1. EL UNIVERSO
 DESCRIPCIÒN FISICA DEL UNIVERSO
 EVOLUCIÒN DEL UNIVERSO
 FISICA DEL UNIVERSO
 LEYES DEL UNIVERSO
 DESTINO FINAL DEL UNIVERSO
 ESTRUCTURAS AGREGADAS DEL UNIVERSO
 GALAXIAS
 PRESENTACIÒN

2. ¿QUE ES EL UNIVERSO?
 El Universo es generalmente definido como todo lo que
existe físicamente.
 Es la totalidad del espacio y del tiempo.
 Es todas las formas de la materia, la energía.
 El evento que dio inicio al Universo se denomina Big Bang.
 En aquel instante toda la materia y la energía del universo
observable estaba concentrada en un punto de densidad
infinita.
 Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse
para llegar a su condición actual.
 Los experimentos sugieren que el Universo se ha regido por
las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su
extensión e historia.

3. CONCEPCIONES DE
UNIVERSO
 En filosofía se denomina Universo al mundo, o conjunto de
todo lo que sucede.
 La ciencia define el universo como un sistema cerrado que
contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo.
ESTUDIO
 los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en
que nos encontramos, junto con toda la materia y energía
existentes en él.
 Su estudio, es el objeto de la cosmología, disciplina basada
en la astronomía y la física, en la cual se describen todos
los aspectos de este universo con sus fenómenos.

4. CONCEPTOS BASICOS
 Masa: es la cantidad de materia de un objeto.
 Volumen: es el espacio ocupado por un objeto.
 Densidad: se calcula dividiendo la masa de un
objeto por su volumen.
 Temperatura: la cantidad de calor de un objeto.
La temperatura más baja posible en el Universo es
de 273 ºC bajo cero (0º Kelvin), que es no tener
ningún tipo de energía.

5. DIMENSIONES DEL
UNIVERSO
El Universo tiene por lo menos tres dimensiones
y son:
DIMENSIONES
ESPACIO
TIEMPO ESPACIO
TIEMPO
Tiene una
Conexión Determinado
regla general
Responsable
del cambio Geometría
Euclidiana

6. DESCRIPCION FISICA DEL
UNIVERSO
TAMAÑO DEL UNIVERSO
 Puede tener una longitud de billones de años luz o
incluso tener un tamaño infinito. (93 mil millones de
"años luz" de extensión)
 Pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es
que hay varios universos, otro es que el universo es
infinito.

7. UNIDADES DE MEDIDA DE
DISTANCIAS
 Medir el Universo es complicado.
 Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente,
no se pueden medir directamente.
 Para medir la distancia hasta las estrellas próximas se utiliza la técnica del
paralaje. Se trata de medir el ángulo que forman los objetos lejanos, la
estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos de su órbita
alrededor del Sol.

8. MEDIDAS DEL UNIVERSO
 Declinación
La declinación es la medida, en grados, del ángulo de un objeto del cielo por
encima o por debajo del ecuador celeste.
Cada objeto describe un "círculo de declinación" aparente. La distancia, en
horas, desde éste hasta el círculo de referencia (TIERRA) es la ascensión del
objeto.
Combinando la ascensión, la declinación y la distancia se determina la
posición relativa a la Tierra de un objeto.
 Longitud de onda
La longitud de onda es la distancia entre dos crestas de ondas
luminosas, electromagnéticas o similares. A menor longitud, mayor
frecuencia. Su estudio aporta muchos datos sobre el espacio.

9. UNIDADES DE MEDICION DEL
UNIVERSO
 Unidad astronómica (ua): Distancia media entre la
Tierra y el Sol. No se utiliza fuera del Sistema Solar.
Equivale a 149.600.000 km
 Año luz: Distancia que recorre la luz en un año. Si una
estrella está a 10 años luz, la vemos tal como era hace
10 años. Es la más práctica. Son 9.46 billones de km ó
63.235,3 ua.
 Pársec (paralaje-segundo): Distancia de un cuerpo que
tiene una paralaje de 2 segmentos
de arco. La más "científica". Serían 30,86 billones de km
ó 33,26 años luz o también 206.265 ua.

