Final del formularioEn 1924: Hubble demostró que no era la única. Grupo local



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El universo en expansión

Nuestro sol y estrellas cercanas , son parte de la vía láctea,

Más de 100 estrellas de nuestra galaxia tienen planetas orbitando alrededor de ellas.

Durante mucho tiempo se pensaba que esta galaxia era todo el universo.

Final del formularioEn 1924: Hubble demostró que no era la única. (Grupo local

Hay muchas otras con enorme vacío entre ellas

Para probarlo determinó la distancia entre ella

Podemos determinar la distancia entre ellas

1.- Observando cómo cambia su posición cuando la tierra gira alrededor del sol.

2.- Hay estrellas muy alejadas que parecen fijas

Métodos indirectos

1.- Brillo aparente Luminosidad

Distancia a que esta de nosotros.

Estrellas cercanas: Brillo aparente

Distancia luminosidad

La magnitud aparente (m) de una estrella, planeta o de otro cuerpo celeste es una medida de su brillo aparente;

Es decir, la cantidad de luz que se recibe del objeto.

Mientras que la cantidad de luz recibida depende realmente del ancho de la atmósfera,

Las magnitudes aparentes se normalizan a un valor que tendrían fuera de la atmósfera.

Nótese que el brillo aparente no es igual al brillo real –

Un objeto extremadamente brillante puede aparecer absolutamente débil, si está lejos-.

La relación en la cual el brillo aparente cambia, mientras que la distancia de un objeto aumenta, es calculada por la ley de la inversa del cuadrado.

La magnitud absoluta, M, de un objeto, es la magnitud aparente que tendría si estuviera a 10 parsecs.

32.616 años luz, o 3 14 kilómetros)

La escala sobre la cual se mide la magnitud, tiene su origen en la práctica helenística de dividir esas estrellas visibles al ojo desnudo en seis magnitudes. Las estrellas más brillantes fueron pensadas para formar parte de la primera magnitud (m = +1),

Mientras que las más débiles eran consideradas como sexta magnitud (m = +6), el límite del ojo humano (sin ayuda de un telescopio).

Este método, algo primitivo, para indicar el brillo de estrellas fue popularizado por Ptolomeo en su Almagesto, y se cree que pudo haber sido originado por Hiparco.

Este sistema original no medía la magnitud del Sol. Debido al hecho de que la respuesta del ojo humano a la luz es logarítmica y la escala que resulta es también logarítmica.

El sistema moderno no está limitado a 6 magnitudes.

Los objetos realmente brillantes tienen magnitudes negativas.

Por ejemplo Sirius, la estrella más brillante, tiene una magnitud aparente de -1,44 a -1,46.

Sirio se encuentra en la constelación del Can Mayor y es bien visible en los meses invernales, en la inconfundible constelación de Orión.



Orión, (el Cazador), es una constelación prominente, quizás la más conocida del cielo.

Sus estrellas brillantes y visibles desde ambos hemisferios hacen que esta constelación sea reconocida universalmente.

La constelación es visible a lo largo de toda la noche durante el invierno en el hemisferio norte, verano en hemisferio sur; es asimismo visible pocas horas antes del amanecer desde finales del mes de agosto hasta mediados de noviembre y puede verse en el cielo nocturno hasta mediados de abril, al menos en el hemisferio norte.

Orión se encuentra cerca de la constelación del río Eridanus y apoyado por sus dos perros de caza Canis Maior y Canis Minor peleando con la constelación del Tauro.


Esta estrella fue muy venerada por los antiguos egipcios, que la consideraban como anunciadora de la crecida del Nilo y, por consiguiente, de una buena cosecha.

Muchos templos egipcios se construyeron de forma que la luz de Sirio iluminara las cámaras interiores.

La época más calurosa en el hemisferio norte del verano coincide con la salida de Sirio en la constelación del Can Mayor.




Clasificación según magnitudes

Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco,

quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo.

Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista.

Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.

Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.


En el caso de las estrellas cercanas podemos medir tanto su brillo aparente como su distancia, de modo que es posible determinar su luminosidad.

