Advertencia: Si Vinieron a ver imágenes y videos , retírense.
Este post fue inspirado en la prueba de naturales que tengo mañana xD.

En lo largo de este post, veremos los fenómenos mas conocidos, que casi nadie sabe lo que son en realidad , por ej : el agujeró negro es un agujeró que se chupa todo , eso es una cargada.

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Este post fue inspirado en la prueba de naturales que tengo mañana xD.

En lo largo de este post, veremos los fenómenos mas conocidos, que casi nadie sabe lo que son en realidad , por ej : el agujeró negro es un agujeró que se chupa todo , eso es una cargada.

Lo Básico Sobre El Espacio:
La teoría del Big Bang explica cómo se formó.
Dice que hace unos 15.000 millones de años la materia tenía una densidad y una temperatura infinitas. Hubo una explosión violenta y, desde entonces, el universo va perdiendo densidad y temperatura.

El Big Bang es una singularidad, una excepción que no pueden explicar las leyes de la física. Podemos saber qué pasó desde el primer instante, pero el momento y tamaño cero todavía no tienen explicación científica.
Todo Sobre El Espacio Y Sus Astros [Con Imagenes Y Videos]

El espacio es muy grande, pero no infinito. Si lo fuera, habría infinita materia en infinitas estrellas, y no es así.

El universo es, sobre todo, espacio vacío. Por cada millón de átomos de hidrógeno los 10 elementos más abundantes son:

tierra

Las Estrellas: son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz, como nuestro Sol.
informacion
info
Las Galaxias: son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo. En el Universo hay millones.
todo
La Vía Láctea: es nuestra galaxia. Los romanos la llamaron "Camino de Leche".
mas
Los Cuásares: son objetos muy lejanos que emiten grandes cantidades de energía.
sobre
Los Púlsares: son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos muy regulares.
teorias
Los Agujeros negros: son cuerpos con un campo gravitatorio tan grande que no escapa ni la luz.
lo

Hasta ahora vamos bien, es lo básico, es hora de ampliar Info.

Big Bang: El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Le maître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos. Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.

Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radio astrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang.

Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).

Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente.

Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario. Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo.


estrellas

Video Sobre El Big Bang:

link: http://www.youtube.com/watch?v=TXQftCW5k8A

¿El Espacio Es Infinito?
El espacio no es infinito, los estudios dicen que el universo se esta expandiendo.
Si el espacio no es infinito entonces... ¿estamos encerrados en una caja de cristal o algo así?
Más que una caja vendría siendo algo así como una burbuja, esa es la forma del universo.
Es todo lo que pondré ya que, en mi forma de pensar, no puede ser infinito, todo tiene su fin, pero nunca lo encontraremos por la ya mencionada permanente expansión, que si el hombre progresara y ya exploraría todo los planetas del sistema solar, al tratar de buscar el fin del espacio , al ir "viajando al fin" se seguiría expandiendo y nunca llegaría.

Las Estrellas:
¿Qué es una Estrella?

La diferencia básica entre una estrella y un planeta, es que una estrella emite luz producida en su interior por 'combustión' nuclear, mientras que un planeta sólo brilla por la luz que pueda reflejar.

Parece haber un enorme número de estrellas que son visibles al ojo desnudo desde un sitio realmente oscuro, pero de hecho, el ojo sólo puede ver alrededor de dos mil estrellas en el cielo en un determinado momento. Podemos ver la luz no-resuelta de muchas miles más cuando vemos la Vía Láctea, y la luz de la Galaxia de Andrómeda que es visible al ojo, proviene de miles de millones de estrellas.

El Sol es nuestra propia estrella especial pero, entre las estrellas, es una estrella muy común. Hay estrellas mucho más brillantes, o más tenues, más calientes, o más frías que el Sol. Básicamente, sin embargo, todas las estrellas que podemos ver en el cielo son objetos similares al Sol.

El Sol (y cualquier otra estrella) es una gran bola de gases compactada por su propia gravedad. La fuerza de la gravedad está continuamente tratando de compactar al Sol hacia su centro, y si no hubiese otra fuerza contrarrestándola, el Sol colapsaría.


Cómo se originan las estrellas?