10. TAMAÑO DEL UNIVERSO
UNIVERSO OBSERVABLE
Tamaño
46.500 93.000
46.500
millones de millones de
millones de
años luz años luz
años luz
CONSIDERANDO
L a Distancia Los Efectos de
Móvil. Como una esfera Expansión
perfecta
RELATIVIDAD GENERAL
Modelo que propone que el universo es “finito pero ilimitado”, propuesto por
Albert Einstein

11. FORMA DEL UNIVERSO
El universo tiene varias concepciones cosmológicas según su
forma, y pueden ser:
 El Universo es espacialmente plano
 el Universo observable está muy cerca de ser
espacialmente plano, con arrugas locales
 El Universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al
modelo estándar del Big Bang.

12.  Si el Universo fuese compacto y sin cotas, sería
posible, después de viajar una distancia
suficiente, volver al punto de partida.
 la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a través
del Universo observable más de una vez.
 Si el Universo fuese múltiplemente conexo y
suficientemente pequeño entonces posiblemente se
podría ver una o varias veces alrededor de él en
alguna (o todas) direcciones.

13. COMPOSICION DEL
UNIVERSO
Universo Observable
Constituyentes Materia
Energía
primarios Oscura
Oscura
73% Átomos 23%
4%
Su naturaleza es un misterio
BIN-BANG
Materia Anti materia
Se formaron cantidades de
Materia y antimateria deberían eliminarse
mutuamente al entrar en contacto

14. COMPOSICION QUIMICA DEL
UNIVERSO
Antes de la formación
de las estrellas
Helio Compuesto por: Hidrogeno
24% Litio 75%
• La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar
por elementos más pesados.
• Éstos se han introducido como un resultado de las explosiones de
• supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior
de estrellas desarrolladas.

15. BIG BANG (Modelo Dominante)
 Teoría dada por el belga valón Lemaître.
 habla del hecho de que el Universo esté en expansión.
 No sólo la materia se generó a causa del big bang, sino
que también se formó la estructura espacio-tiempo.
 El espacio fue disminuyendo a cero su volumen en el
momento del big bang, y antes del big bang no había un
"antes".
 La teoría indica que aproximadamente un cuarto de la masa original
de protones y neutrones en el universo se convirtió en helio en ese
momento.
 Si esta expansión ha sido continua en toda la edad del
Universo, entonces en el pasado estos objetos distantes
que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos.

16. BIG BANG (Desde el
comienzo) La energía de fondo se
Se cree que el Universo era
un caliente y denso plasma. desacopló de la materia y
fue libre de viajar a través
del espacio.
Según avanzó la
expansión, la temperatura La energía sobrante
cayó a ritmo constante hasta continuó enfriándose al
el punto en que los átomos expandirse el Universo y
se pudieron formar. hoy forma el fondo cósmico
de microondas
El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación
de microondas proporciona información sobre la naturaleza del
Universo, incluyendo la edad y composición.

17. TEORIAS QUE FUNDAMENTAN
EL BIG BANG
 Usando las ecuaciones de Albert Einstein sobre la relatividad
general, el astrónomo holandés Willem de Sitter propuso el
concepto de un universo en expansión en 1917.
 El trabajo del astrónomo americano Edwin Hubble apoyó esta
teoría.
 Usando la teoría de un universo expandido, el astrónomo belga
Georges Lemaitre propuso en 1927 la teoría del big bang del
origen del universo.
 La teoría del big bang de Lemaitre, junto con el trabajo sobre
ella del astrónomo George Gamow, ha dominado la
cosmología moderna por décadas.

18. RADIACION COSMICA DE
FONDO
 Precisamente algo semejante a "radiación cósmica
de fondo" fue descubierta en 1965 por los radio-
astrónomos estadounidenses Arno A. Penzias y
Robert W. Wilson, en los laboratorios Bell en 1927.
 Fue establecido posteriormente que esta radiación
llega a la Tierra de todas las direcciones en igual
proporción.
 La existencia de esta radiación es una
confirmación de la teoría del big bang que la
predice y documenta de la manera más simple.

