ESTRUCTURA DEL UNIVERSOA GRAN ESCALA

GRUPO # 8Nombre del Estudiante Numero de Cuenta Numero de Lista

Marcos Daniel Sanchez Salgado 20091012132 7

Cristyan Eduardo Cerrato 20131015760 23

Andrea Patricia Samayoa 20141003721 29

Douglas Alexander Mediex 20141010243 35

Fernando Josué Link 20141030941 41

Alejandro Emanuel Peña 20151003781 50

ÍNDICE1. Radiación Electromagnética2. Espectro Electromagnético3. Telescopios, ¿Como funciona?, Telescopios Astronómicos, y Telescopios

espaciales.4. Fotometría, Tipos de Fotometría5. Espectroscopia, Interacción Materia Energía, Tipos espectrales6. Leyes de Radiación7. Galaxias8. La Vía Láctea y el Sistema Solar9. Estructura del Universo a Gran Escala

RADIACION ELECTROMAGNETICALa luz visible es solo una de las muchas formas de energía electromagnética. Así laondas de radio, el calor, los rayos ultravioleta o los rayos X son otras formas comunes.Todas estas formas de energía radian de acuerdo a la teoría básica de ondas oteoría ondulatoria, que describe como la energía electromagnética viaja con formasinusoidal a la velocidad de la luzLa radiación electromagnética es producida por cambios en los campos eléctricos ymagnéticos, que se originan por movimientos de cargas eléctricas. Esta radiacióntransporta energía de un punto a otro, y se propaga en el espacio a 299.792kilómetros por segundo.La luz es parte del espectro electromagnético. Otras formas de radiaciónelectromagnética son los rayos X, microondas, radiación infrarroja y ultravioleta y lasondas de radio.Dr. M. Arbelo (1999) Física Fundamental y Experimental, Universidad de La Laguna Islas Canarias,España.

FRECUENCIA Y LONGITUD DEONDA

La radiación se propaga en una frecuencia determinada. La frecuencia es la cantidad de veces que elcampo electromagnético oscila. Se mide en Hertz (Hz), llamadas así en honor a Henrich Hertz, la primerapersona en generar ondas de radio. Un Hertz es una oscilación (ciclo) por segundo.La longitud de onda es la distancia entre dos crestas o picos de radiación, es decir, cuando se completaun ciclo. Se mide en unidades de longitud métricas, metros, centímetros, milímetros y si es muy pequeña, enAngstroms (1 Å = 10-10 m).La relación entre frecuencia y longitud de onda es inversa: a mayor frecuencia, menor longitud de onda yviceversa.

Frecuencia = velocidad de la luzlongitud de onda

f = cλ

A. Feinstein, Astronomía Elemental, Ed. Kapeluz.

EL ESPECTROELECTROMAGNETICO

Aunque por conveniencia se asignan diferentes nombres a las regiones delespectro electromagnético, no existen divisiones o líneas de corte exactasentre unas regiones y sus vecinas. Las divisiones del espectro han surgidocomo consecuencia de los diferentes métodos utilizados para detectar cadatipo de radiación mas que de las diferencias que pueden caracterizar a laenergía de las distintas longitudes de ondaDr. M. Arbelo (1999) Física Fundamental y Experimental, Universidad de LaLaguna Islas Canarias, España.

TELESCOPIOS

LA HISTORIA del telescopio es una de las más interesantes e importantes en latrayectoria de la evolución de la ciencia. Gracias a este instrumento se hanlogrado descubrimientos científicos maravillosos que más tarde se describiránen este libro. El interés sobre el telescopio se despertó intensamente tanpronto se le descubrió, pues le dio al hombre algo de sensación de poder alpermitirle observar lo que sucedía a distancias grandes de él yampliar así su campo de acción. Esto es rigurosamente cierto, ya que elconocimiento humano estaba confinado a los límites terrestres, pero con lasprimeras observaciones astronómicas se amplió a todo el Sistema Solar, y mástarde a todo el Universo.D. Malacara, J Malacara (1988) Telescopios y Estrellas, Primera edición,Cuarta reimpresión (1995) México, D.F

