El Universo "Cosmología"

Cosmologìa

Cosmologia
  
¿Que es?

La cosmologia estudia el universo o cosmos en gran escala, o sea, su origen, su historia y desarrollo, y el porqué y cómo la humanidad tiene un sitio en él.

Se trata de una ciencia dinámica que está en constante evolución y desde ese punto de vista le da validez a sus conocimientos.

Hay muchas ramas de la cosmología, cuyas teorías y pensamientos varían, pero que al fin y al cabo, tratan sobre lo mismo: el cosmos.

La Teoria del Big Bang

Según la teoría el Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espacio-temporal de densidad infinitamatemáticamente paradójica. El universo se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.

La teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión, es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espacio-temporal. Este modelo se basa en ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann -Lemai-tre - Robertson - Walker.

El término Big Bang se utiliza para referirse al momento en el que se inició la expansión observable del Universo y para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.

Modelo Inflacionario

De acuerdo con la teoría del Big Bang, el Universo surgió de una explosión inicial que ocasionó la expansión de la materia desde un estado de condensación extrema. Sin embargo, en la formulación original de la teoría, quedaban varios problemas sin resolver. El estado de la materia en la época de la explosión era tal que no se podían aplicar las leyes físicas normales. El grado de uniformidad observado en el universo era difícil de explicar porque, de acuerdo con esta teoría, el universo se habría expandido con demasiada rapidez para desarrollar esta uniformidad.

Según la teoría del Big Bang, la expansión del universo pierde velocidad, mientras que la teoría inflacionaria lo acelera e induce el distanciamiento, cada vez más rápido, de unos objetos de otros. Esta velocidad de separación llega a ser superior a la velocidad de la luz, sin violar la teoría de la relatividad, que prohíbe que cualquier cuerpo de masa finita se mueva más rápido que la luz. Lo que sucede es que el espacio alrededor de los objetos se expande más rápido que la luz, mientras los cuerpos permanecen en reposo en relación con él.

A esta extraordinaria velocidad de expansión inicial se le atribuye la uniformidad del universo visible, las partes que lo constituían estaban tan cerca unas de otras, que tenían una densidad y temperatura comunes.

Alan Guth sugirió que el universo caliente, en un estadio intermedio, podría expandirse exponencialmente. La idea de Guth postulaba que este proceso de inflación se desarrollaba mientras el universo primordial se encontraba en el estado de superenfriamiento inestable. Este estado superenfriado es común en las transiciones de fase; por ejemplo, en condiciones adecuadas, el agua se mantiene líquida por debajo de cero grados. Por supuesto, el agua superenfriada termina congelándose; este suceso ocurre al final del período inflacionario.

En 1982 el cosmólogo ruso Andrei Linde, se dio cuenta de que la inflación es algo que surge de forma natural en muchas teorías de partículas elementales, incluidos los modelos más simples de los campos escalares. Considerando todos los posibles tipos y valores de campos escalares en el universo primordial y tratando de comprobar si alguno de ellos conduce a la inflación, se encuentra que en los lugares donde no se produce ésta, se mantienen pequeños, y en los dominios donde acontece terminan siendo exponencialmente grandes y dominan el volumen total del universo. Teniendo en cuenta que los campos escalares pueden tomar valores arbitrarios en el universo primordial, se la llama a esta hipótesis "inflación caótica".

La teoría inflacionaria, predice que el universo debe ser esencialmente plano, lo cual puede comprobarse experimentalmente, ya que la densidad de materia de un universo plano guarda relación directa con su velocidad de expansión.

Colisionador de Hadrones LHC

Se le llama LHC por sus siglas en inglés (Large Hadron Collider) y es un túnel en forma de círculo a cien metros bajo tierra en las cercanías de Ginebra y con una longitud de 27 kilómetros de largo.