Las estrellas se forman a partir de concentraciones en gigantescas nubes de gases. Estas se contraen debido a su propia atracción gravitatoria. A medida que la nube se encoge, pierde parte de la energía almacenada en ella como energía potencial gravitatoria. Ésta es convertida en calor, que en los primeros tiempos de la estrella embrionaria puede escapar fácilmente, y así la nube de gas permanece fría. Al aumentar la densidad de la nube, se hace más difícil la salida para el calor, y así el centro se calienta. Si la nube es lo suficientemente grande, el aumento de la temperatura es suficiente para que ocurran reacciones nucleares. Esto genera más calor, y la ocurre la 'combustión' de hidrogeno en helio, como en el Sol. Desde ese momento el objeto es una estrella.


La temprana evolución de una estrella:

En sus primeras etapas la estrella embriónica está todavía rodeada de los restos de la nube de gas original, de la que se formó. En esta etapa los restos de la nube toman la forma de un disco alrededor de la estrella. La radiación de la estrella gradualmente disipa este disco, posiblemente dejando atrás un sistema de objetos menores; planetas.

La Secuencia Principal:

La estrella ahora se establece en un largo período de estabilidad, mientras el hidrógeno en su centro es convertido en helio, liberando una enorme cantidad de energía. Esta etapa es la llamada etapa de la secuencia principal, haciendo referencia al clásico diagrama de Hertsprung-Russell (vea la gráfica abajo). La mayoría de las estrellas están en una banda bien definida en el diagrama, y el único parámetro que determina sus lugares en la banda, es la masa de cada estrella.

Mientras más masiva es una estrella, más rápidamente 'quema' su hidrógeno, y por lo tanto, mayor es su brillo, y es más grande y más caliente. La rápida conversión de hidrógeno en helio también implica que el hidrógeno se agota más pronto para las estrellas más masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol, la etapa en la secuencia principal dura cera de 10.000.000.000 años, mientras que una estrella 10 veces más masiva, será 10.000 veces más brillante, pero sólo durará 100.000.000 de años. Una estrella con un décimo de la masa del Sol solo tendrá 1/10.000 de su brillo, pero durará 1.000.000.000.000 años.


Evolución después de la secuencia principal:

No todas las estrellas evolucionan en la misma forma. Una vez más, es la masa de la estrella lo que determina cómo cambian.

Estrellas de masa mediana: Las estrellas de masa similar al Sol, 'queman' hidrogeno en helio en sus centros durante la fase de la secuencia principal, pero eventualmente no queda hidrógeno en sus centros para proporcionar la requerida presión de radiación que balancee la gravedad. Por lo tanto, el centro de la estrella se contrae hasta que haya calor suficiente para convertir helio en carbono. El hidrógeno en una capa más externa continúa 'quemándose' en helio, pero las capas externas de la estrella deben expandirse. Esto hace que la estrella sea más brillante y fría, y que se convierta en una gigante roja.

Durante la fase de gigante roja, una estrella con frecuencia pierde muchas de sus capas exteriores, que son aventadas por la radiación que viene de adentro. Eventualmente, en las estrellas más masivas del grupo, el carbono puede ser 'quemado' en elementos aún más masivos, pero eventualmente la generación de energía se agotará, y la estrella colapsará en una llamada 'enana blanca degenerada'.




El diagrama de Hertsprung-Russell de las estrellas más cercanas y las más brillantes. El eje horizontal muestra la clase espectral y la temperatura; desde las estrellas más calientes a la izquierda, hasta las más frías a la derecha. El eje vertical muestra la luminosidad de las estrellas; con aquellas 10.000 veces más brillantes que el Sol, arriba, y aquellas con sólo 1/10.000 de su brillo, abajo.

Estrellas de pequeña masa: Nuestros conocimientos sobre la evolución de estas estrellas son puramente teóricos, porque sus secuencias principales duran más que la edad actual del universo, así que ninguna de las estrellas en este rango de masas ha evolucionado tanto!
Creemos que su evolución procederá como para las estrellas de masa mediana, a excepción de que la temperatura en su interior nunca se elevará lo suficiente como para que comience a 'quemarse' el helio. El hidrógeno continuará quemándose en una capa, pero eventualmente se agotará. La estrella entonces simplemente se hará más y más fría, terminando luego de unos 1.000.000.000.000 años como una 'enana negra'.