La historia del telescopio propiamente dicha comienza a fines del siglo XVI oprincipios del XVII. El más probable descubridor es el holandés HansLippershey, quien según cuidadosas investigaciones históricas se haconfirmado que construyó un telescopio en el año de 1608. Lippershey erafabricante de anteojos en Middlesburgh, Zelandia, y nativo de Wesel. No eramuy instruido, pero a base de ensayos descubrió que con dos lentes, unaconvergente lejos del ojo y una divergente cerca de él, se veían más grandeslos objetos lejanos. Llegó incluso a solicitar una patente, pero por considerarseque el invento ya era del dominio público, no le fue otorgada. Esta negativafue afortunada para la ciencia, pues así se difundió más fácilmente eldescubrimiento. Como es de suponerse, Lippershey no logró comprendercómo funcionaba este instrumento, pues lo había inventado únicamente abase de ensayos experimentales sin ninguna base científica. El gobiernoholandés regalóal rey de Francia dos telescopios de Lippershey. Estos instrumentos se hicierontan populares que en abril de 1609 ya podían comprarse en las tiendas de losfabricantes de lentes de París.

COMO FUNCIONA EL TELESCOPIOUN TELESCOPIO es esencialmente un par de lentes, una llamada objetivo porque es lamás cercana al objeto, y otra llamada ocular porque es la más cercana al ojo, Elobjetivo es una lente convergente que forma una imagen del objeto. Es fácilcomprender que esta imagen es tanto mayor cuanto más larga sea su distanciafocal, es decir, cuanto menos convergente sea. Esta imagen se observa después conel auxilio de una pequeña lente, divergente como en el telescopio galileanoconvergente como en el telescopio kepleriano.La imagen I, al ser observada, producirá a su vez una imagen en la retina del ojo, queserá tanto más grande cuanto más cerca está esta imagen I del globo ocular. Comoel ojo no puede enfocar los objetos que están muy cerca de él, es necesaria laayuda de una lente, llamada ocular, para realizar este enfoque. Si la imagen I estáatrás del ojo se usa una lente negativa o divergente, pero si está adelante se usa unalente positiva o convergente. En vista de esto es fácil comprender que laamplificación aparente o angular M del telescopio es directamente proporcional a ladistancia focal fob del objetivo, e inversamente proporcional a la distancia focal focdel ocular. si un objeto tiene un diámetro angular, la imagen tendrá un diámetroangular. Si ahora nos damos cuenta de que la lente ocular forma una imagen delobjetivo a una distancia de ella, es fácil ver que esta relación de ángulos, o sea laamplificación, está dada por:

TELESCOPIOS ASTRONÓMICOSLos telescopios astronómicos pueden ser de varios tipos, según que sus elementosópticos sean reflectores o refractores. Como ya se vio, el primer telescopio fuerefractor, pero con el gran inconveniente de su gran aberración cromática. En unprincipio se trató de solucionar el problema usando relaciones focales muy grandes,algunas veces superiores a 100. Esta relación focal f/# está definida como el cocientede la distancia focal f del objetivo entre el diámetro D del mismo, como sigue:

Las grandes relaciones focales disminuían grandemente el efecto de lasaberraciones y producían una imagen muy amplificada, pero a cambio de ello eltelescopio era muy inestable, incómodo y, sobre todo, muy poco luminoso.Empíricamente, se encontró que la relación focal de una lente simple cuyaaberración cromática no es objetable, debe ser superior a:

donde el diámetro D de la abertura está dado en centímetros. Johannes Heveliusconstruyó telescopios con relaciones focales superiores a f /l 00.

TELESCOPIOS ESPACIALESUn observatorio espacial o telescopio espacial, es un satélite para laobservación del universo en longitudes de onda que no atraviesan laatmósfera.¿Por qué en Órbita?Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producidapor las ciudades, no está afectado por las turbulencias térmicas del aire.Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que sucapacidad está cerca del máximo teórico.La atmósfera absorbe una porción importante del espectroelectromagnético.

Telescopio espacial Hubble (Hubble Space Telescope HST). Observaprincipalmente la zona del espectro visible y la zona del ultravioletacercano.

Observatorio de Rayos Gamma Compton (Compton Gamma RayObservatory o CGRO) Observaba principalmente rayos gamma, y rayos Xduros.

Observatorio de rayos X Chandra (Chandra X- ray Observatory o CXO)conocido previamente como Advanced X-ray Astronomical Facility (AXAF).Observa principalmente rayos X blandos.

Telescopio espacial Spitzer (Spitzer Space Telescope o SST) conocidopreviamente como Space Infrared Telescope Facility (SIRTF). Observa elespectro infrarrojo.

