descubrimientos encadenados durante dicho período.• Principio cosmológico• Constante cosmológica

Formación y evolución de las estrellas

• Corrimiento al rojo• Fuerzas fundamentales• Aceleración de la expansión del Universo• Inestabilidad de Jeans• Interacción nuclear fuerte

Astronáutica• Asistencia gravitatoria

Expediciones espaciales

Astronomía estelar, Evolución estelar: La nebulosa de hormiga(Mz3). La expulsión de gas de una estrella moribunda en el centro

muestra patrones simétricos diferentes de los patrones caóticosesperados de una explosión ordinaria.

• Pioneer 10 y Anomalía de las Pioneer

Hipótesis destacadas

• Aceleración de la expansión del Universo• Hipótesis Némesis• Colonización de Mercurio• Teoría del Big Bang y la Nucleosíntesis primordial• Teoría del Estado Estacionario• Expansión cósmica en escala• Ambiplasma• Inflación cósmica• Forma del Universo• Destino último del Universo

Apéndices

Apéndice I - Astrónomos relevantes en la HistoriaA lo largo de la historia de toda la humanidad ha habido diferentes puntos de vista con respecto a la forma,conformación, comportamiento y movimiento de la tierra, hasta llegar al punto en el que vivimos hoy en día.Actualmente hay una serie de teorías que han sido comprobadas científicamente y por lo tanto fueron aceptadas porlos científicos de todo el mundo. Pero para llegar hasta este punto, tuvo que pasar mucho tiempo, durante el cualcoexistieron varias teorías diferentes, unas más aceptadas que otras. A continuación se mencionan algunas de lasaportaciones más sobresalientes realizadas a la Astronomía.

Astronomía 45

Tales de Mileto

Siglo VII a. C.Aproximadamente

Concibió la redondez de la tierra.

Teorizó que la Tierra era una esfera cubierta por una superficie redonda que giraba alrededor de esta (así explicaba lanoche) y que tenía algunos agujeros por los cuales se observaba, aun en la oscuridad nocturna, un poco de la luz exterior

a la tierra; la que él llamo "fuego eterno".

Discípulos de Pitágoras

Siglo V a. C.Aproximadamente

Sostuvieron que el planeta era esférico y que se movía en el espacio.

Tenían evidencia de nueve movimientos circulares; los de las estrellas fijas, los de los 5 planetas, los de la Tierra, laLuna y el Sol.

Platón

del 427 a. C. al 347 a. C.

Dedujo que la Tierra era redonda basándose en la sombra de esta sobre la Luna durante un eclipse lunar.

Concibió a la Tierra inmóvil y como centro del Universo.

Aristóteles

del 384 a. C. - 322 a. C.

Sostenía que la Tierra era inmóvil y, además era el centro del Universo.

Aristarco de Samos

del 310 a. C. al 230 a. C.

Sostenía que la Tierra giraba, que se movía y no era el centro del Universo, proponiendo así el primer modeloheliocéntrico. Además determinó la distancia Tierra-Luna y la distancia Tierra-Sol.

Eratóstenes

del 276 a. C. al 194 a. C.

Su contribución fue el cálculo de la circunferencia terrestre.

Hiparco de Nicea

Año 150 a. C.

Observó y calculó que la Tierra era esférica y estaba fija.

El Sol, la Luna y los planetas giraban alrededor de su propio punto.

Posidonio de Apamea

del 135 a. C. al 31 a. C.

Observó que las mareas se relacionaban con las fases de la Luna.

Claudio Ptolomeo

Año 140.

Elaboró una enciclopedia astronómica llamada Almagesto.

Nicolás Copérnico

(1477 - 1543).

Consideró al sol en el centro de todas las órbitas planetarias.

Galileo Galilei

(1564 - 1642).

Con su telescopio observó que Júpiter tenía cuatro lunas que lo circundaban.

Observó las fases de Venus y montañas en la Luna.

Apoyó la teoría de Copérnico.

Johannes Kepler

(1571 - 1630).

Demostró que los planetas no siguen una órbita circular sino elíptica respecto del Sol en un foco del elipse derivando deesto en su primera ley.

La segunda ley de Kepler en la cual afirma que los planetas se mueven más rápidamente cuando se acercan al Sol quecuando están en los extremos de las órbitas.

En la tercera ley de Kepler establece que los cuadrados de los tiempos que tardan los planetas en recorrer su órbita sonproporcionales al cubo de su distancia media al Sol.

Isaac Newton

(1642 - 1727).

Estableció la ley de la Gravitación Universal: “Las fuerzas que mantienen a los planetas en sus órbitas deben ser recíprocas a los cuadrados de

sus distancias a los centros respecto a los cuáles gira”.

Estableció el estudio de la gravedad de los cuerpos.

Probó que el Sol con su séquito de planetas viaja hacia la constelación del Cisne.

Albert Einstein

(1879 - 1955).

Desarrolló su Teoría de la Relatividad.

Astronomía 46

Ampliaciones

Entre otros:• Gerard Kuiper• Edwin Hubble

• Milton Humason• Harlow Shapley• Alexander Friedmann• Vesto Slipher• Georges Édouard Lemaître• Herman Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle• George Gamow

Apéndice II - Ramas de la astronomíaDebido a la amplitud de su objeto de estudio la Astronomía se divide en diferentes ramas. Aquellas ramas no estáncompletamente separadas. La astronomía se encuentra dividida en cuatro grandes ramas:• Astronomía de posición. Tiene por objeto situar en la esfera celeste la posición de los astros midiendo

determinados ángulos respecto a unos planos fundamentales, utilizando para ello diferentes sistemas decoordenadas astronómicas. Es la rama más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas,satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco del Sol. También estudia elmovimiento diurno y el movimiento anual del Sol y las estrellas. Incluye la descripción de cada uno de losplanetas, asteroides y satélites del Sistema Solar. Son tareas fundamentales de la misma la determinación de lahora y la determinación para la navegación de las coordenadas geográficas.

Astronomía planetaria o Ciencias planetarias: un fenómeno similar aun tornado en Marte. Fotografiado por el Mars Global Surveyor, la

línea larga y oscura está formada por un vórtice de la atmósferamarciana. El fenómeno toca la superficie (mancha negra) y asciendepor la orilla del cráter. Las vetas a la derecha son dunas de arena del

fondo del cráter.