19. “ESLABON PERDIDO” QUE
APOYA LA TEORIA DEL BIG

BANG
El 23 de abril de 1992, los astrónomos del Laboratorio Lawrence
Berkeley y la Universidad de California en Berkeley anunciaron un
descubrimiento sorprendente que apoya la teoría del big bang del
origen del universo.
 El Dr. George Smoot y sus colegas de Berkeley hallaron evidencia de
fluctuaciones de la temperatura en la radiación de microondas del
fondo cósmico, la energía restante del big bang.
 El descubrimiento de Smoot y sus colegas abrió una ventana al
universo cuando éste estaba sólo a aproximadamente 300.000 años
del big bang.
 El descubrimiento de Smoot fue descrito como el "eslabón perdido"
entre el origen del universo y su actual estado.

20. SOPA PRIMIGENIA
Explica
La primera centésima de segundo en que el
universo ya existe, que ha sido un misterio
Se pueden observar directamente los
tipos de comportamiento que pueden
haber tomado lugar en ese instante.
En estas energías, los quarks
que componen los protones y
los neutrones no estaban juntos.
Solo una mezcla densa supercaliente de quarks
y gluónes, con algunos electrones, era todo lo
que podía existir. Antes de que se enfriaran lo
suficiente.

21. TEORIA INFLACIONARIA
 La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros
instantes del Universo.
 Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los
que hay cerca de un agujero negro.
 Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora
conocemos, produciendo el origen al Universo.
 El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue
tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las
galaxias, el Universo todavía crece.
 No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de
materia en el vacío.
 En este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio
y el tiempo.
 No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se
expanden con el Universo.

22. FUERZAS FUNDAMENTALES
DEL UNIVERSO
 Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas
las formas de interacción de la materia:
- interacciones nucleares fuertes,
- interacciones nucleares débiles,
- electromagnetismo y
- gravitación.
 COLAPSO:
Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace
más pequeño como resultado de su propia gravedad, por
ejemplo, una nube de gas para formar una estrella, o una
estrella para formar un agujero negro.

23. MOVIMIENTO EN EL
UNIVERSO
 Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven.
 Otra cosa es detectar el movimiento de algunos cuerpos, sobre
todo, de los más lejanos.
 Se ha medido el movimiento de muchos objetos del Universo.
 Así sabemos que, para desplazarse una distancia aparente
igual al diámetro de la luna, la estrella más cercana necesita
506 años.
 Se llama órbita, la trayectoria de un objeto que gira alrededor
de otro.
 El periodo orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar
una órbita.
 Parece que todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor
de otros con más masa.

24. LEYES DE KEPLER
 Se trata de tres leyes acerca de los movimientos de los planetas formuladas por el
astrónomo alemán Johannes Kepler a principios del siglo XVII.
 Sus propuestas rompieron con una vieja creencia de siglos de que los planetas se
movían en órbitas circulares mediante las siguientes leyes:
 Primera ley: Los planetas giran alrededor del Sol en órbitas elípticas en las que el
Sol ocupa uno de los focos de la elipse.
 Segunda ley: Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta
son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas.(rapidez del
movimiento)
 Tercera ley: Permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor
velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la
distancia al Sol.

25. LEY DE LA GRAVITACION
UNIVERSAL
 La ley de la gravitación, formulada por Isaac Newton en 1684
 Es la propiedad de atracción mutua que poseen todos los objetos
compuestos de materia.
 A veces se usa como el término "gravedad",
 aunque este se refiere únicamente a la fuerza
 gravitacional que ejerce la Tierra.
 La gravitación es una de las cuatro fuerzas
 básicas que controlan las interacciones de la
 materia.

26. EFECTO DOPPLER
 La variación de la longitud de onda de la luz, radiación
electromagnética y sonido de los cuerpos informa sobre su
movimiento.
 Cuando una estrella o una galaxia se acercan, su espectro se
desplaza hacia el azul y, si se alejan, hacia el rojo.
 De momento, todas las galaxias observadas se desplazan hacia el
rojo, es decir, se alejan de aquí.