EL HUBBLEProyecto conjunto de la NASA y de la ESA inaugurando el programa deGrandes Observatorios.Es uno de los proyectos que más han contribuido al descubrimientodeluniverso y al desarrollo tecnológico en toda la Historia de la Humanidad.

OBSERVATORIO DE RAYOSGAMMA COMPTON

El segundo de los Grandes Observatorios de la NASA lanzado el 5 de abril de1991 a bordo del Atlantis.Homenaje al físico americano Arthur Holly Compton, ganador del premioNobel por su trabajo en el campo de la física de los rayos gamma.Estudió las radiaciones más energéticas del espectro electromagnético entre20 keV y 30Tras superar el tiempo de vida de cuatro años falló uno de sus giroscopios, porlo que la NASA lo estrelló sobre el Océano Pacífico el 4 de junio de 2000.

RAYOS X CHANDRALanzado por el Columbia el 23 de julio de 1999, en honor del físico indioSubrahmanyan Chandrasekhar. Puede observar el cieloen rayos X con una resolución angular de0,5 segundos de arco.

TELESCOPIO ESPACIAL SPITZERObservatorio infrarrojo, capaz de estudiar objetos en nuestro Sistema Solar ylas regiones más distantes del Universo (Primeras galaxias).Un telescopio de 0.85 metros con tres instrumentos científicos enfriadoscriogénicamente, capaces de tomar imágenes y espectros entre 3 y 180micras. Fue lanzado en Agosto del 2003

KEPLERTelescopio de 0,95 metros, diseñado específicamente para buscar planetasdel tamaño de la Tierra en las zonas habitables de estrellas cercanas.Determinar el porcentaje de planetas terrestres en la zona habitable dediferentes estrellas.Distribución de tamaños de las órbitas.Planetas alrededor de sistemas múltiples.Variedad de órbitas, planetas, masas y densidades de gigantes de períodocorto.Planetas adicionales en sistemas

SOLAR AND HELIOSPHERICOBSERVATORY

SOHOObservatorio solar para el estudio de la corona solar y las zonas magnéticas.Lanzado en diciembre de 1995. Se encuentra en órbita solar en uno de lospuntos de LaGrange.

FOTOMETRÍALa fotometría proporciona una medida directa del flujo de energía recibidode los objetos celestes en un intervalo de longitud de onda.Mucho menos exigente en tiempo de observación que la espectroscopia yaque se integra el flujo en una banda.Técnicas experimentales en Astrofísica, Jaime ZamoranoFísicas, Universidad Complutense Madrid.

Con los datos de magnitudes y colores en diferentes bandas fotométricasobtenemos información muy valiosa de los objetos observados. Por ejemplo:–Permite clasificar las estrellas usando un diagrama color-color.–El análisis de curvas de luz (variación temporal de su magnitud) informasobre la naturaleza de las estrellas variables y sobre parámetros de lasbinarias.–Sirve para determinar distancias y tamaños.

FOTOMETRÍA: ESCALA DEMAGNITUDES

Hiparco (s. II a.c.) realizó la primera clasificación de estrellas de acuerdo a su brilloaparente a simple vista estableciendo 6 categorías para ~1000 estrellas. La escala esinversa ya que Hiparco colocó en la primera categoría a las estrellas más brillantes yen la sexta a las más débiles visibles.La escala de magnitudes es logarítmica debido a la respuesta no lineal del ojo.Pogson (1856) con un sistema llamado apertura de desaparición:m = 5 log a + 9.2apertura límite del telescopio en pulgadas que permite todavía verFechner y Weber (1859): m − m0 = s log (I / I 0 )ECUACIÓN de POGSONm1 − m2 = −2.5 log (F1 / F2 ) F1 / F2 = 10∆m = 1 magn Ù x 2.512 en flujo (1001/5 = 102/5)∆m = 5 magn Ù x 100 en flujoTécnicas experimentales en Astrofísica - Jaime Zamorano - Físicas UCM- Fotometría

FOTOMETRÍA VISUALLa fotometría visual emplea como detector el ojo.Las observaciones son a simple vista el límite es m=6.Empleando un telescopio se puedenobservar estrellas más débiles.

FOTOMETRÍA FOTOGRÁFICALa fotometría fotográfica consiste en obtener imágenes de un campo através de un filtro usando como detector una placa fotográfica.La combinación entre la respuesta de la emulsión y la transmisión del filtrodefine la banda de paso.