• Mecánica celeste. Tiene por objeto interpretar losmovimientos de la astronomía de posición, en elámbito de la parte de la física conocida comomecánica, generalmente la newtoniana (Ley de laGravitación Universal de Isaac Newton). Estudia elmovimiento de los planetas alrededor del Sol, de sussatélites, el cálculo de las órbitas de cometas yasteroides. El estudio del movimiento de la Lunaalrededor de la Tierra fue por su complejidad muyimportante para el desarrollo de la ciencia. Elmovimiento extraño de Urano, causado por lasperturbaciones de un planeta hasta entoncesdesconocido, permitió a Le Verrier y Adamsdescubrir sobre el papel al planeta Neptuno. Eldescubrimiento de una pequeña desviación en elavance del perihelio de Mercurio se atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein la explicócon su Teoría de la Relatividad.

• Astrofísica. Es una parte moderna de la astronomía que estudia los astros como cuerpos de la física estudiando sucomposición, estructura y evolución. Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros sepudo averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de la física implicadas en el estudio son la físicanuclear (generación de la energía en el interior de las estrellas) y la física de la relatividad. A densidades elevadas

el plasma se transforma en materia degenerada; esto lleva a algunas de sus partículas a adquirir altas velocidades que deberán estar limitadas por la velocidad de la luz, lo cual afectará a sus condiciones de degeneración.

Astronomía 47

Asimismo, en las cercanías de los objetos muy masivos, estrellas de neutrones o agujeros negros, la materia quecae se acelera a velocidades relativistas emitiendo radiación intensa y formando potentes chorros de materia.

• Cosmología. Es la rama de la astronomía que estudia los orígenes, estructura, evolución y nacimiento deluniverso en su conjunto.

Apéndice III - Campos de estudio de la astronomía

Campos de estudio principales

Astronomía extragaláctica: lente gravitacional. Esta imagen muestravarios objetos azules con forma de anillo, los cuales son imágenes

múltiples de la misma galaxia, duplicados por el efecto de lentegravitacional del grupo de galaxias amarillas en el centro de lafotografía. La lente es producida por el campo gravitacional del

grupo que curva la luz aumentando y distorsionando la imagen deobjetos más distantes.

• Astrometría. Estudio de la posición de los objetosen el cielo y su cambio de posición. Define elsistema de coordenadas utilizado y la cinemática delos objetos en nuestra galaxia.

• Astrofísica. Estudio de la física del universo,incluyendo las propiedades de objetos astronómicos(luminosidad, densidad, temperatura, composiciónquímica).

• Cosmología. Estudio del origen del universo y suevolución. El estudio de la cosmología es la máximaexpresión de la astrofísica teórica.

• Formación y evolución de las galaxias. Estudio dela formación de galaxias y su evolución.

• Astronomía galáctica. Estudio de la estructura ycomponentes de nuestra galaxia y de otras.

• Astronomía extragaláctica. Estudio de objetosfuera de la Vía Láctea.

• Astronomía estelar. Estudio de las estrellas, sunacimiento, evolución y muerte.

• Evolución estelar. Estudio de la evolución de lasestrellas desde su formación hasta su muerte comoun despojo estelar.

• Formación estelar. Estudio de las condiciones y procesos que llevan a la formación de estrellas en el interior denubes de gas.

• Ciencias planetarias. Estudio de los planetas del Sistema Solar y de los planetas extrasolares.• Astrobiología. Estudio de la aparición y evolución de sistemas biológicos en el universo.

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Otros campos de estudio

• Arqueoastronomía• Astroquímica• Astrodinámica• Astronáutica

Campos de la astronomía por la parte del espectro utilizado

Atendiendo a la longitud de onda de la radiación electromagnética con la que se observa el cuerpo celeste laastronomía se divide en:• Astronomía óptica, cuando la observación utiliza exclusivamente la luz en las longitudes de onda que pueden ser

detectadas por el ojo humano, o muy cerca de ellas (alrededor de 400-800 nm). Es la rama más antigua.• Radioastronomía. Para la observación utiliza radiación con longitudes de onda de mm a cm, similar a la usada en

radiodifusión. La astronomía óptica y de radio puede realizarse usando observatorios terrestres porque laatmósfera es transparente en esas longitudes de onda.

• Astronomía infrarroja. Utiliza detectores de luz infrarroja (longitudes de onda más largas que lacorrespondiente al rojo). La luz infrarroja es fácilmente absorbida por el vapor de agua, así que los observatoriosde infrarrojos deben establecerse en lugares altos y secos.

• Astronomía de alta energía. Incluye la astronomía de rayos X, astronomía de rayos gamma y astronomíaultravioleta, así como el estudio de los neutrinos y los rayos cósmicos. Las observaciones se pueden hacerúnicamente desde globos aerostáticos u observatorios espaciales.

Apéndice V - Investigaciones activas y futuras

Investigadores relevantes

• NASA• ESA• Sociedad Planetaria

Observatorios espaciales

Proyectos futuros Base LunarLa NASA ha informado recientemente la posibilidad de crear una base espacial en la Luna, debido a que lasrecientes investigaciones han revelado la presencia de agua en dicho lugar. El objetivo de este proyecto es, instalaruna colonia, la cual sirva de estacion espacial para albergar a los futuros viajeros y, asi, reducir el gasto decombustible, es decir; una aeronave espacial necesita una gran cantida de combustible (Hidrógeno y O2 ) para poderdespegar de la tierra y abandonar el campo gravitatorio, (que obiamente es lo que produce ese gasto)quedandose lanave con poca cantidad de combustible para hacer las tareas necesarias. Pero si contamos con una base Lunar estoseria diferente, porque la aeronave haria una pequeña escala en la Luna, en la cual aprovecharia a reabastecerse decombustible, Hidrogeno que esta presente en el Agua (H2O). Otro factor aprovechable es la gravedad lunar: Lagravedad de la Luna es mucho menor que la de la Tierra, por lo cual, es despegue seria mucho mas "liviano", y elgasto de combustible no seria tan grande. Es, un gran proyecto que, segun la Agencia Espacial Norteamericana es laantesala a la llegada del hombre a Marte. Sin duda, este proyecto marca un nuevo retorno, después de más de 30años de ausencia humana en la Luna, lo cual genera una nueva controversia en la carrera espacial.