Estrellas de gran masa: Hay muy pocas estrellas con masas mayores que cinco veces la masa del Sol, pero su evolución termina en una forma muy espectacular. Como se dice arriba, estas estrellas pasan por sus etapas de evolución muy rápidamente, comparadas con el Sol. Como las estrellas de masa mediana, ellas 'queman' todo el hidrógeno en sus centros y continúan con una capa que 'quema' hidrógeno, y helio 'quemándose' en sus centros. Se hacen más brillantes y frías en su exterior, y son llamadas supe gigantes rojas. El 'quemar' carbono puede desarrollarse en sus centros, y un complejo conjunto de capas 'quemadoras' de elementos puede desarrollarse hacia el final de la vida de la estrella. Durante esta etapa, se producirán en la estrella muchos diferentes elementos químicos, y la temperatura central se aproximará a los 100.000.000° K.

Para todos los elementos hasta el hierro, la adición de más nucleones a un núcleo produce energía, y así se produce una pequeña contribución al balance dentro de la estrella, entre la gravedad y la radiación. Añadir más nucleones al núcleo de hierro requiere energía, y así, una vez que el centro de una estrella consiste de hierro, no puede extraerse más energía. El centro de la estrella no puede resistir la fuerza de la gravedad, y una vez que comienza a contraerse, ocurrirá un rápido colapso.
Los protones y electrones se combinan para producir un centro compuesto de neutrones, y se libera una vasta cantidad de energía gravitatoria. Esta energía es suficiente para volar todas las partes exteriores de la estrella en una violenta explosión, y la estrella se convierte en una supernova. La luz de esta única estrella es entonces tan brillante como la de todas las otras 100.000.000.000 de estrellas en la galaxia. Durante esta fase explosiva, se forman todos los elementos con masas atómicas superiores a la del hierro y, junto con el resto de las regiones exteriores de la estrella, son volados al espacio interestelar. El núcleo central de neutrones queda como una estrella de neutrones, que podría ser un pulsar.

Lo que es notable acerca de esto, es que las primeras estrellas estaban compuestas casi por completo de hidrógeno y helio, y no había oxígeno, nitrógeno, o hierro, ni ninguno de los otros elementos que son necesarios para la vida. Estos fueron todos producidos dentro de estrellas masivas, y fueron todos esparcidos en todo el espacio por tales eventos de supernovas. Nosotros estamos hechos de materiales que han sido procesados al menos una vez, y probablemente varias veces, dentro de estrellas.

Videos:

link: http://www.youtube.com/watch?v=E3Gu7Xdbwu4

El Sol [Info Solo De El, No De Que Es Una Estrella]:

¿Qué es el Sol?

El diámetro del Sol es de 1.400.000 Km., que es más de 100 veces mayor que el diámetro de la Tierra. Su masa es más de 300.000 la de la Tierra. El Sol es un cuerpo gaseoso muy caliente compuesto de cerca de 75% hidrógeno, 25% helio, menos de 1% de oxígeno, todos los otros elementos constituyen menos del 1%. La temperatura de su superficie es de cerca de 6.000° C.

La fuente de energía en el Sol, es la fusión de núcleos de hidrógeno (protones) en núcleos de helio. En este proceso, se pierde una pequeña cantidad de masa que es transformada en energía. Esta reacción nuclear, sólo puede ocurrir en el muy caliente (15.000.000° C) y denso centro del Sol.
El Sol pierde medio millón de toneladas cada segundo en esta destrucción de masa para producir energía, pero mantendrá su actual producción de energía durante cerca de 5.000 millones de años.

Durante este largo período de tiempo, el Sol es una estrella de la secuencia principal, pero eventualmente todo el hidrógeno en el centro se habrá convertido en helio. El balance entre la fuerza de gravedad, que atrae toda la masa del Sol hacia su centro, y la fuerza debida a la energía del Sol, que empuja la materia hacia afuera, se perderá entonces. El centro se contraerá y se hará aún más caliente, mientras que la parte exterior se expandirá y se enfriará. El Sol será entonces más brillante, más frío, y mayor -- una estrella roja gigante.
Ultimadamente todas las fuentes de producción de energía llegarán a su fin, y el Sol colapsará para convertirse en un objeto muy pequeño y caliente, llamado una enana blanca.


El Ciclo Solar:

El Sol, visto desde la Tierra, rota sobre su eje en algo más de 27 días, y su actividad aumenta y disminuye en un ciclo de aproximadamente 11 años, produciendo variaciones en el campo magnético de la Tierra, y cambios en nuestra atmósfera superior (la ionosfera), que afectan la transmisión de las ondas de radio y por tanto las comunicaciones mundiales. Este ciclo de actividad fue descubierto por el astrónomo amateur Alemán Heinrich Schwabe como resultado de observaciones hechas entre 1826 y 1843; en los siguientes diez años, se estableció una relación.