EMULSION FILTRO BANDA

IIIaJ UG1 U

IIIaJ GG395 B

IIIaD GG495 V

IIIaF RG630 R

FOTOMETRÍA FOTOELÉCTRICAEn fotometría fotoeléctrica se usa un fotómetro acoplado a un telescopio.El detector es una fotocélula, un fotodiodo o un fotomultiplicador.Fotómetro fotoeléctrico donde se observa el contenedor delfotomultiplicador para mantenerlo enfriado y evitar corriente de oscuridad.Se aprecia además la electrónica de alimentación, control y detección y lossistemas de adquisición y guiado.Fotómetro fotoelétrico (KPNO 0.9m) NOAO/AURA/NSF

LUMINOSIDAD DEL FONDO DE CIELO EN ELOBSERVATORIO DE LA UCM

LUIS ALEJANDRO RAMÍREZ GONZÁLEZ(CURSO 2013 - 2014)

28 de mayo 2014 7 de junio 2014

Luna

ESPECTROSCOPIAEl objetivo de la espectroscopía es obtener las distribuciones espectrales deenergía: el flujo de energía recibido de los objetos celestes respecto a lalongitud de onda.Mucho más exigente en tiempo de observación que la fotometría ya que esequivalente a una fotometría en banda estrecha en múltiples canales.

La información que se obtiene con la espectroscopía es mucho mayor quecon la fotometría. Por ejemplo:– Permite clasificar directamente las estrellas.– La medida de sus líneas informa temperaturas y abundancias de elementosen la atmósfera, rotación, velocidad de desplazamiento respecto alobservador etc.

TIPOS ESPECTRALES

O

B

A

F

G

K

M

INTERACCIÓN MATERIA - ENERGÍA

ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

FUENTES DE RADIACIÓN

Energía radiante:La energía transportada por una onda electromagnética.Radiación:Es el fenómeno físico generador de energía.La energía electromagnética no se crea:Se genera a partir de la transformación de otras fuentes deenergía.Coherencia de la radiación:Ancho de banda de la emisión.

GENERACIÓN DE LA RADIACIÓNOndas de radio:generadas mediante osciladores, en los cuales se hacen circularcorrientes eléctricas por oscilación periódica de cargas.Microondas:se generan en el interior de tubos electrónicos mediante la interacciónde la energía transportada en chorros de electrones con diversosmateriales.Ultravioleta (UV), Visible (VIS) e Infrarroja (IR):mismo método o incandescencia de materiales.Energía térmica:debida a la energía cinética de las moléculas.

Cualquier cuerpo a una cierta temperatura emite radiación en todaslas longitudes de onda.

El cuerpo negro es un emisor y receptor de energía perfecto.

La energía radiante emitida desde el cuerpo negro por unidad desuperficie, en la unidad de tiempo y por unidad de intervalo delongitud de onda, tiende a cero para longitudes de onda muy cortas ymuy largas, y presenta un sólo máximo a una longitud de onda quedepende de la temperatura.

LEYES DE LA RADIACIÓNLEOPOLDO INFANTE LIRA

DEPARTAMENTO DE ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICAPONTIFICIA UNIVERSIDAD CATÓLICA DE CHILE

LEY DE STEFAN - BOLTZMANNTodos los cuerpos emiten radiación electromagnética por el hecho de estar a unatemperatura distinta de cero.La radiación emitida por unidad de área y por unidad de tiempo es proporcional a lacuarta potencia de la temperatura absoluta: E = σT 4

σ es la constante de Estefan Boltzmann 5,67*10-8 w*m-2 * K-4

Energía radiada en una longitud de onda λ desde un cuerpo negro a una temperatura T:

k es la constante de Boltzmann:1,38054±0,00006•10-16 erg•K-1.

h es la constante de Planck (6,626•10-34 J•s).

LEY DE DESPLAZAMIENTO DE WIENLa longitud de onda para la cual es máxima la emisión del cuerpo negro esinversamente proporcional a su temperatura absoluta:

EL CUERPO NEGRO

RAYO INCIDENTE

Objeto que absorbe toda la radiación incidente,No refleja nada, se calienta, y emite toda la radiaciónLa emisión de un cuerpo negro depende solamente desu temperatura