A la inversa, si conociéramos la luminosidad de las estrellas en otras galaxias podríamos calcular la distancia a que se encuentran de nosotros midiendo su brillo aparente .

Estrella más cercana a la tierra.



Alfa Centauri (también conocido como Rigil Kent) es el sistema estelar más cercano al Sol que está a unos 4,37 años luz (41,3 billones de km) de distancia.

Considerada desde la antigüedad como una única estrella y con gran importancia mitológica

La más brillante de la constelación del Centauro, lo que se observa sin ayuda de telescopio

Es, en realidad, la superposición de dos estrellas brillantes de un posible sistema de tres.

Hoy se sabe que es una estrella binaria.

El sistema también contiene por lo menos un planeta del tamaño terrestre Alpha Centauri Bb, con cerca de 113% de la masa terrestre, []que orbita Alpha Centauri B, con un período de 3,236 días[] []lo que lo hace ser el exoplaneta más cercano conocido a la Tierra.

Orbitando a una distancia de 6 millones de kilómetros de la estrella,[1] o el 4% de la distancia de la Tierra al Sol, el planeta tiene una temperatura superficial estimada de al menos 1500 K (aproximadamente 1200 °C), demasiado caliente para ser habitable

Hubble argumento que había cierta clase de estrellas que se encontraban relativamente cercanas a nosotros para que se pudieran medir directamente, tenían siempre la misma luminosidad. Por lo tanto si encontráramos estrellas semejantes en otras galaxias podríamos suponer que también deben tener la misma luminosidad.

De este modo podríamos calcular la distancia a dicha galaxia.

Si pudiéramos hacerlo para varias estrellas de una misma galaxia podríamos tener bastante confianza en nuestras estimaciones

Procediendo de este modo Hubble midió la distancia a9 galaxias diferentes

Hoy sabemos que Hay 100.000 millones de galaxias, la nuestra es una más en este conjunto de galaxias, que pueden verse con telescopios modernos, y Cada una contiene 100.000 millones de estrellas.

El universo en expansión

Hay App 100.000 millones de galaxias que pueden verse con telescopios modernos.

Cada una de ellas contiene 100.000 millones de estrellas.

La nuestra tiene 100.000 años luz de diámetro y 20.000 años luz de espesor.

Esta rotando lentamente

Las estrellas de sus brazos espirales giran App una vez cada 100. Millones de años terrestres.

El sol es una estrella ordinaria de esta galaxia, amarilla y de tamaño medio próxima al borde externo de uno de los brazos espirales.

Ciertamente hemos recorrido un largo camino desde Aristóteles a Ptolomeo cuando se creía que la tierra era el centro del universo.

Las estrellas están tan lejos que nos parecen simples puntos luminosos.

No podemos determinar, ni su tamaño ni su forma.

¿Cómo podemos distinguir las diferentes clases de estrellas?

Hay una característica común: El color de su luz

Newton descubrió

La luz del sol cuando atraviesa un prisma esta se descompone en sus colores primarios, lo que define su espectro (con el arco iris)

Del mismo modo la luz que proviene de una estrella se puede hacer que se descomponga en un prisma ., lo que define su espectro

Estrellas diferentes tienen espectros diferentes

Pero el brillo relativo de los diferentes colores es siempre exactamente el que esperaríamos de un objeto incandescente, lo que nos permite medir su temperatura.

Algunos colores específicos faltan en los espectros de las estrellas y estos varían de una estrella a otra

Cada elemento químico absorbe un conjunto característico de colores muy específicos.

Espectros cromáticos

Cuando hacemos pasar la luz a través de un prisma óptico se produce el efecto llamado dispersión que consiste en la separación de las distintas longitudes de onda que forman el rayo incidente.

La luz blanca produce al descomponerla lo que llamamos un espectro continuo, que contiene el conjunto de colores que corresponde a la gama de longitudes de onda que la integran.

Sin embargo, los elementos químicos en estado gaseoso y sometido a temperaturas elevadas producen espectros discontinuos en los que se aprecia un conjunto de líneas que corresponden a emisiones de sólo algunas longitudes de onda. El siguiente gráfico muestra el espectro de emisión del Na (sodio):




El conjunto de líneas espectrales que se obtiene para un elemento concreto es siempre el mismo, incluso si el elemento forma parte de un compuesto complejo, y cada elemento produce su propio espectro diferente al de cualquier otro elemento. Esto significa que cada elemento tiene su propia firma espectral.



