LAS GALAXIASDurante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos slo pudimos observar las galaxias como unas manchas difusas en el cielo nocturno. Sin embargo, hoy sabemos que son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales.

De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la nica que hemos visto desde dentro: La Va Lctea. Siempre la hemos conocido aunque, naturalmente, en la antigedad nadie saba de qu se trataba. Aparece como una franja blanquecina que cruza el cielo y, de ah, toma su nombre: camino de leche.

Dentro de la Va Lctea podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo interestelar. Las ms destacables son las nebulosas y los cmulos estelares. Es de suponer que tambin existen en otras galaxias.Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo.

En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En el centro de las galaxias es donde se concentran ms estrellas.

Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atraccin de los otros. En general hay, adems, un movimiento ms amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro.Galaxias vecinasDistancia (Aos luz)

Nubes de Magallanes 200.000

El Dragn300.000

Osa Menor300.000

El Escultor300.000

El Fogn400.000

Leo700.000

NGC 68221.700.000

NGC 221 (M32)2.100.000

Andrmeda (M31)2.200.000

El Tringulo (M33)2.700.000

Tamaos y formas de las galaxias

Hay galaxias enormes como Andrmeda, o pequeas como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de lente, planas, elpticas, espirales (como la nuestra) o formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando "cmulos de galaxias".

La galaxia grande ms cercana es Andrmeda.

Se puede observar a simple vista y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrnomos rabes ya la haban observado. Actualmente se la conoce con la denominacin M31. Est a unos 2.200.000 aos luz de nosotros. Es el doble de grande que la Via Lctea.Las galaxias tienen un origen y una evolucinLas primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de aos despus 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 nucleos de galaxias emiten una fuerte radiacin, 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.Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias slo se detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las ms cercanas muestran estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas.

En 1930 Hubble clasific las galaxias en elpticas, espirales e irregulares, siendo las dos primeras las ms frecuentes.CLASES DE GALAXIASGalaxias elpticasAlgunas galaxias tienen un perfil globular completo con un ncleo brillante. Estas galaxias, llamadas elpticas, contienen una gran poblacin de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formacin. Las galaxias elpticas tienen gran variedad de tamaos, desde gigantes a enanas.

Hubble simboliz las galaxias elpticas con la letra E y las subdividi en ocho clases, desde la E0, prcticamente esfricas, hasta la E7, usiformes. En las galaxias elpticas la concentracin de estrellas va disminuyendo desde el ncleo, que es pequeo y muy brillante, hacia sus bordes. Galaxias espirales

Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no slo algunas estrellas viejas sino tambin una gran poblacin de estrellas jvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de dbiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear ms pequea que emite dos chorros de materia energtica 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 c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb,SBc).

Existen otras galaxias intermedias entre elpticas 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, segn presenten la barra ms o menos definida y brillante.Galaxias irregularesLas galaxias irregulares se simbolizan con la letra I IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetra bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallnico, que contienen gran cantidad de estrellas jvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es dificil de identificar.

Las galaxias irregulares se sitan generalmente prximas a galaxias ms grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jvenes, gas y polvo csmico.GALAXIAS ACTIVASCasi todas las galaxias tienen un agujero negro en su centro. Mientras el agujero negro est activo, atrapa y engulle toda la materia que le rodea, como un remolino. Cuando ya no tiene capacidad para engullir ms, la materia contina girando en torno a l, pero ya no cae dentro. Las galaxias cuyo agujero negro an est activo se llamangalaxias activas.

Las galaxias activas se distinguen por su forma y por la gran cantidad de radiacin que emiten. El agujero negro del ncleo est rodeado de un brillante disco de materia, polvo y gas muy calientes. Se llama disco de acrecin, y gira en espiral mientras emite radiacin de alta energa. Desde los polos, el agujero negro lanza al espacio enormes chorros de partculas, que pueden medir miles de aos luz de longitud.

La Va Lctea tambin fue una galaxia activa en el pasado.Tipos de galaxias activasSe conocen cuatro tipos de galaxias activas: los qusares, los blazares, las radiogalaxias y las galaxias Seyfert.

Los qusares y los blazares son los objetos ms lejanos y de mayor energa que se conocen. Estn a miles de millones de aos luz de la Tierra. Los vemos tal y como eran en el pasado, cuando las galaxias an se estaban formando. Son los objetos ms brillantes del Universo, aunque estn tan lejos que su luz nos llega muy dbilmente. Casi todas las galaxias activas que se conocen son qusares.