¿Para qué se emplea? Dentro de él, los científicos pueden hacer que dos partículas subatómicas alcancen el 99,9% de la velocidad de la luz -nada puede viajar más rápido que la luz-. En un momento dado, se hace que las dos partículas choquen, liberando una gran cantidad de energía. Una explosión a ínfima escala que reproduce los efectos del Big Bang. Es decir, el inicio del Universo observado en primera persona por el ser humano.

¿Por qué un circuito cerrado? Es un circuito cerrado por la tecnología actual. Hacer un recorrido lineal requeriría varias veces los 27 km. que tiene el circuito cerrado, resultaría muy caro y sería inestable. En un acelerador de circuito cerrado se puede dar más empuje a las partículas sin tener que extender la longitud de su recorrido. El límite es la capacidad de hacer girar una partícula cargada a la que se entregó mucha energía. Se necesita campos magnéticos muy intensos y los que usa el LHC son los más altos alcanzados con la tecnología actual.

 ¿Hay peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán? No se advierte que pueda haber peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán. El universo hace constantemente lo que hará el acelerador y no se han visto consecuencias catastróficas. Los rayos cósmicos que llegan a la Tierra y chocan con la materia de la atmósfera superior traen energías mayores, en algunos casos enormemente mayores. La diferencia es que en el acelerador se puede controlar el experimento y analizar con detalle lo producido.

Teoria de las Cuerdas

La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento".

De acuerdo con esta propuesta, un electrón no es un punto sin estructura interna y de dimensión cero, sino un amasijo de cuerdas minúsculas que vibran en un espacio-tiempo de más de cuatro dimensiones. Un punto no puede hacer nada más que moverse en un espacio tridimensional. De acuerdo con esta teoría, a nivel "microscópico" se percibiría que el electrón no es en realidad un punto, sino una cuerda en forma de lazo. Una cuerda puede hacer algo además de moverse; puede oscilar de diferentes maneras. Si oscila de cierta manera, entonces, macroscópicamente veríamos un electrón; pero si oscila de otra manera, entonces veríamos un fotón o un quark, o cualquier otra partícula del modelo estándar. Esta teoría, ampliada con otras como la de las supercuerdas o la Teoría M, pretende alejarse de la concepción del punto-partícula.

Glosario de Cosmologìa

Agujero Negro: objeto astronómico colapsado donde la fuerza de atracción gravitacional es tan intensa que nada (ni siquiera la luz) puede salir de él.

Antimateria: es un tipo de materia que existe en la naturaleza y que está compuesta de partículas elementales que se aniquilan (es decir toda su masa se convierte en luz) al momento de entrar en contacto con su correspondiente partícula. Por ejemplo, el positrón es la antipartícula del electrón y cuando un positrón entra en contacto con un electrón, la masa conjunta del par desaparece y la energía equivalente aparece en forma de dos fotones (luz).

Átomo: mínima cantidad que se puede tener de un elemento químico; compuesto por un núcleo con protones y neutrones rodeado de electrones que ocupan capas con niveles discretos de energía.

Big Bang: teoría sobre el comienzo del universo y del tiempo hace 13.700 millones de años en un pasado denso y caliente, seguido de la expansión del espacio.

Brillo Intrínseco: también llamado luminosidad; cantidad de energía por unidad de tiempo emitida por una estrella.

Brillo Aparente: cantidad de energía recibida de un objeto astronómico por unidad de tiempo por unidad de área colectora.

Colapso Gravitacional: proceso mediante el cual todas las partículas en una nube de materia en el espacio caen hacia el centro de la nube atraídas por la fuerza de gravedad.

Cosmología: estudio científico del universo como un todo incluyendo su origen, evolución y constitución.

Constelación: es una de las 88 regiones en que se ha partido la esfera celeste siguiendo la guía de siluetas imaginarias dibujadas en la antigüedad. Los vértices de estas siluetas son estrellas que se ven a simple vista y las figuras toman forma de dioses o animales. Las más famosas constelaciones son las del zodíaco (Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, etc.), y todo el mundo las conoce debido a la infundada noción de que la posición de los planetas al momento del nacimiento de las personas determina su personalidad y suerte.