27. ¿Cuál es el futuro del Universo?
 Según las ecuaciones de Einstein, se presentan tres posibilidades para
el futuro del universo:
 Si la densidad media de la materia en el universo es igual al valor
crítico, entonces el universo se expandirá a una velocidad siempre
lenta y eventualmente dejará de expandirse.
 Si la densidad media está por debajo del valor crítico, el universo es
abierto y se continuará expandiendo para siempre, y cuando todo esté
infinitamente separado y frío, vendrá el "big chill" ("gran frío").
 Si, la densidad media está por encima del valor crítico, el universo es
cerrado, lo cual significa que con el tiempo dejará de
expandirse, empezará a contraerse, y finalmente se
acabará, aproximadamente dentro de 20 mil millones de años, en un
"big crunch" ("gran implosión"), el inverso de su origen, el big bang.

28. MODELO COSMOLOGICO
 Uno de los problemas más importantes en la cosmología moderna es la
determinación de si el universo es abierto o cerrado.
 la densidad de masa del universo todavía es aproximadamente 20 veces más
pequeña que la densidad crítica. Esto sugiere fuertemente que el universo sea
abierto
 Una segunda medida que podría determinar si el universo es abierto o cerrado es
la de la disminución en la velocidad de la expansión. La velocidad de expansión
se expresa en la ecuación:
velocidad
v = Hr Constante
de Hubble
Distancia entre
dos puntos

29. METODO
 Un tercer método que los astrónomos usan
para determinar si el universo es abierto o
cerrado es medir la edad del universo, que
es el tiempo transcurrido desde el big bang.
(tiempo de Hubble.)
 La evidencia actual apunta a un universo
abierto. (mas investigación)

30. LA GRAN IMPLOSION (Destino final)
El destino final del Universo tiene diversos modelos que explican lo que
sucederá en función de diversos parámetros y observaciones
LA GRAN IMPLOSION
Resultara así:
La fuerza gravitatoria de toda
la temperatura se elevaría
esa materia tal vez podría
cesar e invertir con ella la
expansión, el Universo se precipitaría hacia
un destino catastrófico en el que
quedaría reducido nuevamente a
un punto.
las galaxias empezarían a retroceder
y con el tiempo chocarían unas
contra otras el Universo se está expandiendo
cada vez más rápido.

31. EL GRAN
DESGARRAMIENTO
Teoría de la eterna Expansión
AFIRMA QUE:
Este posible destino final del universo depende de la cantidad de energía oscura
existente en el Universo.
De manera que:
Si el Universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar
en un desgarramiento de toda la materia.
Y ocurriría que:
La gravedad sería demasiado débil Los sistemas planetarios
Las galaxias se separarían perderían su cohesión
entre sí para mantener integrada cada
galaxia. gravitatoria.
Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente
3,5×1010 años después del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×1010 años.

32. LAS CONSTELACIONES
 En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera
celeste.
 Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera
celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.
 Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se
encuentran en el plano de la órbita de la Tierra. Son las
constelaciones del Zodíaco.
 Las constelaciones que acompañan la trayectoria del Sol, la Luna y
los planetas, en la franja llamada zodíaco, nos resultan familiares:
Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpión, Sagita
rio, Capricornio, Acuario y Piscis.

33. 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.
 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.
 Se trata de un sistema de tres estrellas situado
a 4,3 años luz de La Tierra.
 Sólo es visible desde el hemisferio sur.
 La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de
nuestro Sol.

34. CLASES DE ESTRELLAS
 ESTRELLAS DOBLES
 Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una
pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y
giran en torno a su centro común.
 ESTRELLAS VARIABLES
 Es cualquier estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Pueden
ser estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente o estrellas cuya luz se ve
interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de
polvo interestelar.

35. CLASES DE ESTRELLAS
 VARIABLES CEFEIDAS
 Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, periódicamente,
se eclipsan una a otra.
 Novas y supernovas
 Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su
material.
 Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular.
Parece que ha nacido una estrella nueva.
 Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de
forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar
existiendo durante cierto tiempo.