Si hacemos pasar la luz blanca por una sustancia antes de atravesar el prisma sólo pasarán aquellas longitudes de onda que no hayan sido absorbidas por dicha sustancia y obtendremos el espectro de absorción de dicha sustancia. El gráfico siguiente muestra el espectro de absorción del sodio:

Observa que el sodio absorbe las mismas longitudes de onda que es capaz de emitir.

La regularidad encontrada en los espectros discontinuos supone un apoyo muy importante para comprender la estructura de los átomos.
Así, ajustando cada color que falta en el espectro se puede determinar con exactitud qué elementos químicos están presentes en la atmosfera de la estrella.

En la década de 1920, cuando los astrónomos comenzaron a examinar los espectros de estrellas de otras galaxias descubrieron algo muy peculiar.

Faltaban los mismos conjuntos característicos de colores que faltaban en nuestra propia galaxia, pero todos estaban desplazados en la misma cantidad relativa hacia el extremo rojo del espectro.

La galaxias se están alejando de nosotros, la frecuencia de la luz se está reduciendo o desplazando hacia el rojo. (Doppler)

El nombre de “corrimiento al rojo” comenzó a usarse a partir del año 1908, luego del trabajo "Dos métodos de investigación de la naturaleza del corrimiento al rojo nebular", del astrónomo norteamericano W. Adams

Podemos definir como corrimiento al rojo al fenómeno por el cual el espectro de emisión y/o absorción de radiación, proveniente de un objeto cosmológico, resulta desplazado hacia longitudes de onda mayores debido a la acción de algún proceso independiente del mecanismo de emisión o absorción de radiación.

Los espectros de la radiación proveniente de estrellas resultan complejos pero tienen en común las líneas características de elementos tales como el Hidrógeno y el Helio.

Lo cual presentan un patrón distinguible más complicados aún para la obtención y análisis son los espectros de las galaxias, debido a la baja intensidad de la radiación incidente y a su origen estadístico proveniente de poblaciones no homogéneas (emisores).


Una información más detallada de los espectros estelares y galácticos se adjunta en el anexo de este artículo.

El estudio comparativo entre el espectro (visible y no visible) obtenido del Sol y los espectros de estrellas y galaxias ha demostrado que éstos últimos están desplazados hacia las longitudes de onda mayores salvo casos excepcionales.

Este fenómeno adquirió una relevancia notable por dos motivos principales:

1.-El primero está vinculado al corrimiento provocado por el campo gravitatorio de un cuerpo masivo, predicho por la Teoría General de Relatividad (1916), que lo interpreta geométricamente debido a la distorsión espacio-temporal provocada por la materia.
Este fenómeno, llamado “corrimiento gravitatorio” o “Efecto Einstein”, fue comprobado experimentalmente en 1960 por los investigadores Pound y Rebka

Este singular experimento y otras verificaciones posteriores deberían actualmente ser consideradas pruebas de consistencia y no pruebas de validez de la Teoría General.

El Efecto Einstein puede ser explicado rigurosamente de forma general con la Teoría Especial de Relatividad,

2.-El segundo motivo tiene que ver con la Teoría General y el descubrimiento de la Ley de Hubble en el año 1929, que describe una relación lineal entre el corrimiento al rojo relativo de cada línea del espectro y la distancia de la galaxia a la Tierra.

Hubble se dedicó a catalogar sus distancias y observar sus espectros.

La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Galaxia Espiral M31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral gigante.

Está a 2,5 millones de años luz (775 kpc)[2] en dirección a la constelación de Andrómeda.

Es la más grande y brillante de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.

La galaxia se está acercando a nosotros a unos 300 kilómetros por segundo,[ ] y se cree que de aquí a aproximadamente 3.000 a 5.000 millones de años podría colisionar con la nuestra y fusionarse ambas formando una galaxia elíptica gigante.

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