Astronomía 49

Apéndice VI - Líneas de tiempo en astronomía• Astronomía del sistema solar• Astronomía estelar• Cosmología• Mapas y catálogos astronómicos• Satélites artificiales y sondas espaciales• Satélites naturales• Tecnología de observación astronómica

Véase también• Portal:Astronomía. Contenido relacionado con Astronomía.• ASAAF - Asociación de Astrónomos Aficionados• Astrobiología• Astrodinámica• Astronáutica• Astrónomo• Astronomía amateur• Astronomía estelar• Astronomía extragaláctica• Astronomía galáctica• Astronomía ultravioleta• Cielo nocturno• Cosmología• Estrella• Formación estelar• Formación y evolución de las galaxias• Galaxia• Historia de la astronomía• Instrumentos astronómicos

• Telescopio• Observatorio• Observatorio espacial

• Lista de estrellas cercanas a la Tierra• Nebulosa• Objeto astronómico• Planetario• Simbología astronómica• Sistema Solar• Universo

Astronomía 50

BibliografíaPor orden alfabético del título de las obras:• Astronomía, José Luis Comellas. Editorial Rialp (1983).• Astronomía Elemental, Vol. I: Astronomía Básica, Isaías Rojas Peña. Ediciones USM (2010). ISBN:

978-956-332-536-2• Cosmos, Carl Sagan. Editorial Planeta (1980).• Curso de Astronomía general, Bakulin, Kononóvich y Moroz. Editorial MIR (1987).• De Saturno a Plutón, Isaac Asimov. Alianza Editorial (1984).• El cometa Halley, José Luis Comellas y Manuel Cruz. Aula Abierta Salvat, Salvat Editores (1985).• El mundo de los planetas, Wulff Heintz. Ediciones Iberoamericanas (1968).• El nuevo Sistema Solar, varios autores. Libros de "Investigación y Ciencia". Editorial Prensa Científica (1982).• Guía de las Estrellas y los Planetas, Patrick Moore. Ediciones Folio (1982).• Historia del Telescopio, Isaac Asimov. Alianza Editorial (1986).• Introducción a la Astrofotografía, José García García. Equipo Sirius.• La exploración de Marte, José Luis Sérsic. Editorial Labor (1976).• Objetivo Universo, Alejandro Feinstein, Horacio Tignanelli. Ediciones Colihue (1996).• Planetas del Sistema Solar, Mijail Márov. Editorial MIR (1985).• Sol, lunas y planetas. Erhard Keppler. (Ed. Salvat Editores, Biblioteca Científica Salvat, 1986).

Enlaces externos• Wikiquote alberga frases célebres de o sobre Astronomía. Wikiquote

• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Astronomía. Commons• Wikinoticias tiene noticias relacionadas con Astronomía.Wikinoticias• Observatorio Astronómico Nacional (OAN) de España [3].• Seminario Permanente de Astronomía y Ciencias Espaciales [4]: SPACE - Universidad Nacional Mayor de San

Marcos, Perú• Departamento de Astronomía y Astrofísica. Pontificia Universidad Católica de Chile [5]

• IAA [6] Instituto de astrofísica de Andalucía.

Referencias[1] H. Roth, A Slowly Contracting or Expanding Fluid Sphere and its Stability, Phys. Rev. (39, p;525–529, 1932)[2] A.S. Eddington, Internal Constitution of the Stars[3] http:/ / www. oan. es[4] http:/ / fisica. unmsm. edu. pe/ ~space/[5] http:/ / www. astro. puc. cl/[6] http:/ / www. iaa. es

Vía Láctea 51

Vía Láctea

Vía Láctea

Datos de observación(Época )

Tipo SBbc Espiral barrada

Características físicas

Magnitudabsoluta

-20,5[1]

Radio 15,33 kpc, 50.000 al

La Vía Láctea es una galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según lasobservaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos100.000 años luz, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desdeel Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55 por ciento del radiototal galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es lasegunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva).El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, laapariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata deleche derramada del pecho de una diosa. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel hazblanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. -370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simplevista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 de la era común, el astrónomo GalileoGalilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya queadondequiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.

Vía Láctea 52

Vista desde la TierraEn la noche se aprecia como una borrosa banda de luz blanca alrededor de toda la esfera celeste. El fenómeno visualde la Vía Láctea se debe a estrellas y otros materiales que se hallan sobre el plano de la galaxia.La Vía Láctea aparece más brillante en la dirección de la constelación de Sagitario, hacia el centro de la galaxia.

Panorámica nocturna de la vía lactea vista desde la plataforma de Paranal, hogar del telescópio gigante ESO.

Partes

Diagrama de la estructura galáctica.

La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas:• halo

• halo exterior• halo interior

• disco• disco delgado• disco grueso• disco extremo

• bulbo

HaloEl halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja yapenas tiene nubes de gas, por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde seencuentran la mayor parte de los cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formacióngaláctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas quecolapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materiaoscura. Su existencia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotancon una componente perpendicular al plano muy fuerte, cruzando en muchos casos el disco galáctico. De hecho, esposible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza suvelocidad y trayectoria, así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan una componenteperpendicular al plano muy acusada, además del hecho de que se trata de cuerpos que se formaron antes que los deldisco. Sus órbitas los llevan, pues, a cruzar periódicamente el disco. También es muy probable que una estrella depoblación II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues éstas son más antiguas que las de población I (ricas enmetales) y el halo, como ya se ha dicho, es una estructura antigua.Véase también: Halo galáctico

