viernes, 10 de septiembre de 2010
Turismo Espacial
Es un hecho, cada vez está más cerca la partida de un vuelo comercial hacia el Espacio. ¿Por cuánto? Claro: por muchísimo dinero. Dos millones de dólares como precio base, presupuesto que puede seguir aumentando. Aunque conseguir un boleto para un viaje de esta naturaleza parezca incosteable en la vida real, empresarios listados en los primeros lugares del ranking Forbes o artistas de cine, podrían acceder fácilmente a un pasaje de esta naturaleza. En este momento el hombre más rico del mundo es Bill Gates, con una fortuna de 50 billones de dólares podría costearse cientos de boletos al Espacio, aunque, claro, esto no quiere decir que esté interesado en ir.
Ahora, de poder viajar al Espacio ¿qué veríamos ahí? Las vistas que se obtendrían serían similares a las que los satélites en órbita terrestre logran tomar o las reportadas en misiones tripuladas.
Sin la capa de ozono interponiéndose en nuestra visión del Espacio, todos los cuerpos celestes se apreciarían con más nitidez, incluyendo la tierra, que, a comparación con los otros planetas de nuestro Sistema Solar, resalta por el color azul de la masa de agua que contiene.
Se espera que a lo largo de este siglo, el turismo espacial se consolide, abaratándose así drásticamente los costos. Mientras, nos queda pensar a dónde vacacionar en la Tierra.
jueves, 9 de septiembre de 2010
los agujeros negros
Los agujeros negros son los destructores más poderosos y mortales del Universo, además de uno de los fenómenos más misteriosos de los cielos, con increíbles consecuencias negativas para las fuerzas que mantienen unido a nuestro cosmos.
clasificacion de los volcanes
ACTIVOS. Erupción casi permanente. Ejemplo: el STROMBOLI ,en Italia, el MAUNA LOA, en Hawái.
INTERMITENTES. Erupción periódica. Ejemplo: el VESUBIO, Italia, el de FUEGO de colima.
APAGADOS. Son los que no han hecho erupción o ya la hicieron. Ejemplo: el AJUSCO, México.
HAWAIANOS. Son los volcanes que tranquilamente arrojan una lava liquida, poco espesa, caliente y muy fluida. Ejemplo: los de las islas hawaianas.
STROMBOLIANOS. Tienen efusiones de lava fluida o viscosa y explosiones no muy violentas acompañadas de gases incandescentes. Ejemplo: STROMBOLI, Italia.
VULCANIANOS. Abundante. Ejemplo: VULCANO, isla de Lipari, Italia.
PELANOS. Explosiones muy fuertes, en los que no hay efusiones de lava, pero si abundante material solido. Ejemplo: Montagne pelee , san pedro.
Partes de un volcán
Cámara o foco magmático. Punto de origen en el interior de la tierra.
Chimenea troncal. Conducto por donde salen al exterior los materiales de la cámara.
Cráter. Orificio de salida situado en la cima del edificio volcánico.
Edificio volcánico. Se forma por el material que arroja el volcán y es depositado en torno a la chimenea.
Chimenea parasitas. Se originan a partir de la chimenea troncal.
Chimenea secundaria. Se derivan de la cámara o foco magmático.
*Ambas chimeneas rematan en sus respectivos conos y cráteres adventicios.
Chimenea troncal. Conducto por donde salen al exterior los materiales de la cámara.
Cráter. Orificio de salida situado en la cima del edificio volcánico.
Edificio volcánico. Se forma por el material que arroja el volcán y es depositado en torno a la chimenea.
Chimenea parasitas. Se originan a partir de la chimenea troncal.
Chimenea secundaria. Se derivan de la cámara o foco magmático.
*Ambas chimeneas rematan en sus respectivos conos y cráteres adventicios.
Vulcanismo
El termino vulcanismo se deriva de VULCANO , dios romano del fuego.