Las radiogalaxias y las galaxias Seyfert son objetos ms cercanos y tambin muy brillantes. Emiten rayos X, radiacin infrarroja y ondas de radio. Su radiacin es tan grande, que son la principal fuente de ondas de radio de todo el Cosmos.Las galaxias ms cercanas a la Va Lctea son las que pertenecen al llamado Grupo Local. Se ven fcilmente con un telescopio de aficionado. Algunas, como Andrmeda y las Nubes de Magallanes, pueden observarse incluso a simple vista.

Alrededor de la Via Lctea orbitan algunas galaxias enanas. En 1.994 se descubri la Galaxia Enana Elptica de Sagitario o SagDEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy en ingls) a 88.000 aos luz de distancia, y en 2.003 la Galaxia de Can Mayor a 25.000 aos luz. Son las dos ms cercanas descubiertas hasta el momento.Galaxias cercanas ms importantesAndrmeda:a 2'5 millones de aos luz de la Tierra. Es una espiral gigante, el doble de tamao que la Va Lctea. Es la galaxia ms grande del Grupo Local. Contiene cientos de miles de millones de estrellas y gran cantidad de nebulosas. En su centro hay un agujero negro supermasivo. Es muy brillante y es el objeto ms lejano que puede verse a simple vista. Se calcula que dentro de unos 6.000 millones de aos, la Va Lctea y Andrmeda chocarn.

Pequea y Gran Nube de Magallanes:son dos galaxias satlite de la Va Lctea. Esto significa que la Va Lctera las atrae con su gravedad, y en el futuro formarn parte de ella. Se llaman as porque Magallanes fue el primer explorador europeo que las observ, en el siglo XVI. La Gran Nube est a 170.000 aos luz de distancia, y la Pequea Nube a 210.000 aos luz. Son galaxias enanas e irregulares, con muchas nebulosas y estrellas jvenes. En el hemisferio sur se ven a simple vista, como dos nubes blancas aisladas de la Va Lctea que cruza el cielo.

Tringulo:es la tercera galaxia ms grande del Grupo Local, por detrs de Andrmeda y la Va Lctea. Est a 3 millones de aos luz. Slo se ve con telescopio. Tiene forma espiral, parecida a nuestra galaxia. Se cree que Andrmeda la atrae con su gravedad, e incluso podra orbitar alrededor de ella. En la galaxia de Tringulo est la nebulosa de emisin ms grande que se conoce: la NGC 604.GalaxiaDistancia (aos luz)Dimetro (aos luz)

SagDEG88.00010.000

Gran Nube de Magallanes170.00020.000

Pequea Nube de Magallanes 210.00015.000

Escultor300.0005.000

Leo750.0004.000

Andrmeda2.500.000250.000

Tringulo3.000.00050.000

Las galaxias cercanas se atraen por efecto de su gravedad y se agrupan en cmulos. Los cmulos ms pequeos se llamangrupos. Nuestra galaxia pertenece a uno de estos grupos: el llamadoGrupo Local.

El Grupo Local tiene un dimetro de 4 millones de aos luz y rene unas 30 galaxias. Se trata de un cmulo todava joven que forma parte de una estructura todava mayor, llamadaSupercmulo de Virgo.

El Grupo Local tiene tres galaxias principales en forma de espiral: Andrmeda, Va Lctea y Galaxia del Tringulo. El resto son galaxias enanas que orbitan en torno a estas tres grandes. Se llamangalaxias satlite.

Andrmeda es la galaxia ms grande y brillante del Grupo Local. Est a 2'5 millones de aos luz de la Tierra y puede verse a simple vista desde el hemisferio sur. Es el objeto ms distante observable a simple vista desde la Tierra. Su gravedad atrae a la Galaxia del Tringulo, que podra estar girando su alrededor. Tambin atrae a la Va Lctea, y en el futuro estn destinadas a chocar.Galaxia principal Galaxias satlite

AndrmedaAndrmeda I-VII, M32, M110, NGC185, NGC147

Va LcteaCan Mayor, SagDEG, Nubes de Magallanes, Osa Menor,Draco, Carina,Escultor, Fornax, Tucana, Sextans, Leo

TringuloPiscis

La Va Lctea en el Grupo LocalLa Va Lctea es la segunda galaxia ms grande del Grupo Local. An as, es la mitad del tamao de Andrmeda.