Vía Láctea 53

DiscoEl disco se compone principalmente de estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la galaxia que más gascontiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazosespirales, que son ocho: dos brazos principales Escudo-Centauro y Perseo, así como dos secundarios -Sagitario yEscuadra- (en vez de cuatro brazos similares entre sí, como se pensaba antes).[2] Nuestro Sistema Solar se encuentraen el brazo Orión o Local, que forma parte del brazo espiral de Sagitario, de allí su nombre de "Local". Estasformaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. Los brazos son, enrealidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillode los brazos es mayor que el resto de las zonas, porque es allí donde se encuentran los gigantes azules (estrellas detipo O, B), que son las únicas que pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen ymueren en el brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes marcadores de su posición. Otros trazadores de losbrazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado), originadas precisamente por esos gigantesazules. Estas nubes vuelven a emitir, en el rango de la luz visible, la energía captada en el ultravioleta o en otrasfrecuencias más cortas. Son altamente energéticas, pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules, quebarren extensas áreas con sus vientos estelares.Las estrellas de vida más larga como el Sol ya no sirven como marcadores, ya que tienen tiempo a lo largo de su vidade entrar y salir repetidas veces en los diferentes brazos espirales de la galaxia. Estas estrellas podrán encontrarsetambién fuera de los brazos.Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor, halo y disco, el disco también: disco delgado y discogrueso. Se cree que el disco grueso es el remanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia.Del mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial, el disco grueso lo sería de una segunda fase decolapso.El disco está unido al bulbo galáctico por una barra de radio 3,9 kiloparsecs,[3] la cual a su vez está ceñida por unanillo de radio 5 kiloparsecs, que concentra, además de una gran cantidad del hidrógeno molecular de la galaxia, unagran actividad de formación estelar. Dicho anillo es la estructura más notable de nuestra galaxia, y visto desde otrasgalaxias exteriores sería su zona más prominente.[4] De este anillo emergen los brazos espirales.Se cree que posiblemente nuestra galaxia tiene entre 4 mil millones y 8 mil millones de masas solares de hidrógenoneutro, además de la mitad de ésa masa en la forma de hidrógeno molecular. Mientras que el primero llega más alládel espacio ocupado por las estrellas -pero la región central apenas tiene gas en ésa forma-, gran parte del segundoestá concentrado en el anillo mencionado antes, y -excepto en la región más interna de la Vía Láctea- la densidad dehidrógeno molecular en la región central de la galaxia también es baja[5] .Inicialmente se pensó que la tasa de formación estelar de nuestra galaxia sería de hasta cinco masas solares por año;sin embargo, estudios más recientes realizados con ayuda del telescopio de infrarrojos Spitzer sugieren una muchomenor, de apenas 1 masa solar por año[6]

Estudios recientes muestran que nuestra galaxia es atípica por no haber sufrido en los últimos 10 mil millones deaños ninguna fusión importante con otra, en base a sus bajos momento angular, metalicidad, tamaño, y número deestrellas, habiendo formado estrellas de manera bastante constante y tenido una evolución tranquila, a diferencia delo que ha sucedido con numerosas otras galaxias espirales cómo Andrómeda, las cuales han adquirido su tamaño ymasa actuales debido a la absorción de numerosas galaxias menores. Esto también significa que una colisión entredos galaxias espirales puede no dar siempre lugar a una galaxia elíptica, sino a una galaxia espiral mayor.[7] [8]

Véase también: Disco de acrecimiento

Vía Láctea 54

BulboEl bulbo o núcleo galáctico se sitúa en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sinembargo, a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tieneuna forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. También al parecer, en nuestro centro galáctico, hay ungran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagittarius A, o SagitarioA*. Su detección fue posible a partir de la observación de un grupo de estrellas que giraban en torno a un puntooscuro a más de 1.500 km/s.Un estudio reciente muestra que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.[9]

Galaxias satéliteAdemás de los al menos 150 cúmulos globulares conocidos,[10] nuestra galaxia cuenta con cierto número de galaxiassatélite. Las dos mayores con diferencia son las Nubes de Magallanes, y el resto son galaxias elípticas enanas muchomenores, aunque recientemente se ha sugerido que las perturbaciones observadas en el gas situado en la periferia dela Vía Láctea pueden estar causadas por la gravedad de una galaxia de masa similar a la de la Gran Nube deMagallanes e invisible desde nuestra posición en la galaxia.[11]

Algunas de las galaxias compañeras -cómo por ejemplo la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario- están tan cerca a ellaque están siendo despedazadas y absorbidas por nuestra galaxia.

Etimología de la palabra en la mitología griega

Recreación artística hecha por la NASA de la Vía Láctea.

Se cuenta que el dios griego Zeus, que era infiel a suesposa, tuvo un hijo llamado Heracles (Hércules, paralos romanos) de su unión con Alcmena. Al enterarse,Hera hizo que Alcmena llevara en el vientre a Heraclespor 10 meses, y trató de deshacerse de éste mandandodos serpientes para que mataran al bebé cuando teníaocho meses. Sin embargo, Heracles pudo librarsefácilmente de ellas estrangulándolas con sus pequeñasmanos. Heracles resultó ser el favorito de Zeus. Sinembargo, el Oráculo decía que Heracles sólo sería unhéroe, puesto que era mortal. Para ser un dios inmortaldebía mamar de Hera, pero ella no quería: sentía ira ycelos en su contra.

Una vez que llega la historia hasta este punto, lasversiones son distintas.Una de ellas dice que Hermes, el mensajero de losdioses, puso a Heracles en el seno de Hera, mientrasella dormía, para que mamara la leche divina pero, al despertar y darse cuenta, lo separó bruscamente y se derramó laleche, formando la Vía Láctea.

Otra dice que Atenea, la diosa de la sabiduría, convenció a Hera de que Heracles mamara de ella, ya que era un niñomuy lindo, pero resulta que Heracles succionó la leche con tal violencia, que lastimó a Hera, haciéndola derramar laleche.

Vía Láctea 55

Otra recreación artística de la Vía Láctea.

Otros mitos

En algunas culturas está asociada a caminos, porejemplo, los vikingos creían que llevaba al Valhalla,destino de las almas de los muertos, mientras que losceltas aseguraban que se dirigía al castillo de la reina delas hadas, en España, la Vía Láctea también recibe elnombre popular de Camino de Santiago, pues era usadacomo guía por los peregrinos de ese lugar. En otroscasos, como en las alegorías chinas y japonesas, serefieren a ella como un río de plata celestial.