Un volcán es un fenomeno del cual sale material incandescente a altas temperaturas. Para que un volcán surja es necesaria la presencia de una grieta o abertura por donde el magma procedente del interior de la tierra sea lanzado a la superficie bajo la forma de corrientes de lava, o bien, como nubes de gases y cenizas volcánicas.
Un volcán es un fenomeno del cual sale material incandescente a altas temperaturas. Para que un volcán surja es necesaria la presencia de una grieta o abertura por donde el magma procedente del interior de la tierra sea lanzado a la superficie bajo la forma de corrientes de lava, o bien, como nubes de gases y cenizas volcánicas.
Dibujo del interior de la Luna
Cuatro estaciones sísmicas alimentadas por energía nuclear fueron instaladas durante el proyecto Apollo para recoger datos sobre el interior de la Luna. Sólo existe una actividad tectónica residual debida al enfriamiento y a la acción de las mareas, pero otros lunamotos han sido causados por impactos de meteoros y objetos artificiales, como la destrucción deliberada del Módulo Lunar contra la superficie lunar. Los resultados obtenidos han demostrado que la Luna tiene una corteza de unos 60 kilómetros de espesor en el centro del lado cercano. Si esta corteza es uniforme en toda la Luna, constituiría el 10% del volumen lunar comparados con menos del 1% de la Tierra. Las determinaciones sísmicas de la existencia de una corteza y un manto en la Luna indican que se trata de una planeta estratificado con diferencicación por procesos ígneos. Quizás tenga un núcleo rico en hierro, muy pequeño.
Eclipse de Luna, eclipse de Sol
A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitúan formando una línea recta. Entonces se producen sombras, de forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revés. Son los eclipses.
Cuando la Luna pasa por detrás y se sitúa a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar (dibujo, izquierda).
Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar (derecha).
Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunas veces la Luna se pone delante del Sol, pero únicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma anular, de anillo.
Cuando la Luna pasa por detrás y se sitúa a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar (dibujo, izquierda).
Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar (derecha).
Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunas veces la Luna se pone delante del Sol, pero únicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma anular, de anillo.
Las Fases de la Luna.
Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra, la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes, que se repiten en cada vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena. Cuando no la vemos es la luna nueva. Entre estas dos fases sólo se ve un trozo de la luna, un cuarto, creciente o menguante.
Las primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que dura cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.
Las primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que dura cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.
La Luna
Es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.
La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo tiempo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.
No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.
Datos sobre La Luna
• Tamaño: radio ecuatorial 1.737 km
• Distancia media a La Tierra 384.403 km
• Día: periodo de rotación sobre el eje 27,32 días
• Órbita alrededor de La Tierra 27,32 días
• Temperatura media superficial (día) 107 º
• Temperatura media superficial (noche) -153 º C
• Gravedad superficial en el ecuador 1,62 m/s2
La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo tiempo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara.
No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.
Datos sobre La Luna
• Tamaño: radio ecuatorial 1.737 km
• Distancia media a La Tierra 384.403 km
• Día: periodo de rotación sobre el eje 27,32 días
• Órbita alrededor de La Tierra 27,32 días
• Temperatura media superficial (día) 107 º
• Temperatura media superficial (noche) -153 º C
• Gravedad superficial en el ecuador 1,62 m/s2
De estrella a Agujero Negro
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.
Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.
Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras
Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.
Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras
La vida de una estrella
El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.
Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.
Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.
Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.
Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.
Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.
Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.
Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.
Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.
Evolución de las estrellas
Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.
Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.
Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
Clasificación de estrellas
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.
Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.
Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.
Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".
Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.
Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.
Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.
Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.
Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:
- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, etc.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.
Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.
Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.
Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".
Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.
Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.
Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.
Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.
Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:
- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, etc.
estrellas del universo
Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.
El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.
La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro
Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.
Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.
Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.
Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.
La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar.
El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.
La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro
Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.
Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.
Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.
Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.
La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar.
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