Las galaxias del Grupo Local ms cercanas a la nuestra son Can Mayor y la Galaxia Enana Elptica de Sagitario o SagDEG.

La Pequea y la Gran Nube de Magallanes son dos galaxias enanas que actualmente estn chocando con la Va Lctea y en el futuro pasarn a formar parte de ella.Un camino en el cielo

En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas.

Son slo una pequea parte de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Va Lctea. Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa via lactea en latn.La Va Lctea es nuestra galaxia

El Sistema Solar est en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 aos luz del centro y unos 20.000 del extremo.

La Via Lctea s una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total wide unos 100.000 aos luz de dimetro y tiene una masa de ms de dos billones de veces la del Sol.

Cada 225 millones de aos el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.

No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo csmico y gases fros, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.

La Va Lctea tiene forma de lente convexa. El ncleo tiene una zona central de forma elptica y unos 8.000 aos luz de dimetro. Las estrellas del ncleo estn ms agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrgeno, algunas estrellas y cmulos estelares.La Va Lctea forma parte del Grupo Local

Junto con las galaxias de Andrmeda (M31) y del Tringulo (M33), las Nubes de Magallanes (satlites de la Va Lctea), las galaxias M32 y M110 (satlites de Andrmeda), galaxias y nebulosas ms pequeas y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.

En total hay unas 30 galaxias que ocupan un rea de unos 4 millones de aos luz de dimetro.

Todo el gupo orbita alrededor del gran cmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de aos luz.

LAS NEBULOSASLas nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar. Segn sean ms o menos densas, son visibles, o no, desde la Tierra.

Las nebulosas se puede encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invencin del telescopio, el trmino nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas.

Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Va Lctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar en dos grandes grupos:

1.-Asociadas a estrellas evolucionadas, como lasnebulosas planetariasy los remanentes de supernovas.

2.-Asociadas a estrellas muy jvenes, algunas incluso todava en proceso de formacin, como losobjetos Herbig-Haroy las nubes moleculares.Clasificacin de las nebulosas segn su luzSi se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:

Lasnebulosas de emisin, cuya radiacin proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Algunos de los objetos ms sorprendentes del cielo, como la nebulosa de Orin, son nebulosas de este tipo.Lasnebulosas de reflexinreflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanas. Las Plyades de Tauro son un ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexin.

Lasnebulosas oscurasson nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razn por la que no emiten luz por s mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube. Una de las ms famosas es la nebulosa de la Cabeza de Caballo, en Orin. Toda la franja oscura que se observa en el cielo cuando miramos el disco de nuestra galaxia es una sucesin de nebulosas oscuras.TIPOS DE NEBULOSASUno de los aspectos ms notables de las nebulosas es su variedad de formas y estructuras. Gracias a los modernos telescopios y al uso de ordenadores, se han podido elaborar fotos digitales detalladas que, mediante los programas informticos adecuados, se pueden colorear para obtener imgenes espectaculares. Nebulosas planetariasLas nebulosas planetarias se parecen a los planetas cuando son observadas a travs de un telescopio. En realidad son capas de material desprendidas de una estrella evolucionada de masa media, al pasar de gigante roja a enana blanca.

La nebulosa del Anillo, en la constelacin de Lira, es una planetaria tpica que tiene un periodo de rotacin de 132.900 aos y una masa de unas 14 veces la masa del Sol. En la Va Lctea se han descubierto varios miles de planetarias.

Ms espectaculares, pero menores en nmero, son los remanentes de supernovas, cuta representante ms significativa es la nebulosa del Cangrejo, en Tauro, que se desvanece a razn de un 0,4% anual. Las nebulosas de este tipo son radiofuentes intensas, a causa de las explosiones que las formaron y losrestos de plsares en que se convirtieron las estrellas.Objetos Herbig-Haro (objetos HH)Los objetos Herbig-Haro, que deben su nombre al astrnomo mexicano Guillermo Haro y al estadounidense George Herbig, son pequeas nebulosas muy brillantes que se encuentran dentro de nubes interestelares muy densas

Son, probablemente, el producto de chorros de gas expelidos por estrellas en proceso de formacin. Las nubes moleculares son, por su parte, extremadamente grandes, de un ancho de muchos aos luz, con un perfil indefinido y una apariencia tenue y neblinosa.