Cuásar: es el núcleo de una galaxia (usualmente lejana) que emite luz de brillo muy intenso (se piensa debido a la existencia de un agujero negro masivo en el centro de la galaxia).

Cúmulos Globulares: es la acumulación de miles de estrellas agrupadas por la acción de la gravedad.

Desplazamiento Rojo: cuando una estrella se aleja del observador, las frecuencias de luz emitida por la estrella se desplazan hacia el lado rojo del espectro.

Espacio-Tiempo: es la unión de las coordenadas espacio y tiempo propuesta por la teoría de la relatividad especial de Einstein.

Espectro: es la medida de las energías de una onda electromagnética (la luz, por ejemplo) ordenadas en intesidad. Cuando se forma un arco iris vemos la luz solar separada de acuerdo a sus energías (es decir, sus colores) y así visualizamos el espectro de la luz solar.

Espectro Electromagnético: en orden de menor a mayor energía: radio, microondas, infrarrojo, luz visible, ultravioleta, rayos-X, y rayos gamma.

Estrella: es una bola de gas (primordialmente hidrógeno y helio) flotando en el espacio. En su centro la temperatura y la densidad son tan altas que pueden producir reacciones nucleares que generan una gran cantidad de energía. Para que estas condiciones se den, sin embargo, la estrella debe tener una masa mayor que unas 80 veces la masa de Júpiter.

Estrella Variable: es una estrella cuyo brillo cambia cíclicamente. La astrónoma Henrietta Leavitt descubrió en 1912 una ley que relaciona el brillo intrínseco de las estrellas variables tipo Cefeidas con la frecuencia de variabilidad de su brillo. Este descubrimiento permitió medir las distancias a galaxias lejanas, ya que conociendo el brillo intrínseco de una estrella se puede determinar la distancia (midiendo el brillo aparente).

Galaxia: grupo de estrellas mantenido por la atracción gravitacional entre ellas.

Geocentrismo: modelo del universo que pone a la Tierra en el centro, los planetas y estrellas girando en torno a la Tierra. La teoría se originó en la antigua Grecia y fue promovida por Ptolomeo (90-168 d.C.).

Heliocentrismo: modelo del universo que ubica al Sol en el centro y los planetas girando en torno al Sol. La teoría heliocéntrica fue propuesta por Aristarco de Samos, pero Nicolás Copérnico la desarrolló y Galileo Galilei la promovió.

Inflación: es un componente de la teoría del Big Bang, en la cual el universo, en sus comienzos, en un instante de tiempo extremadamente pequeño se expandió a un tamaño inimaginable.

Ley de Hubble: relación entre la distancia y la velocidad de recesión de una galaxia lejana (V = H x d, donde V = velocidad de recesión, d = distancia a la galaxia, H = constante de Hubble). Descubierta en 1929 por Edwin Hubble.

Materia Oscura: una forma de materia en el universo que los astrónomos no han observado directamente (porque no emite luz) pero sus efectos gravitacionales sí se han observado.

Nebulosa: nube de gas y polvo interestelar.

Nebulosa Planetaria: la capa de gas más externa a una estrella gigante roja que es expelida al espacio durante los momentos finales de la estrella; la luz ultravioleta del núcleo estelar remanente hace que estas nubes brillen y así aparecen en nuestros telescopios como intrigantes y hermosas nubes en el espacio.

Neutrino: partícula elemental neutra producida en reacciones nucleares donde interviene la fuerza nuclear débil. La masa del neutrino es inferior a una mil millonésima de la masa del átomo de hidrógeno (el átomo más ligero).

Quark: partícula elemental que se encuentra dentro del protón y del neutrón.

Relatividad Especial (o restringida): teoría desarrollada por el físico Albert Einstein en 1905 que explica lo que ocurre cuano algo se mueve a una velocidad cercana a la velocidad de la luz. De aquí sale la noción de que el espacio y el tiempo forman un continuo y también la famosa relación entre masa y energía. Esta teoría no considera sistemas donde hay fuerzas gravitacionales.