Al principio de cada ciclo, las Manchas Solares ocurren el las altas latitudes del Sol (a cerca de 40° de su ecuador), y en el curso de cerca de 11 años, ocurren en latitudes cada vez menores, e incluso sobre el ecuador mismo.
Si graficamos contra el tiempo, las latitudes y duraciones de las Manchas, esto produce un 'Diagrama de Mariposa'.
El aumento y subsecuente disminución de las Manchas (cuyas áreas se expresan en millonésimas del hemisferio visible del Sol), también se muestran en este tipo de diagrama.
La forma del gráfico es muy similar a la de los gráficos correspondientes de las variaciones del campo magnético de la Tierra (el índice geomagnético), mostrando la íntima relación entre la actividad del Sol y sus efectos en la Tierra.

El período de aumento desde la fase del mínimo (durante él que las Manchas pueden estar ausentes por varias semanas) hasta la fase del máximo (cuando 20 o más grupos pueden estar presentes a la vez), dura cuatro años en promedio, y la caída hasta el próximo mínimo dura siete años. En los últimos 100 años el período de aumento ha estado entre 3,3 y 5,0 años, y el período de disminución entre 5,7 y 8,3 años, de modo que es difícil hacer predicciones sobre un período de tiempo.


Manchas Solares:

Estas regiones disturbadas se ven como marcas oscuras en la superficie del Sol. Tienen una temperatura de cerca de 4.800° C, parecen oscuras por contraste con la superficie más brillante que las rodea, cuya temperatura es de cerca de 6.000° C.

La vida de una Mancha Solar puede ser tan corta como unas pocas horas, o tan larga como varios meses. Algunas son observadas durante varias revoluciones del Sol sobre su eje, y en ese caso pueden sólo ser observadas durante cerca de la mitad de su duración, debido a que durante 13 o 14 días de la revolución de 27 días, están en el hemisferio que no resulta visible desde la Tierra.

Las Manchas Solares pueden ocurrir individualmente o en grupos, y pueden ser de muy diversos tamaños. Las Manchas Solares grandes pueden a veces ser visibles a simple vista, cuando se las ve a través de niebla, o cuando el Sol está apagado y rojo durante el amanecer o atardecer. En otros momentos el disco es demasiado brillante para observarlo directamente.
Las Manchas Solares con áreas de sólo una millonésima representan el otro extremo de la escala.

ADVERTENCIA!
NUNCA MIRE DIRECTAMENTE AL SOL!
También, es extremadamente peligroso usar binoculares o un telescopio para observar el Sol (sin filtros especiales), puesto que esto causaría ceguera permanente.


La Fotosfera, Cromosfera y Corona:

El disco aparente del Sol es llamado la Fotosfera. Puede observarse que el disco se hace menos brillante hacia el borde. Esto se llama oscurecimiento del borde. A veces, cerca del máximo de las Manchas Solares, pueden observarse áreas brillantes cercanas al borde, con frecuencia cerca de los grupos de Manchas Solares. Éstas son llamadas Fáculas.
Puede observarse que la superficie del Sol, a través de un telescopio (VEA LA ADVERTENCIA!), tiene un aspecto granular. Estos gránulos son las celdas de convección que traen la energía desde abajo de la superficie aparente.

Afuera de la Fotosfera están la Cromosfera y la Corona Solar, que sólo pueden observarse con equipos especiales o durante un eclipse total de Sol.
La Cromosfera es algo más fría que la Fotosfera, pero es más activa porque las Prominencias Solares pasan a través de ella. Éstas toman dos formas; 'durmientes', grandes estructuras arqueadas asociadas con los campos magnéticos alrededor de los grupos de Manchas Solares, y 'activas', que son eventos más violentos asociados con las prominencias Solares.
La Corona es una muy caliente (un millón de grados) extensión del Sol. Es la Corona lo que da al Sol totalmente eclipsado su bella apariencia.


Prominencias Solares:

Usualmente asociadas con las Manchas Solares, se las observa como un aumento del brillo en las áreas de hidrógeno (conocidas como Flóculos), y pueden dar lugar a estallidos de intensa radiación en la región ultravioleta del espectro Solar, que causan repentinas alteraciones ionosféricas y desvanecimientos de radio, causando la interrupción de las comunicaciones en el hemisferio iluminado de la Tierra. Las Prominencias también arrojan chorros de partículas eléctricamente cargadas que afectan el campo magnético de la Tierra, y causan 'tormentas' geomagnéticas: alteraciones que afectan las brújulas. Estas 'tormentas' son a veces acompañadas en las altas latitudes por las Auroras Boreales, o 'Luces del Norte'.