Los objetos Herbig-Haro se pueden estudiar en el infrarrojo. Estos objetos varan de tamao y brillo en pocos aos. Se encuentran en regiones de formacin estelar activa. Se cree que estas nebulosas corresponden a flujos de gas de alta velocidad expulsado por estrellas jvenes al chocar contra nubes interestelares. El estudio de los objetos Herbig-Haro ayuda a comprender los detalles de cmo se forman las estrellas.Los qusaresLos qusares son galaxias lejanas con un potente agujero negro en su centro. Son galaxias muy jvenes, tpicas de los primeros tiempos del Universo. Estn a ms de 12.000 millones de aos luz.Son los objetos ms potentes y brillantes del Universo. Aunque su luz nos llega muy dbil, pueden ser hasta un trilln de veces ms brillantes que nuestro Sol. Emiten una enorme cantidad de radiacin. Con el tiempo, su agujero negro deja de estar activo. Es posible que muchas galaxias fueran qusares en el pasado.

Los primeros qusares se descubrieron en los aos 50 y hoy se conocen ms de 100.000. Aunque siguen siendo objetos misteriosos.

LAS ESTRELLASAunque la mayor parte del espacio que podemos observar est vaco, es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vaco carezca de inters. Simplemente, las estrellas llaman la atencin.

A causa de la atraccin gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presin. A partir de ciertos lmites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energia y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamao de la estrella se mantiene ms o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiacin, entre ellas, por supuesto, la luminosa. Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenmenos y comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cusares, plsares, agujeros negros, ... En este captulo vamos a dar una visin general sobre las estrellas, sus tipos, sus comportamientos y su evLas estrellas son masas de gases, principalmente hidrgeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeos, y slo de noche, porque estn a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posicin relativa en los cielos ao tras ao. En realidad, las estrellas estn en rpido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posicin se perciben slo a travs de los siglos.

El nmero de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver ms de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosfrica, sobre todo cerca del horizonte, y la plida luz del cielo. La estrella ms cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro

Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que estn ms cerca del Sistema Solar en la Va Lctea. La ms cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que est a unos 40 billones de kilmetros de la Tierra.

Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 aos luz de La Tierra, que slo es visible desde el hemisferio sur. La ms cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.

Alpha Centauri, tambin llamada Rigil Kentaurus, est en la constelacin de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una nica estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella ms brillante del cielo sur.

Cuando se observa a travs de un telescopio se advierte que las dos estrellas ms brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 aos.

La estrella ms dbil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compaeras durante un periodo aproximado de un milln de aos. Alpha Centauri C tambin recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella ms cercana al Sistema Solar.Clasificacin de las EstrellasEl estudio fotogrfico de los espectros estelares lo inici en 1885 el astrnomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluy su colega Annie J. Cannon. Esta investigacin condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella estn dispuestos en una secuencia continua segn la intensidad de ciertas lneas de absorcin. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificacin completa de todos los tipos de estrellas. Los subndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O:Lneas del helio, el oxgeno y el nitrgeno, adems de las del hidrgeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de lnea brillante del hidrgeno y el helio como las que muestran lneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B:Lneas del helio alcanzan la mxima intensidad en la subdivisin B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones ms altas. La intensidad de las lneas del hidrgeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo est representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A:Comprende las llamadas estrellas de hidrgeno con espectros dominados por las lneas de absorcin del hidrgeno. Una estrella tpica de este grupo es Sirio.

Clase F:En este grupo destacan las llamadas lneas H y K del calcio y las lneas caractersticas del hidrgeno. Una estrella notable en esta categora es Delta Aquilae.

Clase G:Comprende estrellas con fuertes lneas H y K del calcio y lneas del hidrgeno menos fuertes. Tambin estn presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K:Estrellas que tienen fuertes lneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo est tipificado por Arturo.

Clase M;Espectros dominados por bandas que indican la presencia de xidos metlicos, sobre todo las del xido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es tpica de este grupo.Tamao y brillo de las EstrellasLas estrellas ms grandes que se conocen son las supergigantes, con dimetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener dimetros de slo una centsima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeo tamao.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrn) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en trminos de magnitud. Las estrellas ms brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces ms brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- Color azul, como la estrella I Cephei- Color blanco-azul, como la estrella Spica- Color blanco, como la estrella Vega- Color blanco-amarillo, como la estrella Procin- Color amarillo, como el Sol- Color naranja, como Arcturus- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamao y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, ...Alcor: Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.