Enlaces externos• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Vía Láctea. Commons• Imágenes Celestia [12] Imagen de la Vía Láctea marcando la posición de nuestro sistema solar.• Proyecto Celestia [1] Actividad educativa "El Universo".• Elaboración del mayor mapa digital de la Vía Láctea [13] (noticia del 17-12-07 en Crónica Universia).• Mediante el [[telescopio Isaac Newton [14]] de La Palma, medio centenar de astrónomos realizarán un mapa

digital pormenorizado de la Vía Láctea.] Noticia del 14-12/07 en ADN.es [15], de la Agencia EFE.• Video relacionado con un agujero negro en el centro de la Vía Láctea [16]

Referencias[1] How bright is the Milky Way? - An analytical derivation from absolute magnitude. (http:/ / www. astronomyphysics. com/ read. php?f=1&

i=349& t=349). Sin embargo, otras fuentes ( (http:/ / nedwww. ipac. caltech. edu/ level5/ Harris/ Harris2. html#Table 1)) dan una magnitudabsoluta mayor, de -21,3

[2] Two of the Milky Way's Spiral Arms Go Missing (http:/ / www. spitzer. caltech. edu/ Media/ releases/ ssc2008-10/ release. shtml)[3] The Long Bar in the Milky Way. Corroboration of an old hypothesis (http:/ / arxiv. org/ PS_cache/ astro-ph/ pdf/ 0606/ 0606201v3. pdf) por

M. López-Corredoira, A. Cabrera-Lavers, T. J. Mahoney, P. L. Hammersley, F. Garzón, C. González Fernández.[4] Universidad de Bostón, Galactic ring survey (http:/ / www. bu. edu/ galacticring/ new_introduction. htm)[5] (http:/ / books. google. es/ books?id=N8Hngab5liQC& pg=RA1-PA97& lpg=RA1-PA97& dq="the+ milky+ way+ probably+ contains"&

source=bl& ots=0LAHhEMCmr& sig=uCrkfvEv5e3SqtdDHLjzsQ4ukyk& hl=es& ei=Ypc3SrfuBJe5jAe7udSbDQ& sa=X&oi=book_result& ct=result& resnum=2)

[6] Spitzer Detects the 'Heartbeat' of Star Formation in the Milky Way Galaxy (http:/ / spitzer. caltech. edu/ news/1066-feature10-03-Spitzer-Detects-the-Heartbeat-of-Star-Formation-in-the-Milky-Way-Galaxy)

[7] The Milky Way, an Exceptionally Quiet Galaxy: Implications for the Formation of Spiral Galaxies (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/2007ApJ. . . 662. . 322H)

[8] Milky Way vs Andromeda: a tale of two disks (http:/ / adsabs. harvard. edu/ abs/ 2009arXiv0906. 4821Y)[9] La Vía Láctea gira mucho más rápido de lo que se creía. (http:/ / www. elpais. com/ articulo/ sociedad/ Via/ Lactea/ gira/ mucho/ rapido/

creia/ elpepusoc/ 20090105elpepusoc_3/ Tes) Noticia, El PAÍS.[10] CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS (http:/ / physwww. mcmaster. ca/ ~harris/ mwgc. dat)[11] La Vía Láctea podría tener un enorme vecino oculto (http:/ / www. cienciakanija. com/ 2009/ 08/ 18/

la-via-lactea-podria-tener-un-enorme-vecino-oculto/ )[12] http:/ / celestia. albacete. org/ imagenes/ imagen/ vialac2. jpg[13] http:/ / www. universia. es/ portada/ actualidad/ noticia_actualidad. jsp?noticia=94645[14] http:/ / www. adn. es/ tecnologia/ 20071214/ NWS-0687-astronomos-mapa-digital-Via-Lactea. html[15] http:/ / www. adn. es/ tecnologia[16] http:/ / noticiero. zoomblog. com/ archivo/ 2008/ 12/ 16/ agujeros-Negros-Con-Bondades. html

Año luz 56

Año luz

Nebulosa del cono, a 2500 años luz de distancia.

Un año luz es la distancia que recorre la luz en unaño. Equivale aproximadamente a 9,46 × 1012 km =9.460.000.000.000 km, o sea, algo menos de 10billones de kilómetros (no confundir con millardos).

Más específicamente, un año luz es la distancia querecorrería un fotón en un año Juliano (365,25 días de86.400 s) a la velocidad de la luz en el vacío(299.792,458 km/s), a una distancia infinita decualquier campo gravitacional o campo magnético.

Un año luz no es una unidad de tiempo ni develocidad, sino de longitud, (es una medida de lalongitud del espaciotiempo absoluto einsteniano, y porlo tanto, tampoco es una medida de longitud delespacio absoluto newtoniano ni del tiempo absolutonewtoniano); sería, por lo tanto, incorrecto decir, porejemplo, que la supernova X explotó hace 1.500 añosluz, o decir que un año luz son 9,46 billones dekm/año.

En campos especializados y científicos se prefiere el pársec (unos 3,26 años luz) y sus múltiplos para las distanciasastronómicas, mientras que el año luz sigue siendo habitual en ciencia popular y divulgación. También hay unidadesde longitud basadas en otros períodos, como el segundo luz y el minuto luz, utilizadas especialmente para describirdistancias dentro del Sistema Solar, pero también se suelen restringir a trabajos de divulgación, ya que en contextosespecializados se prefiere la unidad astronómica (unos 8,32 minutos luz).

Carece de símbolo, aunque en inglés es frecuente ver la abreviatura l. y. o ly, y en español a. l. o al.

ValorUn año luz equivale a:• 9.460.730.472.580,8 km• aproximadamente 5,88 × 1012 millas• aproximadamente 5,11 × 1012 NM• aproximadamente 63.241 ua• aproximadamente 0,3066 pc

Año luz 57

Algunos datos• La distancia entre el Sol y la estrella más cercana, Próxima Centauri, es de 4,22 años luz.(segun el astronomo y

productor musical mexicano Edward Werner Varela)• Según la Teoría de la Relatividad, ningún objeto material (masa > 0) puede acelerar hasta la velocidad de la luz.

Véase también• Unidad astronómica• Pársec• Astronomía

Enlaces externos• Conversión de año luz en otras unidades [1]

Referencias[1] http:/ / unit-converter. org/ en_length. html

Fuentes y contribuyentes del artículo 58

Fuentes y contribuyentes del artículoTelescopio espacial Hubble  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37555140  Contribuyentes: .Sergio, 32X, 3coma14, Agremon, Albireo3000, Alexman321, Angel GN, AntónFrancho, Ascraeus, Asterion, BatteryIncluded, Bryant1410, Bucephala, BuffaloBill, Cinabrium, Comae, Daftboston, Death Master, Diegusjaimes, Dodo, Dogor, Drini, Durero, Elliniká, Emijrp,Enen, FViolat, Flexar, Fran Ara, Gengiskanhg, GermanX, Groucho Marx, HUB, Humberto, Ignacio Egea, Ignacio Icke, Jesuson63, Jesús Maíz, Jmcalderon, JorgeGG, Jsanchezes, Jtico, Jurock,KnightRider, LFCN, Lasneyx, Locos epraix, Lopezmts, LuisArmandoRasteletti, MARC912374, Maldoror, Mampato, Manuguay, Manwë, Matdrodes, Mel 23, Mikelb, Molta, Moriel,NicolasGiorgetti, Numbo3, Osfrando, P.o.l.o., Paintman, PoLuX124, Poshitoo, Qwertyytrewqqwerty, Rastrojo, Regrese2405, Retama, Rondador, Rortiz, Rosarinagazo, RoyFocker, Sabbut, Sfu,Simeón el Loco, Sunsinron, Super braulio, Taichi, Tano4595, Tomatejc, Túrelio, Veon, Wiki Winner, Wricardoh, Xgarciaf, Xosema, Xqno, Zauver, Ñuño Martínez, 211 ediciones anónimas