Relatividad General: teoría sobre la gravedad desarrollada por el físico Albert Einstein en 1915. Según Einstein, la gravedad es producida por una modificación del espacio generada por objetos con masa.

Supernova: es la explosión de una estrella masiva cuando se agota el material que produce energía nuclear en su interior.

Teoría de Cuerdas: teoría que busca unificar la mecánica cuántica con la relatividad general de Einstein; postula que las partículas elementales no son puntuales sino compuestas de entidades unidimensionales llamadas cuerdas; las vibraciones de esas cuerdas determinan las propiedades de las partículas.

Vía Láctea: la galaxia donde se encuentra nuestro sistema solar.

Nuestro Universo

Nuestro Universo

¿Qué son las Estrellas?

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Su luminosidad abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol.
Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.

Sistema Estelar

Un sistema estelar es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.
Un sistema estelar puede ser binario o múltiple.

• Sistema Estelar Binario: un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masa del sistema de forma indefinida. Por ejemplo: Sirio, Procyon y Cygnus X-1 (este último posiblemente es un agujero negro).

• Sistema Estelar Múltiple: un sistema estelar con tres estrellas es una estrella triple, y se pueden percibir sistemas más numerosos. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema. Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares puedan sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.

                                     Agrupaciones Estelares

Las agrupaciones estelares son grupos de estrellas ligadas entre sí por la gravedad, o por su origen.
Tipos de agrupaciones estelares:

• Estrellas Ligadas: las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas. Los cúmulos, como así se llaman estas concentraciones, son fruto e grandes brotes de formación estelar.
• Estrellas Aisladas: no todas mantienen esos lazos gravitatorios. Estas estrellas, como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas sienten el efecto del campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
• Sistemas Extrasolares: a lo largo del tiempo se han descubierto otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas en torno a 1-10 veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones.
• Distribución Estelar: las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en Galaxias. Una galaxia espiral típica (como la nuestra) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. Nuestro cielo nocturno aparece homogéneo a simple vista porque no vemos más allá de una región muy localizada del plano galáctico.

Asociaciones Estelares

En astronomía, se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares.

Están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.

¿Cómo es posible conocer la temperatura superficial de una estrella?

Para estimar la temperatura superficial de una estrella, es posible utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas  (azuladas).

El "arco iris" indica el rango de longitudes visible para el ojo humano. Este sencillo método es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas no son cuerpos negros perfectos.

Clasificación Estelar (Espectral y Luminosa)

El tipo espectral (Sistema Harvard de Clasificación Espectral) es una clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. Gracias a la ionización de la fotósfera de cada estrella, se da una medida de su temperatura y de la luz que emite que es analizada mediante división por una red de difracción, subdividiendo los fotones entrantes en un espectro que presenta un arco iris intercalado con líneas de absorción, cada línea indica cierto ion de un elemento químico. Saber el tipo espectral de una estrella nos permite conocer su temperatura, su luminosidad y su color, todo ello nos ayuda a su vez para saber la distancia, la masa y otras características importantes de la estrella, además de su entorno y posible evolución.

Las estrellas más brillantes muestran líneas de Helio (He) y de varios elementos pesados ionizados. En las más frías, en cambio, no se ven las líneas de helio pero sí otras muchas de átomos y moléculas. A pesar de estas diferencias de intensidad en las líneas de absorción, la composición química es muy similar en la mayoría de las estrellas. El elemento más importante y abundante en las estrellas es el hidrógeno (H). La energía mínima para ionizar el átomo de hidrógeno desde su estado base es de 13.6 eV.

Clasificación Estelar Harvard por Tipo Espectral:

Clase O

• Temperatura Superficial: 33.000 K.
• Color Convencional: Azul.
• Color Aparente: Azul.
• Masa (Masas Solares): 16 M.
• Radio (Radio Solar): 6.6 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 30.000 L.
• Líneas de Hidrógeno: Débil.
• Líneas de Absorción: Nitrógeno, Carbono, Helio y Oxígeno.
• Fracción de Secuencia Principal: 0.00003 %.