Aldebarn: Estrella a de la constelacin de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las ms brillantes del cielo. Tambin conocida como ojo o corazn del Toro, se encuentra a 53 aos luz de la Tierra y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.

Algol: Estrella b de la constelacin de Perseo. Con un perodo de rotacin de 69 horas, es un sistema doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones peridicas de luminosidad se deben a la interposicin mutua de sus componentes.

Arturo: Estrella a de Boyero, situada en la prolongacin de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene un dimetro 22 veces superior al del Sol.

Betelgeuse:Estrella a de la constelacin de Orin, la ms brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular, con un perodo de 2,07 das.

Cabra: Estrella ms brillante de la constelacin del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente de 0,2.

Cabrillas: Estrellas visibles del grupo de las Plyades.

Cancula.: Estrella ms brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.

Capella o Capela: Estrella principal de la constelacin del Cochero, de magnitud 1.

Cstor: Estrella a de la constelacin de Gminis. Es una estrella doble, con un perodo de 350 aos, y sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.

Deneb: Estrella a de la constelacin del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.

Denbola: Segunda estrella ms importante (b) de la constelacin de Leo, de magnitud 2.

Espiga: Estrella principal de la constelacin de Virgo. Se trata de un sistema doble con un periodo de 4 das. Situada a unos 160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral B2.

Estrella Polar: Estrella situada a menos de 1 del polo celeste boreal y que constituye una referencia til para localizar la direccin del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelacin de la Osa Menor. Sin embargo, a causa de la precesin, hacia el ao 13.000 esta posicin estar ocupada por la estrella Vega.

Formalhaut: Estrella principal de la constelacin del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoo.

Lince o Lynx: (Alpha Lyncis) Estrella de tercera magnitud, la ms brillante de la constelacin del mismo nombre, situada en el hemisferio norte, entre las del Cochero y la Osa Mayor, al sur de la Jirafa y al norte de CncerMarkab: Estrella a de la constelacin de Perseo, perteneciente al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un valor de 2,6.

Menkar: Estrella a de la constelacin de la Ballena, que tiene una magnitud 2 y forma una figura triangular con Aldebarn y Rigel.

Mira Ceti: Estrella de tipo espectral M, perteneciente a la constelacin de la Ballena. Constituye el prototipo de las estrellas variables de largo perodo, con amplitudes y perodos irregulares.

Mirach o Mirak: Estrella de tipo espectral M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelacin de Andrmeda.

Mirfak: Estrella a de la constelacin de Perseo. Pertenece a la clase espectral F y tiene una magnitud de 1,9.

Mizar: Estrella doble zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma una pareja visible a simple vista. Pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 2,4. Est formada por dos componentes desiguales con una separacin de 14,5.

Perla: Estrella a de la constelacin de la Corona Boreal, situada a 72 aos luz de la Tierra. Posee una compaera que gira a su alrededor con un perodo de 17,4 das.

Pollux o Plux: Estrella perteneciente a la constelacin de Gminis, situada a 35 aos luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.

Procin: Estrella a de la constelacin del Can Menor, situada a 11 aos luz de la Tierra y perteneciente al tipo espectral F. Con una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25" por ao) y forma un sistema binario con una compaera de magnitud 13,5.

Rgulo: Estrella a de la constelacin de Leo, situada a 67 aos luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y pertenece al tipo espectral B.

Rigel: Estrella b de la constelacin de Orin, situada a 540 aos luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y pertenece al tipo espectral B.

RR Lira: Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas pulsantes.

Rukbah: Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelacin de Casiopea.

Scheat: Estrella b de la constelacin de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al tipo espectral M.

Schdir, Shdar o Shdir.: Estrella a de la constelacin de Casiopea. Es una variable perteneciente al tipo espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.

Sirio: Estrella a del Can Mayor, la ms brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo espectral A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio B), de perodo 50 aos.

Sirrah: Estrella a de la constelacin de Andrmeda, de magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.

Tolimn: Estrella a de la constelacin de Centauro. Se trata de un sistema doble, en que una de las componentes es muy semejante al Sol.

Trapecio: Estrella q mltiple de la constelacin de Orin, cuyas cuatro componentes principales tienen magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran Nebulosa de Orin (M 42).

Vega: Estrella a de la constelacin de la Lira, la ms brillante del cielo boreal. Situada a 26 aos luz de la Tierra, pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace 14.000 aos y lo ser nuevamente dentro de 12.000.Agujeros negrosLos llamadosagujeros negrosson cuerpos con un campo gravitatorio muy grande, enorme.