Galaxia  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37442490  Contribuyentes: .Sergio, Aibdescalzo, Aitorzubiaurre, Alhen, Amadís, Antón Francho, Artemov, AstroNomo, Baiji,Belerofot, Beto29, BetoCG, Brindys, C'est moi, Camilo, Casanova-j, Chibita, Dermot, Dhcp, Diegusjaimes, Echani, Eduardosalg, Elgrang, Eligna, Elliniká, Elwikipedista, Emijrp, ErKomandante, Erfil, Feliponn3, Fran Ara, FrancoGG, Gaius iulius caesar, Gasparete, Gauss, Ginosal, HUB, Humberto, Icvav, Irodripac, Jardastronomo, Jarke, Javierito92, Joaquin.almagro,Jorgechp, Jorghex, Joseaperez, Jsguzmanv, Jtico, JuLiA HP, Julie, KEVIN18, Kabri, Karshan, Kved, LFCN, Latiniensis, Little good girl, Lucas el wikipedista, MILEPRI, Makete, Maldoror,Marcosm21, Mario curro 14, Martinwilke1980, Matdrodes, Mgarlop, Moreno.alejandro, Moriel, Muro de Aguas, NaBUru38, Naitsabex, Netito777, Nicop, Ninovolador, Olaolaolaola, Oscar .,Pan con queso, Pati, PoLuX124, Qubit, Quemandopatanes, Quesada, Rafernan, Rastegui, Rastrojo, Resped, Robercarreras, Rvr, Santiperez, Sebado, Shentexx, Silvae, Sotcr, Soulreaper, Superbraulio, Tano4595, Tirithel, Varano, Vasyatka1, Vbenedetti, Veltys, Veon, Vitamine, Wintermute, Wricardoh, Xabier, Xenoforme, 283 ediciones anónimas

Edwin Hubble  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37461310  Contribuyentes: Aleposta, Antur, Ceancata, Cesaranieto, Charlietron, CommonsDelinker, Comu nacho,Diegusjaimes, Dorieo, Dreitmen, Efegé, El bibliotecario reina, Emijrp, Er Komandante, Foundling, Icvav, Javier Carro, Jorgelrm, Joseaperez, Juan.sarmiento, Kokobill, MR9, Matdrodes, Moriel,Nicop, Numbo3, Pati, Peejayem, Sauron, Snakeyes, Taty2007, Toolserver, Wricardoh, Xgarciaf, 135 ediciones anónimas

Ley de Hubble  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37408565  Contribuyentes: 3coma14, Camilo, Chuck es dios, Dpeinador, Elliniká, Equi, Escarlati, Farisori, J.M.Domingo,Jajaja666, Jordissm, Joseaperez, Karshan, Lungo, Maldoror, Matdrodes, Muro de Aguas, Nirgal, NudoMarinero, Pati, Pedrojwiki, PoLuX124, Rafernan, Rosarino, Sabbut, SpeedyGonzalez,Suarez ruibal, Tano4595, Tomatejc, Varano, Vivero, Wasa123, Xenoforme, 48 ediciones anónimas

Secuencia de Hubble  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37556221  Contribuyentes: Elfodelbosque, Gaijin, Götz, Jsl, Marcosm21, Numbo3, 9 ediciones anónimas

(2069) Hubble  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=33306660  Contribuyentes: Arcibel, Carlukas, Taichi, 3 ediciones anónimas

Nebulosa  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=35869996  Contribuyentes: 140-VIGO-X12.libre.retevision.es, 3scandal0, Abn1983, Alvaro qc, Angelrls, Antur, AstroNomo, Baiji,Barrie, Darz Mol, Dianai, Diegusjaimes, Drini, Emijrp, Farisori, Fhaidel, Fran Ara, Fsd141, GermanX, Greek, Hprmedina, Humberto, Javierahu64, Jorge c2010, Joseaperez, Josell2, KRLS,KnightRider, Lobillo, Locos epraix, Lt. CiberShark, MILEPRI, Matdrodes, Melanie08, Michelangelo-36, Mutari, NudoMarinero, OuT, Paulojeda, RoyFocker, Sms, Stroppus, Sunsinron,Tano4595, Template namespace initialisation script, Togue 1220, Wricardoh, XalD, Xenoforme, Zupez zeta, conversion script, 112 ediciones anónimas

Telescopio  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37343198  Contribuyentes: 3coma14, Agguizar, Airunp, Aleator, Anagnorisis, Andreasmperu, Andrés Cortina, Angel GN, Antur,Aparejador, Arrt-932, Ascraeus, Baiji, Beto29, BlackBeast, Bucho, Camilo, Chewie, CommonsDelinker, Cratón, Cronos x, Ctrl Z, Darwinnumpaque, David0811, Dferg, Diegusjaimes, Dodo,Dogor, Drini, EWaOaWe, Eamezaga, Eduardosalg, Edub, Ejmeza, El mago de la Wiki, Emijrp, Ensada, Execoot, FCPB, Farisori, Fede, Fergarci, GermanX, Greek, Götz, HAMM, HUB,Interwiki, Isha, JEDIKNIGHT1970, JMCC1, Jjvaca, Joseaperez, Josefpm, Juan Ramón P.C., Kadellar, Klystrode, Kokoo, Kortatu, Laura Fiorucci, Mafores, Maldoror, Matdrodes, Maxisi,Mikelb, Montgomery, Moriel, Mutari, Netito777, Nicop, Oscar ., P.o.l.o., Paintman, Palcianeda, Patricio.lorente, PoLuX124, Poco a poco, Pompilos, Porao, Prietoquilmes, Qwertyytrewqqwerty,Renacimiento, Resped, Rosarinagazo, SGarcialoredo, Santiperez, Sdalva, Shooke, Sms, Snakeyes, Super braulio, Tano4595, Teo cs, Tirithel, Tomatejc, Truor, Vic Fede, Walchur, Wikialumno,Wkboonec, Wricardoh, Zuirdj, 310 ediciones anónimas