Las Prominencias Solares varían en tamaño e intensidad, las más pequeñas duran sólo unos minutos antes de que el brillo comience a desvanecerse. Estas pequeñas Prominencias no producen efectos apreciables, pero una gran Prominencia puede durar varias horas y producir desvanecimientos de radios totales o parciales durante un período correspondiente.

Videos:

link: http://www.youtube.com/watch?v=QuM6nh_PSpo

Las Galaxias:
La galaxia grande más cercana es Andrómeda.
Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está a unos 2.200.000 años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Via Láctea.
Las galaxias tienen un origen y una evolución.
Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas.

Muchos núcleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable presencia de un agujero negro.

Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla.


Gran masa formada por gases, polvo, estrellas, sistemas y planetas, que se encuentran unidas por la fuerza de gravedad. Galaxia procede de la palabra griega gala, que significa leche. Las galaxias se encuentran en el Universo. Nuestro planeta se encuentra dentro de una galaxia, la Vía Láctea. Todo lo que sabemos que existe y lo que creemos que puede existir es lo que llamamos Universo. Según la Teoría del Big Bang, el Universo se expande: las galaxias se alejan las unas de las otras, como un pastel que se hincha al ponerlo en el horno. Parece, pues, que a causa de esta expansión, nunca se podrán explorar los límites. Así, se sabe que en el Universo hay miles de millones de galaxias. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un grupo local de unas treinta galaxias. Este grupo se encuentra en el límite de un súper conglomerado que comprende casi cinco mil galaxias. El súper conglomerado, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas. Entre las concentraciones de galaxias hay unos vacíos inmensos.

Los telescopios actuales distinguen galaxias de hasta 10 mil millones de años luz.

De nuestro grupo local, la galaxia de Andrómeda es una de las que se pueden observar a simple vista y la más cercana. Es la más grande de las galaxias del grupo local, con una masa igual a 300000 millones de masas solares, el doble de nuestra galaxia. Los astrónomos la conocen con el nombre de M31 y se la califica de gigante. La primera clasificación la propuso Edwin Hubble en el año 1926 y distingue tres grandes tipos de galaxias:

- Galaxias elípticas
Galaxias elípticas
Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas.

Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, usiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.


Basico
- Galaxias espirales
Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.

Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb, SBc).

Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante.


galaxias
- Galaxias irregulares
Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque 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, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es dificil de identificar.

Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.

luna

La Vía Láctea:
Es el nombre de la galaxia en la que nos encontramos.
Dado que es una espiral plana, visto desde donde estamos (en uno de sus brazos) se ve más cantidad de estrellas y luz difuminada en el plano en el que se encuentra la galaxia. Esto hace que en el cielo se vea una especie de línea blanquecina, la que los antiguos llamaron Vía Láctea (camino de leche), y que no es otra cosa que el resplandor de la galaxia en la que estamos y en la que están todas las estrellas que vemos a simple vista, y que por ello recibe ese mismo nombre.
No puse más ya que anteriormente fue mencionada.
el

Video:

link: http://www.youtube.com/watch?v=Hv579bFWTVI


Los Cuásares:
Los 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.

La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los radio astrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre correspondían a objeto visibles.

La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).


Identificación de cuásares


Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan.

El primer Cuásar estudiado, 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cuásares. Algunos se alejan de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.

Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra. Ésta es, aproximadamente, la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande. Como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.

Lo más espectacular de los cuásares no es su lejanía, sino que puedan ser visibles. 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 (menos de una cienmilésima parte del tamaño de una galaxia normal). 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.

Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuásares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuásares. 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.

y

Video:

link: http://www.youtube.com/watch?v=z8wxxoXNCgc

Los Pulsares
En el verano de 1967 Anthony Hewish y sus colaboradores de la Universidad de Cambridge detectaron, por accidente, emisiones de radio en los cielos que en nada se parecían a las que se habían detectado hasta entonces. Llegaban en impulsos muy regulares a intervalos de sólo 1 1/3 segundos. Para ser exactos, a intervalos de 1, 33730109 segundos. La fuente emisora recibió el nombre de «estrella pulsante» o «pulsar» en abreviatura (pulsating star en inglés).