No puede escapar ninguna radiacin electromagntica ni luminosa, por eso son negros. Estn rodeados de una "frontera" esfrica que permite que la luz entre pero no salga.

Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeo, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias.

Si la masa de una estrella es ms 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.Stephen Hawking y los conos luminosos

El cientfico britnico Stephen W. Hawking ha dedicado buena parte de su trabajo al estudio de los agujeros negros.

En su libroHistoria del Tiempoexplica cmo, en una estrella que se est colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella.

Al hacerse pequea, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez ms, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro.

Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compaera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. As, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana

Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiacin, parece que pueden hacerlo algunas partculas atmicas y subatmicas.

Alguien que observase la formacin de un agujero negro desde el exterior, vera una estrella cada vez ms pequea y roja hasta que, finalmente, desaparecera. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguira intacta.

Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes fsicas y la capacidad de prediccin fallan. En consecuencia, ningn observador externo puede ver qu pasa dentro.

Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidades se situarn siempre en el pasado del observador (como el Big Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hiptesis se conoce con el nombre de "censura csmica".MeteoritosLa palabra meteorito significa fenmeno del cielo y describe la luz que se produce cuando un fragmento de materia extraterrestre entra a la atmosfera de la Tierra y se desintegra.La palabra meteoroide se aplica a la propia partcula, sin hacer referencia al fenmeno que se produce cuando entra a la atmosfera. Hay muchsimos meteoroides y pocos meteoritos. Algunos de los meteoritos que se han estudiado parece que venan de la Luna y otros de Marte. La mayora, sin embargo, son fragmentos de asteroides o de cometas.

Tambin hay corrientes de meteoroides, que se han formado por la desintegracin de ncleos de cometas. Cuando coinciden con la Tierra se origina una lluvia de meteoritos (o, si es muy intensa, una tempestad) que puede durar unos cuantos das.

Cada da entran en la atmsfera terrestre una gran cantidad de meteoroides, varios cientos de toneladas de materia. Pero la mayora son muy pequeos. Slo los grandes alcanzan la superficie para convertirse en meteoritos. El mayor meteorito encontrado (Hoba, en Namibia) pesa 60 toneladas.

Los meteoroides entran en la atmsfera a una velocidad media que oscila entre 10 y 70 km/s. Los pequeos y medianos se frenan rpidamente hasta unos cientos de km/hora debido a la friccin, y cuando caen a tierra (si llegan) lo hacen con poca fuerza. Solamente los grandes conservan la velocidad suficiente para dejar un crter.Hay tres clases de meteoritos: los litosideritos estan formados por materiales rocosos y hierro. Constituyen apenas un uno por ciento de los meteoritos. Los meteoritos rocosos, formados solamente por rocas, son los ms abundantes. Los meteoritos ferrosos, un 6% del total, contienen gran cantidad de hierro.

El estudio de meteoritos revela datos interesantes. Son buenos ejemplos de la materia primitiva del Sistema Solar, aunque en algunos casos sus propiedades han sido alteradas.

El nico hierro que conocan los humanos antes de inventar la forja provena de los meteoritos. Los minerales terrestres que contienen hierro no tienen resistencia. El hierro extraterrestre nos puso en la pista de la metalrgia.

Algunas catstrofes del pasado pueden haber sido causadas por meteoritos, como la extincin de los dinosaurios del Cretaceo, hace 65 millones de aos, provocada por la cada de un meteorito de unos 10 Km. de dimetro. O, al menos, as lo creen algunos astrnomos.MeteoroMeteoro es un fenmeno luminoso consistente en un cuerpo celeste de apariencia estelar que se desplaza sobre el fondo del cielo oscuro, a veces dejando detrs una estela persistente. Su definicin popular es la de estrella fugaz.

Un meteoro no debe confundirse con un Meteorito, mientras el primero consiste en el fenmeno luminoso, el segundo es un cuerpo slido ms o menos grande que provoca el fenmeno luminoso mismo.

Los meteoros ms luminosos, que superan la magnitud estelar de -4m llegando hasta -22m, son habitualmente llamados blidos o bolas de fuego.

Los meteoros se forman cuando un meteorito que se encuentra en el espacio entra en la atmsfera terrestre y, por efecto de la friccin, se quema en las capas altas de la atmsfera.CometasLos hombres primitivos ya conocan los cometas. Los ms brillantes se ven muy bien y no se parecen a ningn otro objeto del cielo.