LA RADIACIÓN DEL CUERPONEGRO

Temperatura (K) % IR % VIS % UV1.000 99,999 7,367·10-4 3,258·10-11

2.000 98,593 1,406 7,400·10-4

3.000 88,393 11,476 0,131

4.000 71,776 26,817 1,407

5.000 55,705 39,166 5,129

6.000 42,661 45,732 11,607

7.000 32,852 47,506 19,641

8.000 25,565 46,210 28,224

9.000 20,154 43,247 36,.599

10.000 16,091 39,567 44,342

LEYES DE KIRCHHOFF

EFECTO DOPPLERAcortamiento o alargamiento de las longitudes de onda dependiendo delmovimiento relativo fuente – observador

PRINCIPALES CARACTERÍSTICAS DELOS TIPOS ESPECTRALES

EL DIAGRAMA H - RE. Hertzsprung y H. Russellintrodujeron en 1920’s eluso de diagramas deLuminosidad (MagnitudAbsoluta) en función deTemperatura (TipoEspectral/Color).E Ht H Rll

GALAXIAS: PROPIEDADESGENERALES

Las galaxias están formadas por:– Gran cantidad de estrellas.La Vía Láctea posee » 1011 estrellas– Gas y polvo interestelar, rotando alrededor del núcleo.El Sol da una vuelta alrededor del núcleo de la Vía Láctea cada250 millones de años.– Posiblemente, un agujero negro en el centro.• Pero no todas las galaxias son iguales……– Espirales– Elípticas– Esferoidales– Irregulares– Peculiares… de hecho pueden clasificarse de acuerdo a la Secuencia de Hubble:

SECUENCIA DE HUBBLE

GALAXIAS: FORMACIÓN• Las galaxias se formaron en losprimeros tiempos del Universo alfragmentarse las nubes de gasformadas tras el Big - Bang.• Dentro de estas nubes primordiales, lafragmentación continuó hasta laformación de estrellas individuales.• Las nubes con poca rotación dieronlugar a galaxias esferoidales, conpoca estructura.• Cuando la rotación era muy fuerte, seformaron galaxias con enormesbrazos espirales, semejantes agigantescos remolinos cósmicos .

GALAXIAS: FORMACIÓN DE ESTRELLAS• La fragmentación de las nubes de gas dentro de las galaxias continúahoy en día.• Si existe alguna perturbación que aumente la densidad del gas, estasnubes comienzan a contraerse y acaban formando estrellas.• En las galaxias elípticas apenas queda gas libre, por lo que no seforman estrellas jóvenes. Su luz proviene de estrellas antiguas, de bajamasa, y frías: son galaxias anaranjadas.• Lo mismo sucede en el bulbo de las galaxias espirales.

J. Miguel Mas Hesse LAEFF-INTAIntroducción a la Astronomía y Astrofísica CosmoCaixa

Sin embargo, las galaxias espiralesson muy ricas en gas en susbrazos.• Las ondas de densidad en losbrazos espirales generancontinuamente nuevas estrellas.• Algunas de ellas son muy masivas,y de muy corta vida (pocosmillones de años).• Estas estrellas masivas son muycalientes, y tienen un color muyazulado.• A su vez, las estrellas generanpolvo y contaminan el gas de losbrazos…

GALAXIAS: STARBURSTSEn algunas galaxias, el ritmo deformación de estrellas esextraordinariamente alto:galaxias tipo starburstAlgunas de estas galaxias hangenerado recientemente variosmillones de estrellas, a veces enregiones muy pequeñas.Estos “starbursts” pueden llegar aproducir vientos galácticos queliberan todo tipo de metales almedio intergaláctico.

GALAXIAS PECULIARESA lo largo de su evolución, las galaxias interactúan y chocan, dandolugar a violentos cataclismos cósmicos.Como consecuencia de las colisiones, las galaxias se distorsionan,dando lugar a la formación de “antenas” y anillos.

LA VÍA LÁCTEA Y EL SISTEMASOLAR

El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz del centroy unos 20.000 del extremo la Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y puede tenermásde 200.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luzde diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol. Cada 225millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia.Semueve a unos 270 km. por segundo. No podemos ver el brillante centro porque seinterponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Secree que contiene un poderoso agujero negro La Vía Láctea tiene forma de lenteconvexa.El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Lasestrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay unanube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares."El primer segundo. Ultimas noticias del cosmos, 2". Editorial Andrés Bello (1995).