Durante los dos años siguientes se descubrieron un número bastante grande de tales pulsares, y el lector seguramente se preguntará por qué no se descubrieron antes. El caso es que un pulsar radia mucha energía en cada impulso, pero estos impulsos son tan breves que por término medio la intensidad de radioondas es muy baja, pasando inadvertida. Es más, los astrónomos suponían que las fuentes de radio emitían energía a un nivel constante y no prestaban atención a los impulsos intermitentes.

Uno de los pulsares más rápidos fue el que se encontró en la nebulosa del Cangrejo, comprobándose que radiaba en la zona visible del espectro electromagnético. Se apagaba y se encendía en perfecta sincronización con los impulsos de radio. Aunque había sido observado muchas veces, había pasado hasta entonces por una estrella ordinaria. Nadie pensó jamás en observarlo con un aparato de detección lo bastante delicado como para demostrar que guiñaba treinta veces por segundo. Con pulsaciones tan rápidas, la luz parecía constante, tanto para el ojo humano como para los instrumentos ordinarios.

¿Pero qué es un pulsar? Si un objeto emite energía a intervalos periódicos es que está experimentando algún fenómeno de carácter físico en dichos intervalos. Puede ser, por ejemplo, un cuerpo que se está expandiendo y contrayendo y que emite un impulso de energía en cada contracción. O podría girar alrededor de su eje o alrededor de otro cuerpo y emitir un impulso de energía en cada rotación o revolución.

La dificultad estribaba en que la cadencia de impulsos era rapidísima, desde un impulso cada cuatro segundos a uno cada 1/30 de segundo. El pulsar tenía que ser un cuerpo muy caliente, pues si no, no podría emitir tanta energía; y tenía que ser un cuerpo muy pequeño, porque si no, no podría hacer nada con esa rapidez.

Los cuerpos calientes más pequeños que habían observado los científicos eran las estrellas enanas blancas. Pueden llegar a tener la masa de nuestro sol, son tanto o más calientes que él y sin embargo no son mayores que la Tierra. ¿Podría ser que esas enanas blancas produjesen impulsos al expandirse y contraerse o al rotar? ¿O se trataba de dos enanas blancas girando una alrededor de la otra? Pero por muchas vueltas que le dieron los astrónomos al problema no conseguían que las enanas blancas se movieran con suficiente rapidez.

En cuanto a objetos aún más pequeños, los astrónomos habían previsto teóricamente la posibilidad de que una estrella se contrajera brutalmente bajo la atracción de la gravedad, estrujando los núcleos atómicos unos contra otros. Los electrones y protones interaccionarían y formarían neutrones, y la estrella se convertiría en una especie de gelatina de neutrones. Una «estrella de neutrones» como ésta podría tener la misma masa que el Sol y medir sin embargo sólo diez millas de diámetro.

Ahora bien, jamás se había observado una estrella de neutrones, y siendo tan pequeñas se temía que aunque existiesen no fueran detectables.

Con todo, un cuerpo tan pequeño sí podría girar suficientemente rápido para producir los impulsos. En ciertas condiciones los electrones sólo podrían escapar en ciertos puntos de la superficie. Al girar la estrella de neutrones, los electrones saldrían despedidos como el agua de un aspersor; en cada vuelta habría un momento en que el chorro apuntase en dirección a la Tierra, haciéndonos llegar ondas de radio y luz visible.

Thomas Gold, de la Universidad Cornell, pensó que, en ese supuesto, la estrella de neutrones perdería energía y las pulsaciones se irían espaciando cada vez más, cosa que resultó ser cierta. Hoy día parece muy probable que los pulsares sean esas estrellas de neutrones que los astrónomos creían indetectables.

sol

Video: No encontré .


Ahora Los agujeros del espacio:

Agujero Negro:
Para entender lo que es un agujero negro empecemos por una estrella como el Sol. El Sol tiene un diámetro de 1.390.000 kilómetros y una masa 330.000 veces superior a la de la Tierra. Teniendo en cuenta esa masa y la distancia de la superficie al centro se demuestra que cualquier objeto colocado sobre la superficie del Sol estaría sometido a una atracción gravitatoria 28 veces superior a la gravedad terrestre en la superficie.

Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a contraerla y estrujarla.

Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones, protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta cualquier contracción ulterior.