Parecen manchas de luz, a menudo borrosas, que van dejando un rastro o cabellera. Esto los hace atractivos y los rodea de magia y misterio. Los cometas son cuerpos frgiles y pequeos, de forma irregular, formados por una mezcla de substancias duras y gases congelados.

Un cometa consta de un ncleo, de hielo y roca, rodeado de una atmsfera nebulosa llamada cabellera o coma. El astrnomo estadounidense Fred Whipple describi en 1949 el ncleo, que contiene casi toda la masa del cometa, como una "bola de nieve sucia" compuesta por una mezcla de hielo y polvo.

La mayor parte de los gases que se expulsan para formar la cabellera son molculas fragmentarias o radicales de los elementos ms comunes en el espacio: hidrgeno, carbono, nitrgeno y oxgeno.

La cabeza de un cometa, incluida su difusa cabellera, puede ser mayor que el planeta Jpiter. Sin embargo, la parte slida de la mayora de los cometas tiene un volumen de algunos kilmetros cbicos solamente. Por ejemplo, el ncleo oscurecido por el polvo del cometa Halley tiene un tamao aproximado de 15 por 4 kilmetros.Las rbitas de los cometas se desvan bastante de las previstas por las leyes de Newton. Esto puede ser debido a que el escape de gases produce una propulsin a chorro que desplaza ligeramente el ncleo de un cometa fuera de su trayectoria.

Los cometas de periodos cortos, observados a lo largo de muchas rbitas, tienden a desvanecerse con el tiempo como podra esperarse. Por ltimo, la existencia de grupos de cometas demuestra que los ncleos cometarios son unidades slidas.

En general, la rbita de los cometas es mucho ms alargada que la de los planetas. En una punta los pueden acercar al Sol y, en la otra, alejarlos ms all de la rbita de Plutn.

Cuando los cometas se acercan al Sol y se calientan, los gases se evaporan, desprenden partculas slidas y forman la cabellera. Cuando se vuelven a alejar, se enfran, los gases se hielan y la cola desaparece.

En cada pasada pierden materia. Finalmente, slo queda el ncleo rocoso. Se cree que hay asteroides que son nucleos pelados de cometas.Hay cometas con periodos orbitales cortos y, otros, largos. Los hay que no superan nunca la rbita de Jpiter y otros que se alejan mucho, hasta que abandonan el Sistema Solar y ya no vuelven.

La foto de la derecha es el cometa Kohouotek, que pas cerca de la Tierra en enero de 1974. Haba sido detectado muy lejos, cuando atravesaba la rbita de Jpiter.

El cometa Encke, de rbita corta, se acerca cada tres aos y tres meses. nicamente se ve con un buen telescopio. En cambio, el cometa Halley, que nos visita cada 76 aos, y el Rigollet, que lo hace cada 156, son an brillantes.Cometas famososAunque hay muchos cometas conocidos, algunos se han hecho ms famosos que otros por diversos motivos:

El Cometa HalleyEn 1705 Edmond Halley predijo, usando las leyes del movimiento de Newton, que el cometa visto en 1531, 1607 y 1682 volvera en 1758. El cometa volvi tal y como predijo, y posteriormente se le dio nombre en su honor.

El periodo medio de la rbita del Halley es de 76 aos, pero no se pueden calcular las fechas de sus reapariciones con exactitud. La fuerza gravitacional de los planetas mayores altera el periodo del cometa en cada rbita. Otros efectos, como la reaccin de los gases eyectados durante el paso cerca del Sol, tambin desempean un papel importante en la alteracin de la rbita.

La rbita del Halley es retrgrada e inclinada 18 respecto de la eclptica. Y, como la de todos los cometas, altamente excntrica. El ncleo del cometa Halley mide aproximadamente 16x8x8 kilmetros.

Contrariamente a las suposiciones previas, el ncleo del Halley es muy oscuro, ms negro que el carbn y uno de los objetos ms oscuros del sistema solar.

La densidad del ncleo del Halley es muy baja: unos 0.1 gramos/cm3, indicando que probablemente es poroso, quiz debido a la gran cantidad de polvo que queda despus de que los hielos se hayan sublimado.

El Halley es casi nico entre los cometas, ya que es a la vez grande y activo, y tiene una rbita regular y bien definida. Pero, aunque famoso, puede no ser representativo de los cometas en general.