36. PROBLEMÁTICA
¿NOVAS O ESTRELLAS

NUEVAS?
Pero el nombre de “nuevas” dado a las estrellas novas no es correcto, ya
que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple
vista.
 Quizá aparezcan 10 o 12 novas por año en la Vía Láctea, pero algunas están
demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar
 Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión
de días o de horas.
 Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra
brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel
original de brillo.
 Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución.
 La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa
como una capa de gas, aumenta su brillo y, después se normaliza.
 La estrella que queda es una enana blanca.
 Este fenómeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a
intervalos regulares.

37. CLASES DE ESTRELLAS
 Supernovas
 La explosión de una supernova es más destructiva y
espectacular pocas se pueden observar a simple
vista y en nuestra galaxia.(hemisferio sur el 24 de
febrero de 1987la Gran Nube de Magallanes)
 Las estrellas muy grandes explotan en las últimas
etapas de su rápida evolución, como resultado de un
colapso gravitacional. (supernova de Tipo II)

38. CLASIFICACION DE LAS
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.
 CLASIFICACION:
 Clase O: 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: Son las estrellas donde 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.

39. CLASIFICACION DE LAS
ESTRELLAS
 CLASIFICACION:
 Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas de calcio y líneas del
hidrógeno menos fuertes. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las
estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".
 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 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
metálico. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K.

40. ESTRELLAS
 Las estrellas más grandes que se conocen son las super gigantes,
con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol
 Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del
Sol
 Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces
más brillantes que el Sol
 El número de estrellas observables 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.

41. ESTRELLAS VISIBLES
 Alcor  Markab  Sirio
 Aldebarán  Menkar  Sirrah
 Algol  Mira Ceti  Tolimán
 Arturo  Mirach o Mirak  Trapecio
 Betelgeuse  Mirfak  Vega
 Cabra  Mizar 36 ESTRELLAS
 Cabrillas  Perla
 Canícula  Pollux o Pólux
 Capella o Capela  Proción
 Cástor  Régulo
 Deneb  Rigel
 Denébola  RR Lira
 Espiga  Rukbah
 Estrella Polar  Scheat
 Formalhaut  Schédir, Shédar o
 Lince o Lynx Shédir

42. EVOLUCION DE LAS
ESTRELLAS
 Las estrellas evolucionan durante millones de
años.
 Nacen cuando se acumula una gran cantidad
de materia en un lugar del espacio.
 La materia 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.

43. LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
 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.
 Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la
contracción de la estrella.

44. CUERPOS CELESTES
 Cuásares
 Son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de
energía, con radiaciones similares a las de las estrellas.
 Los cuásares son centenares de miles de millones de
veces más brillantes que las estrellas.
 Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa
radiación cuando capturan estrellas o gas interestelar.

45. IDENTIFICACION DE
 CUASARES
Se identificaron en la década de 1950.
 El primer Cuásar estudiado, está a 1.500 millones de años luz de la Tierra.
 Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra. (EDAD U)
 A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande. A
veces más brillante que toda la Vía Láctea.
 Un cuásar deber ser tan brillante como 1.000 galaxias juntas para que pueda aparecer como
una débil estrella, si se encuentra a varios miles de millones de años luz.
 Pero aún más sorprendente es el hecho de que esa enorme energía proviene de una región
cuyo tamaño no excede un año luz.
 El brillo de los cuásares oscila con periodos de unos meses, por tanto, su tamaño debe ser
menor que la distancia que recorre la luz en ese tiempo.
 Hoy en día, se piensa que los cuásares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la
actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.

46. CUERPOS CELESTES
 PULSARES
 Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y
Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía en Cambridge.
 Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la
Pulsar de la Vela.
 Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos
regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.
 Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones
pequeña que gira a gran velocidad.
 Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de
una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas.
Emiten una gran cantidad de energía.
 Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas.

47. LOS AGUJEROS NEGROS
 Son cuerpos con un campo gravitatorio extraordinariamente grande.
 No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por
eso son negros.
 Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre
pero no salga.
 Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un
momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la
gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.
 Los agujeros negros no son eternos.
 Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo
algunas partículas atómicas y subatómicas.