La estrella es ahora una «enana blanca». Si una estrella como el Sol sufriera este colapso que conduce al estado de enana blanca, toda su masa quedaría reducida a una esfera de unos 16.000 kilómetros de diámetro, y su gravedad superficial (con la misma masa pero a una distancia mucho menor del centro) sería 210.000 veces superior a la de la Tierra.

En determinadas condiciones la atracción gravitatoria se hace demasiado fuerte para ser contrarrestada por la repulsión electrónica. La estrella se contrae de nuevo, obligando a los electrones y protones a combinarse para formar neutrones y forzando también a estos últimos a apelotonarse en estrecho contacto. La estructura neutrónica contrarresta entonces cualquier ulterior contracción y lo que tenemos es una «estrella de neutrones», que podría albergar toda la masa de nuestro sol en una esfera de sólo 16 kilómetros de diámetro. La gravedad superficial sería 210.000.000.000 veces superior a la que tenemos en la Tierra.

En ciertas condiciones, la gravitación puede superar incluso la resistencia de la estructura neutrónica. En ese caso ya no hay nada que pueda oponerse al colapso. La estrella puede contraerse hasta un volumen cero y la gravedad superficial aumentar hacia el infinito.

Según la teoría de la relatividad, la luz emitida por una estrella pierde algo de su energía al avanzar contra el campo gravitatorio de la estrella. Cuanto más intenso es el campo, tanto mayor es la pérdida de energía, lo cual ha sido comprobado experimentalmente en el espacio y en el laboratorio.

La luz emitida por una estrella ordinaria como el Sol pierde muy poca energía. La emitida por una enana blanca, algo más; y la emitida por una estrella de neutrones aún más. A lo largo del proceso de colapso de la estrella de neutrones llega un momento en que la luz que emana de la superficie pierde toda su energía y no puede escapar.

Un objeto sometido a una compresión mayor que la de las estrellas de neutrones tendría un campo gravitatorio tan intenso, que cualquier cosa que se aproximara a él quedaría atrapada y no podría volver a salir. Es como si el objeto atrapado hubiera caído en un agujero infinitamente hondo y no cesase nunca de caer. Y como ni siquiera la luz puede escapar, el objeto comprimido será negro. Literalmente, un «agujero negro».

Hoy día los astrónomos están buscando pruebas de la existencia de agujeros negros en distintos lugares del universo.

Video:

link: http://www.youtube.com/watch?v=3QYVUvm3Uc4

link: http://www.youtube.com/watch?v=ZCbyaK9stG8&feature=related



Agujero de gusano:

Acercarse a una fracción de la velocidad de la luz requiere ingentes cantidades de energía, e incluso así un viaje a la estrella más cercana se transformaría en una jornada de miles de años. Este hecho de la vida significa malas noticias para los cineastas que están presionados a contar sus historias en un tiempo limitado. El público desea identificarse con los protagonistas durante la historia, y no ver al tataranieto de Harrison Ford llegando a Alpha Centauro luego de un viaje multigeneracional en una nave-arca. Los guionistas necesitan un método rápido para ir de un lado al otro del universo.
Una posible solución, si no es posible moverse en el espacio a velocidades mayores que la de la luz, es la de cambiar la misma estructura del espacio tiempo.
Para entender este concepto usemos la popular imagen de una civilización de hormigas viviendo en la superficie de una esfera. Supongamos que estamos en un punto de la esfera y queremos viajar al exactamente el opuesto. En el mundo en el que viven las hormigas sería necesario recorrer la superficie de la esfera. Pero existiría otro método estableciendo una especie de puente interno que conectara las dos posiciones, acortando de esa manera el camino y el tiempo para recorrerlo. Los llamados agujeros de gusano se comportan como esos puentes. Son soluciones de la geometría del espacio-tiempo, utilizando la teoría de la relatividad general que permiten ligar dos regiones muy separadas en el espacio.
Los agujeros de gusano fueron presentados al público no versado en los intrincados problemas de la física teórica relativista cuando Carl Sagan publicó su novela Contacto. Sagan estaba decidido a mostrar un método plausible para moverse a velocidades mayores que la de la luz y consultó con astrofísicos teóricos sobre el problema. Los modelos sobre los agujeros de gusano existían desde hace tiempo, pero el consenso general era que estos objetos serían extremadamente inestables, y una vez creados tenderían a colapsarse antes de poder enviar cualquier mensaje o viajero a través de ellos. Los físicos Michael Morris, Kip Thorne y Ulvi Yurtsever al describieron como crear un agujero de gusano estable (evitando su colapso) y al mismo tiempo que puede ser usado como máquina del tiempo.
Una civilización avanzada sería capaz de manipular el espacio-tiempo a dimensiones donde existe la llamada "espuma cuántica", las distancias más pequeñas que podemos concebir en la física. En esas escalas los agujeros de gusano se crean espontáneamente por un instante para luego desaparecer. Es posible, al menos en teoría, expandir un agujero de gusano a dimensiones microscópicas entregando energía y mantenerlo estable, a través de la llamada "materia exótica", una sustancia tiene masa negativa, pero que nunca ha sido observada en el universo conocido, pero que teóricamente puede ser creada "de la nada" cuando el espacio y el tiempo se curvan de la manera adecuada. Las dos puertas del agujero se podrían separar a velocidades menores que la de la luz, alejándolas arbitrariamente, y permitiendo mientras tanto la comunicación instantánea entre los dos puntos.
En el cine han aparecido recientemente los agujeros de gusano como medio de transporte. Los agujeros de gusano son el método elegido para transportarse entre los 125 diferentes universos en El Único (The One, 2001). Aunque no mencionados por su nombre, en la película Stargate (Stargate, 1994) se descubre en una excavación en Egipto lo que parece ser una gigantesca rueda de metal. De una manera misteriosa, cuando se alinea cierta secuencia de símbolos correctamente, se abre el portal para un viaje a un planeta desértico (al "otro extremo de la galaxia", donde un grupo de descendientes de humanos se mantienen como esclavos de un extraterrestre, que resulta ser el dios egipcio Ra. El dispositivo tiene las características (dicho esto de manera muy liberal) para ser un agujero de gusano.
En una aproximación mucho más seria tenemos la versión cinematográfica de Contacto (Contact, 1997). En ella los habitantes de un planeta que orbita la estrella Vega envían a la Tierra la información para construir una "máquina" que permite viajar creando un agujero de gusano en su interior.
En ambos casos se estable una especie de comunicación entre dos puntos alejados en el espacio que permite el viaje instantáneo.
Aunque matemáticamente es posible plantearse la existencia de este tipo de estructuras en el universo, lo cierto es que no sabemos si realmente las podríamos fabricar, o si es posible crear las condiciones para que existan. Pero lo más grave es las implicaciones que implicarían si fuera posible tener un agujero de gusano que sirviera para movernos a velocidades mayores a la de luz. Su construcción significaría crear una máquina del tiempo, destapando la caja de Pandora de las paradojas temporales, donde por ejemplo podríamos tener un universo donde los efectos precedieran a sus causas.

Post

Video:

link: http://www.youtube.com/watch?v=ltBa_T-dofk

Por ultimo mi tema favorito.
Agujeros blancos [Tema Desconocido, 7 de cada 10 personas no lo conocen]
Las ecuaciones de la relatividad general tienen una interesante propiedad matemática: son simétricas en el tiempo. Eso significa que uno puede tomar cualquier solución a las ecuaciones e imaginar que el tiempo fluye a la inversa, en lugar de hacia delante, y obtendrá otro grupo de soluciones a las ecuaciones, igualmente válidas. Aplicando esta regla a la solución matemática que describe a los agujeros negros, se obtiene un agujero blanco. Puesto que un agujero negro es una región del espacio de la cual nada puede escapar, la versión opuesta es una región del espacio hacia la cual no puede caer nada. De hecho, así como un agujero negro sólo puede tragarse las cosas, un agujero blanco sólo las puede escupir. Los agujeros blancos son una solución matemática perfectamente válida a las ecuaciones de la relatividad general. Pero eso no significa que realmente exista uno en la naturaleza.

Video:

link: http://www.youtube.com/watch?v=-t0r4lB10Ks


Y Por ultimo , videos de teorias de destruccion del mundo:

link: http://www.youtube.com/watch?v=qSK4XGTiuHQ

link: http://www.youtube.com/watch?v=iZOKtAP9lj4

link: http://www.youtube.com/watch?v=6-SFNgXV1FQ&feature=related

link: http://www.youtube.com/watch?v=spkqUbV-8YM&feature=channel

Es todo ojala que disfruten este post como yo disfrute hacerlo.

Pd: si saben díganme que pasa al chocar un agujero negro y uno blanco ya que el negro trataría de absorberlo y al mismo tiempo el blanco trataría de expulsar al negro , que pasaría? , no encontré una pisca de Info.

Punteen este post del 1 al 10! [no con puntos diganme ustedes]