El cometa Halley volver al sistema solar interior el ao 2061.

El Cometa Hale-BoppEl Hale-Bopp es un cometa peridico que regresa cada 3.000 aos y que se acerc a la Tierra en 1997, causando una gran espectacin. Alan Hale en Nuevo Mxico e, independientemente, Thomas Bopp de Arizona, descubrieron el cometa que ahora lleva el nombre de ambos. Al poco tiempo del descubrimiento qued claro que este cometa podra ser uno de los mas brillantes en los ltimos aos.

El cometa Hale-Bopp fue en ese momento uno de los astros mas brillantes en el cielo, alcanzando unna magnitud -0.8, lo cual significa que el cometa era mas brillante que cualquier objeto en el cielo nocturno en esas fechas, con la excepcin de la Luna, Sirio y el planeta Marte.

A pesar de su brillo, el cometa Hale-Bopp no se acerc mucho a la Tierra. En su mximo acercamiento estuvo a 194 millones de kilmetros de distancia, es decir un poco mas lejos de nosotros que el Sol.

Se cree que el ncleo del cometa es relativamente grande, de unos 40 kilmetros de acuerdo a las estimaciones, ya que no es posible ver directamente el ncleo. Sin embargo, mas que el ncleo, el factor determinante en cuanto al brillo del cometa es la coma, la envolvente de gas y polvo que rodea al ncleo del cometa.

Al acercarse al Sol parte del cometa se sublima. Algunos cometas desarrollan varias colas, y en particular en el Hale-Bopp fue posible observar dos colas, una de gas y otra de polvo. La cola del cometa Hale-Bopp, dificil de observar desde las ciudades, alcanz varios millones de kilmetros de longitud.Materia oscuraEnastrofsicaycosmologa fsicase denominamateria oscuraa la hipottica materia que no emite suficiente radiacin electromagntica para ser detectada con los medios tcnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como lasestrellaso lasgalaxias, as como en lasanisotropasdelfondo csmico de microondaspresente en eluniverso. No se debe confundir la materia oscura con laenerga oscura.De acuerdo con las observaciones actuales (2010) de estructuras mayores que unagalaxia, as como lacosmologa del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa delUniverso observabley laenerga oscurael 70%.1La materia oscura fue propuesta porFritz Zwickyen 1933 ante la evidencia de una "masa no visible"2que influa en las velocidades orbitales de las galaxias en los cmulos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo: estas observaciones incluyen la citada velocidad de rotacin de las galaxias, laslentes gravitacionalesde los objetos de fondo por los cmulos de galaxias, tales como elCmulo Bala(1E 0657-56) y la distribucin de la temperatura del gas caliente en galaxias y cmulos de galaxias.La materia oscura tambin desempea un papel central en laformacin de estructurasy laevolucin de galaxiasy tiene efectos medibles en laanisotropade laradiacin de fondo de microondas. Todas estas pruebas sugieren que las galaxias, los cmulos de galaxias y todo el Universo contiene mucha ms materia que la que interacta con la radiacin electromagntica: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".La composicin de la materia oscura se desconoce, pero puede incluirneutrinosordinarios y pesados, partculas elementales recientemente postuladas como losWIMPsy losaxiones, cuerpos astronmicos como lasestrellas enanas, losplanetas(colectivamente llamadosMACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partculas elementales llamadas colectivamente materia oscura no barinica.El componente de materia oscura tiene bastante ms masa que el componente "visible" delUniverso.3En el presente, la densidad debarionesordinarios y la radiacin en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un tomo de hidrgeno por metro cbico de espacio. Slo aproximadamente el 5% de la densidad de energa total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% est compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste deenerga oscura, un componente incluso ms extrao, distribuido difusamente en el espacio.4Alguna materia barinica difcil de detectar realiza una contribucin a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye slo una pequea porcin.56Aun as, hay que tener en cuenta que del 5% demateria barinicaestimada (la mitad de ella todava no se ha detectado) se puede considerarmateria oscura barinica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones (que se supone debera haber) y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cmulos de galaxias. En mayo de2008, el telescopioXMM-Newtonde laagencia espacial europeaha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.7La determinacin de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones ms importantes de la cosmologa moderna y lafsica de partculas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energa oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incgnita".4TIPOS DE GALAXIAS

VIA LACTEA

MATERIA OSCURA

ESTRELLAS

METEOROS

LOS COMETAS

LAS NEBULOSAS