Astronomía  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37545411  Contribuyentes: -Javier-, 142857, 3coma14, 3signmain, AFLastra, Accrama, Aibdescalzo, Airunp, Al final eran 5 los3 chiflados, Albireo3000, Aleator, Andreasmperu, Angel GN, Antur, Antón Francho, Arroway, Ascánder, Asdert43, Authenticmaya, Baiji, Balderai, Barcex, Barsoom, BlackBeast, Camilo,Cantero, Carlosblh, Carrigue94, Celtist, Cieloscuro, Cinabrium, Comu nacho, Cookie, Cratón, Crisneda2000, Culebrin, Curly de los 3 chiflados, Deleatur, Denniss, Diegusjaimes, Dove, Drini,Dxman, Echando una mano, Edgargc 95, Edmenb, Eduardosalg, Efepe, Ejmeza, El astronomo, ElPora, Eleuc, Elliniká, Elnombreyaestausado, Eloy, Elsenyor, Emijrp, Ensada, Eqinox,Espacioprofundo, Especiales, Eufrosine, Ezarate73, Ferjo1987, Fillbit, Fremen, Fuser23, Galandil, Gengiskanhg, Gons, Guille, HUB, Hno3, Hortografia, Humbefa, Instituto INKAL, Isha, IsidoraS. H., JEDIKNIGHT1970, Jae58, Jahnc, Javier Carro, Jcastillon, Jcortina, Jjvaca, Jorge c2010, Jorge1945, Jorgelu321, Jstitch, Jurock, Kanon6917, Karshan, Kender00, Kordas, LFCN, LP, Larryde los 3 chiflados, Latiniensis, Laura Fiorucci, Le K-li, Liazahaya, Loco085, Lucien leGrey, Lycaon83, MI GENERAL ZAPATA, MILEPRI, Mac, Maldoror, Mamen012, Marcosmza1962,Martinwilke1980, Matdrodes, Maveric149, Miguelio, Mikelb, Moe de los 3 chiflados, Morza, Mrodmza1962, Mundokeko, Muro de Aguas, Mushii, Navelegante, Nayromi, Nicop, Nixón,NiñoDelPireo, Nopetro, NudoMarinero, OboeCrack, P.o.l.o., Pabloallo, Paintman, Palcianeda, Patricio.lorente, PePeEfe, Pepejuancho, Pereza.c, Petronas, Pinar, Platonides, PoLuX124, Ppfk,Prietoquilmes, Prometheus, Pyr0, RDD, Rankawito, Rferrero, Roberto Fiadone, Robin Hood, Rondador, RubiksMaster110, Ryuuga, Rαge, SPQRes, Sanbec, Scandar, Sebtor, Sigmanexus6,Sigmaoctantis, Simeón el Loco, Soy el dueño de wikpedua, Stormnight, Supernova13, Superzerocool, Taichi, Tano4595, Taty2007, Tico, Tirithel, Tomatejc, Topsecretuniverse, Torpado,Turismoastronomico, Varano, Veon, WarGamerz, Wikielwikingo, Worldcitizen, Wricardoh, Xabier, Xandi, Xavigarz, Xgarciaf, Xoao 12, Yerman alex, Yeza, conversion script, 383 edicionesanónimas

Vía Láctea  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37369319  Contribuyentes: *-*VALENB*-*, Airunp, Albireo3000, Ale flashero, Alexav8, Alonsorgaz, Alvaro qc, Amadís,Andreasmperu, Angel GN, Antur, Antón Francho, AstroNomo, Astronomus7, Banfield, Blasete, Bocasecaman, Cacadril, Camilo, Cookie, Correogsk, Cratón, Crisneda2000, DONKIKO,DamianFinol, David0811, Davius, Diegusjaimes, Diosa, Djgonzo2008, Dodo, Dorieo, Draxel, Dxman, Elfodelbosque, Eligna, Emijrp, Ensada, Erick Leske, FRANK94, FrancoGG, Ginosal,Guille, Gusgus, HUB, Hugo Mosh, Humberto, Interwiki, Isha, Jalabarusa, Jarke, Javierito92, Jesús Maíz, Jesús Sard, Jorge horacio richino, Joseaperez, Jsanchezes, LAnThOnYl, Lampsako,Laura Fiorucci, Le K-li, Little good girl, Lmcuadros, Luis1970, Luque depor 55, Macarrones, Maldoror, Manuel Trujillo Berges, Manuguay, Manwë, Matdrodes, Maugemv, Mendez31,MiguelAngel fotografo, Montgomery, Moriel, Muro de Aguas, Mutari, Netito777, Nicky8288, Nicop, Obelix83, Pablo rigel, Penquista, Pinar, Piolinfax, PoLuX124, Prietoquilmes, PunKat,Quesada, Rastrojo, Renacimiento, Renebeto, Robertoe, Rodrigo, Romanskolduns, Rowley, Savh, Sharu, Smrolando, Suki77, Super braulio, Taichi, Tano4595, Ty25, Ursula maldine, VandalCrusher, Vic Fede, Vitamine, Vivero, Wachulin, Wilfredor, Willtron, Xenoforme, Zeroth, Zorosandro, 314 ediciones anónimas

Año luz  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?oldid=37082683  Contribuyentes: .José, .Sergio, 333, 3coma14, ARHEKI, Alhen, Angela, Antón Francho, AstroNomo, Baiji, Barteik,BlDiTeNa, BlackBeast, C-3POrao, Cjtovar, Cookie, David0811, Depredator, Dermot, Diegothais, Diegusjaimes, Drini, Edmenb, Edub, Eligna, Emijrp, Eqwrty, Eric, Escarlati, FAR, Fran Ara,GOMEZ-asesores, Gengiskanhg, Gussisaurio, Gustronico, Hashar, Humberto, Ief, Interwiki, Isha, Issac Newton, Javierahu64, Jmcalderon, Joseaperez, Joselarrucea, Kevinmcrgd, Komputisto,Kved, Laban, Laura Fiorucci, Lotesse, Manuelt15, Markoszarrate, Matdrodes, Misaelvp, Moriel, Muro de Aguas, Nelsito777, Neodimio, Nicop, Nixón, PoLuX124, Romero Schmidtke, Sabbut,Sauron, Skr515, Sotcr, Stardust, Suarez ruibal, Taichi, Tano4595, Template namespace initialisation script, Tirithel, Vic Fede, Vitamine, Wmagudelo, Xosema, Zeroth, Zufs, 283 edicionesanónimas