48. PROTOGALAXIAS
 Se cree que las primeras galaxias eran débiles
"galaxias enanas“
 Estas emitían tanta radiación que podían separar los
átomos gaseosos de sus electrones.
 Este gas, a su vez, se estaba calentando y
expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la masa
necesaria para formar las grandes galaxias que
conocemos hoy.

49. LAS GALAXIAS
Las galaxias son el constituyente fundamental del Universo.
Formado por:
Galaxias
Galaxias Estas agrupaciones de Externas
Locales estrellas están distribuidas por
todo el Universo y presentan
características muy diversas
Las que están unidas por la COMO: Todas las demás galaxias
gravedad a la vía láctea
Tamaño
Antigüedad Aspecto
G. Pequeñas galaxias contienen G. Grandes
también materia
•Abarcan: 3.000 millones de interestelar, constituida •Abarcan: más de un billón de
estrellas. por polvo y gas en una astros.
•Diametro:6.000 años luz. proporción que varia •Diametro:170.000 años luz
del 1 al 10% de su
masa.

50. GALAXIAS ELIPTICAS
 En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una
estructura interna definida y por presentar muy poca materia interestelar.
•Consideradas como las mas
viejas del Universo
•Las estrellas que la
componen son viejas y están
en una etapa avanzada de su
evolución

51. GALAXIAS ESPIRALES
 Están constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en
espiral, que parten del núcleo.
 Éste se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene materia
interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia interestelar y
hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor
del 75% de las galaxias del Universo son de este tipo.

52. GALAXIA ESPIRAL
BARRADA
 Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una
barra central de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo
de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias
espirales. La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.
GALAXIA IRREGULAR
 suelen ser enanas o poco comunes.
 Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y
simetría bien definidas.
 Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran
cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar,.
 Galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es
difícil de identificar.

53. GALAXIAS IRREGULARES
 Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no
responden a las tres formas anteriores.
Comparten características como:
•Son casi todas pequeñas
•Contienen un gran porcentaje
de materia interestelar.
Se calcula que son irregulares
alrededor del 5% de las galaxias
del Universo.

54. LA VIA LACTEA
 El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000
años luz del centro y unos 20.000 del extremo.
 La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000
millones de estrellas, entre ellas, el Sol.
 En total mide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de
más de dos billones de veces la del Sol.
 Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor
del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.
 Se cree que contiene un poderoso agujero negro.
 La Vía Láctea tiene forma de lente convexa.

55. LAS NEBULOSAS
 Las nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar.
 Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden
clasificar en dos grandes grupos:
 1.- Asociadas a estrellas evolucionadas, como las supernovas.
2.- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía
en proceso de formación

56. CLASIFICACION DE LAS
NEBULOSAS
 Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se
pueden clasificar en:
LAS NEBULOSAS DE EMISION: Cuya radiación proviene del polvo y los
gases como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por
estrellas cercanas muy calientes.
LAS NEBULOSAS DE REFLEXION: Reflejan y dispersan la luz de
estrellas poco calientes de sus cercanías.
LAS NEBULOSAS OSCURAS: Son nubes poco o nada luminosas, que
se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo
de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las
estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube.

57. TIPOS DE NEBULOSAS
 Uno de los aspectos más notables de las nebulosas es su
variedad de formas y estructuras.
 LAS NEBULOSAS PLANETARIAS: Se parecen a los planetas
cuando son observadas a través de un telescopio.
 LOS OBJETOS HERBING-HARO: Deben su nombre al
astrónomo mexicano Guillermo Haro y a al estadounidense G.
Herbig, son pequeñas nebulosas muy brillantes que se
encuentran dentro de nubes interestelares muy densas

58.  MI NOMBRE: CRISTIAN CAMILO MATAMOROS
SALAMANCA
 ESTUDIO: LICENCIATURA EN FILOSOFIA
PENSAMIENTO POLITICO Y ECONOMICO
 SEDE : UNIVERSIDAD SANTO TOMAS TUNJA ( VUAD)
DOCUMENTO :1056798629
ASIGNATURA: AMBIENTES VIRTUALES II
CODIGO : 2118286