ESTRUCTURA DEL UNIVERSO AGRAN ESCALA

La premisa central en la cosmología moderna es que al menos a gran escala,el Universo es homogéneo e isotrópico. Esto ha sido inferido de las observaciones,mas espectacularmente de la cuasi igualdad en la temperatura de laradiación cósmica de fondo. No obstante, a pesar de esta homogeneidad a granescala, son bien conocidas la homogeneidades en regiones a escalas menores,donde el material aglomera en galaxias y en cúmulos de galaxias. Se cree queestas irregularidades han crecido con el tiempo a través de mecanismosgravitacionales,partiendo de una distribución cuasi homogénea en un pasado. Elcomportamiento a gran escala del Universo puede ser descrito si asumimos queeste es homogéneo e isotrópico en la mayoría de su extensión. Luego imponemosirregularidades a corta escala. En la mayor parte de la evolución del Universo,estas irregularidades pueden ser consideradas pequeñas perturbaciones en dichaevolución, y que podrán ser abordadas usando una teoría lineal de perturbaciones.

La expansión del Universo, la radiación cósmica de fondo y lanucleosíntesis primera son tres fenómenos en los que suele basarse unmodelo sólido que fundamente la teoría del Big Bang o Gran Explosión.Esta teoría ha sido aceptada como marco general de entendimiento dela evolución y estructura del Universo a gran escala.

La radiación cósmica de fondo contiene las claves y los rastros de lo quepudo haber ocurrido en las primeras etapas de la evolución delUniverso; éstas nos ayudan a entender la estructura a gran escala delUniverso. La distribución de la radiación de fondo generada por elUniverso primitivo proporciona información sobre la distribución actualde la materia y las galaxias en el Universo y, por tanto, de su estructuraa gran escala. Introducción a la Cosmología y Estructuras a Gran EscalaSebastián Bruzzone Octubre 2006

• Ahora sabemos que las galaxias forman estructuras muy grandes que• pueden contener enormes espacios vacíos y que se puede realizar un• estudio cuantitativo de su distribución en el Universo. Este estudio ha• dado lugar a la concepción moderna y global del Universo como• isotrópico y homogéneo, y a la Cosmología como ciencia moderna. Un• universo homogéneo e isotrópico significa que la masa y la radiación• están distribuidas con la misma densidad promedio en todas partes• (homogéneo) y hacia todas direcciones (isotrópico), es decir, para• cualquier observador parece el mismo en cualquier dirección y no• existen observadores privilegiados.

CONCLUSIONESLa expansión del universo, la radiación cósmica de fondo son los fenómenosen que suele basarse un modelo solido que fundamente la teoría del BigBang o Gran Explosión Esta teoría ha sido aceptada como marco general deentendimiento de la evolución y estructura del Universo a Gran Escala.La radiación cósmica de fondo contiene las claves y los rastros de lo quepudo haber ocurrido en las primeras etapas de la evolución del universo;estas nos ayudan a entender la estructura a gran escala del universo.Ahora sabemos que las galaxias forman estructuras muy grandes que puedencontener enormes espacios vacíos y que se puede realizar un estudiocuantitativo de su distribución en el universo dando lugar a la concepciónmoderna y global del universo como Isotrópico y Homogéneo o sea que lamasa y la radiación están distribuidas con la misma densidad promedio entodas partes (homogéneo) y hacia todas direcciones (isotrópico).

BIBLIOGRAFÍA• Dr. M. Arbelo (1999) Física Fundamental y Experimental, Universidad de La

Laguna Islas Canarias, España.• A. Feinstein, Astronomía Elemental, Ed. Kapeluz• D. Malacara, J Malacara (1988) Telescopios y Estrellas, Primera

edición, Cuarta reimpresión (1995) México, D.F• Clasificación espectral de estrellas

Introducción a CTE II (2011), Depto. de Astronomía, IFFC, UDELAR.• Espectroscopia Fundamentos Universidad Autónoma de Madrid

recuperado el 3 de junio del 2014 dehttp://www.uam.es/personal_pdi/ciencias/lhh345a/leccion2.pdf• Introducción a la Cosmología y Estructuras a Gran Escala

Sebastián Bruzzone Octubre 2006• Manual de Radioastronomía 1999 Grupo Astronómico Omega

Centauro

• I. Rojas Peña, 2013 Astronomía Elemental, Volumen 1 Astronomía Básica• Cosmo, editorial planeta 1982• LEOPOLDO INFANTE LIRA

Departamento de Astronomía y AstrofísicaPontificia Universidad Católica de Chile

• Técnicas experimentales en Astrofísica, Jaime Zamorano• Físicas, Universidad Complutense Madrid.