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Fuentes de imagen, Licencias y contribuyentesArchivo:Hubble 01.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Hubble_01.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: NASAArchivo:Eagle nebula pillars.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Eagle_nebula_pillars.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: Avenue, EugeneZelenko, Juicedlemon, Lars Lindberg Christensen, Watcharakorn, Zualio, 2 ediciones anónimasArchivo:HH47 animation.gif  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:HH47_animation.gif  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: Patrick HartiganArchivo:Hubble 20th Carina Nebula xo.ogv  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Hubble_20th_Carina_Nebula_xo.ogv  Licencia: Public Domain  Contribuyentes:NASA.govArchivo:Shoemaker-Levy 9 on 1994-05-17.png  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Shoemaker-Levy_9_on_1994-05-17.png  Licencia: desconocido  Contribuyentes:NASA, ESA, and H. Weaver and E. Smith (STScI)Archivo:NGC 6302 HST new.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:NGC_6302_HST_new.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: NASA, ESA, and theHubble SM4 ERO TeamArchivo:Ultra Deep Field, Hubble images.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Ultra_Deep_Field,_Hubble_images.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes:NASA.govArchivo:Keyhole Nebula - Hubble 1999.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Keyhole_Nebula_-_Hubble_1999.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: NASA,The Hubble Heritage Team (AURA/STScI)Archivo:M 16, Hubble images.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:M_16,_Hubble_images.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: NASA.govArchivo:SN 1006, Hubble images.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:SN_1006,_Hubble_images.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: NASA.govArchivo:Antennae, Hubble images.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Antennae,_Hubble_images.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: NASA.govArchivo:Sombrero_Galaxy_in_infrared_light_(Hubble_Space_Telescope_and_Spitzer_Space_Telescope).jpg  Fuente:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Sombrero_Galaxy_in_infrared_light_(Hubble_Space_Telescope_and_Spitzer_Space_Telescope).jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes:NASA/JPL-Caltech and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)Archivo:V838, Hubble images.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:V838,_Hubble_images.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: NASA.govArchivo:Catseye-big.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Catseye-big.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: Original uploader was Evercat at en.wikipediaArchivo:Commons-logo.svg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Commons-logo.svg  Licencia: logo  Contribuyentes: User:3247, User:GruntArchivo: NGC 4414 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Kennicutt(University of Arizona), and the SINGS Team; Visible: Hubble Space Telescope/Hubble Heritage TeamArchivo:Saturn's A Ring From the Inside Out.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Saturn's_A_Ring_From_the_Inside_Out.jpg  Licencia: Public Domain Contribuyentes: NASA/JPL/University of ColoradoArchivo:M87 jet.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:M87_jet.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: Original uploader was Dan Gardner at en.wikipediaLater versions were uploaded by Joseph Dwayne, Ylai at en.wikipedia.

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Archivo:Nasa swift satellite.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Nasa_swift_satellite.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: CarolSpears, GDK, VlSimpsonArchivo:Solar sys.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Solar_sys.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: Harman Smith and Laura Generosa (nee Berwin),graphic artists and contractors to NASA's Jet Propulsion Laboratory.Archivo:Polarlicht.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Polarlicht.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: United States Air Force photo by Senior Airman JoshuaStrangArchivo:Sun in X-Ray.png  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Sun_in_X-Ray.png  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: NASA Goddard Laboratory forAtmospheresArchivo:Sun920607.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Sun920607.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: CWitte, ComputerHotline, Conscious, Davepape,Dferg, Herbythyme, Melee, RedWolf, S1, Schekinov Alexey Victorovich, Sebman81, Str4nd, Superm401, SvonHalenbach, TheDJ, Túrelio, Xhienne, Yonatanh, 49 ediciones anónimasArchivo:Moon Dedal crater.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Moon_Dedal_crater.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: SpiritiaArchivo:Comet P1 McNaught04 - 23-01-07.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Comet_P1_McNaught04_-_23-01-07.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes:Fir0002Archivo:Ant Nebula.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Ant_Nebula.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: NASA, ESA & the Hubble Heritage Team(STScI/AURA). Acknowledgment: R. Sahai (Jet Propulsion Lab), B. Balick (University of WashingtonArchivo:Dust.devil.mars.arp.750pix.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Dust.devil.mars.arp.750pix.jpg  Licencia: Public Domain  Contribuyentes: Bdamokos,SaperaudArchivo:grav.lens1.arp.750pix.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Grav.lens1.arp.750pix.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: STScl/NASAImagen:Crystal Clear app konquest.png  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Crystal_Clear_app_konquest.png  Licencia: desconocido  Contribuyentes: AVRS,CyberSkull, Rocket000Image:Wikinews-logo.svg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Wikinews-logo.svg  Licencia: logo  Contribuyentes: User:Simon, User:Time3000Archivo:236084main MilkyWay-full-annotated.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:236084main_MilkyWay-full-annotated.jpg  Licencia: Public Domain Contribuyentes: NASA/JPL-Caltech/R. HurtArchivo:360-degree Panorama of the Southern Sky.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:360-degree_Panorama_of_the_Southern_Sky.jpg  Licencia: desconocido Contribuyentes: ESO/H.H. HeyerArchivo:galaxia.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Galaxia.jpg  Licencia: GNU Free Documentation License  Contribuyentes: Maksim, Packa, PlatonidesArchivo:Milky Way 2005.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Milky_Way_2005.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: R. HurtArchivo:Milky Way galaxy.jpg  Fuente: http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Milky_Way_galaxy.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: Duesentrieb, Duffman, Edward,Lars Lindberg Christensen, MywoodArchivo:Cone Nebula (NGC 2264) Star-Forming Pillar of Gas and Dust.jpg  Fuente:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Archivo:Cone_Nebula_(NGC_2264)_Star-Forming_Pillar_of_Gas_and_Dust.jpg  Licencia: desconocido  Contribuyentes: Juanpdp, Juiced lemon,UpstateNYer, Wilfredor, 1 ediciones anónimas

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