Clase B

• Temperatura Superficial (Kelvin): 10.000 - 33.000 K.
• Color Convencional: Blanco-azulado.
• Color Aparente: Blanco-azulado.
• Masa (Masas Solares): 2.1 - 16 M.
• Radio (Radio Solar): 1.8 - 6.6 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 25 - 30.000 L.
• Líneas de Hidrógeno: Medio.
• Líneas de Absorción: Helio, Hidrógeno.
• Fracción de Secuencia Principal: 1,13 %.

Clase A

• Temperatura Superficial (Kelvin): 7.500 - 10.000 K.
• Color Convencional: Blanco.
• Color Aparente: Blanco-azulado.
• Masa (Masas Solares): 1.4 - 2.1 M
• Radio (Radio Solar): 1.4 - 1.8 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 5 - 25 L.
• Líneas de Hidrógeno: Fuerte.
• Líneas de Absorción: Hidrógeno.
• Fracción de Secuencia Principal: 0,6 %

Clase F

• Temperatura Superficial (Kelvin): 6.000 - 7.500 K.
• Color Convencional: Blanco-amarillento.
• Color Aparente: Blanco.
• Masa (Masas Solares): 1.04 - 1.4 M.
• Radio (Radio Solar): 1.15 - 1.4 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 1.5 - 5 L.
• Líneas de Hidrógeno: Medio.
• Líneas de Absorción: Hierro, Titanio, Calcio, Estroncio y Magnesio.
• Fracción de Secuencia Principal: 3 %.

Clase G

• Temperatura Superficial (Kelvin): 5.200 - 6.000 .
• Color Convencional: Amarillo.
• Color Aparente: Blanco-amarillento.
• Masa (Masas Solares): 0.8 - 1.04 M.
• Radio (Radio Solar): 0.96 - 1.15 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 0.6 - 1.5 L.
• Líneas de Hidrógeno: Débil.
• Líneas de Absorción: Calcio, Helio, Hidrógeno y Metales.
• Fracción de Secuencia Principal: 7,6 %.

Clase K

• Temperatura Superficial (Kelvin): 3.700 - 5.200 K.
• Color Convencional: Naranja.
• Color Aparente: Amarillo-anaranjado.
• Masa (Masas Solares): 0.45 - 0.8 M.
• Radio (Radio Solar): 0.7 - 0.96 R.
• Luminosidad (Bolométrica):0.08 - 0.6 L.
• Líneas de Hidrógeno: Muy Débil.
• Líneas de Absorción: Metales y Óxido de Titanio.
• Fracción de Secuencia Principal: 12,1 %.

Clase M

• Temperatura Superficial (Kelvin): 2.000 - 3.700 K.
• Color Convencional: Rojo.
• Color Aparente: Rojo-anaranjado.
• Masa (Masas Solares): 0.45 M.
• Radio (Radio Solar): 0.7 R.
• Luminosidad (Bolométrica): 0.08 L.
• Líneas de Hidrógeno: Muy Débil.
• Líneas de Absorción: Metales y Óxido de Titanio.
• Fracción de Secuencia Principal: 76,45 %.

Clase L

• Temperatura Superficial (Kelvin): 1.300 - 2.000 K.
• Color Convencional: Púrpura-rojizo
• Color Aparente: Púrpura.
• Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
• Líneas de Absorción: Hidruros Metálicos y Metales Alcalinos.
• Fracción de Secuencia Principal: 100.00 %.

Clase T

• Temperatura Superficial (Kelvin): 600 - 1.300 K.
• Color Convencional: Marrón.
• Color Aparente: Púrpura-rojizo.
• Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
• Líneas de Absorción: Metano.
• Fracción de Secuencia Principal: 100.00 %.

Clase Y

• Temperatura Superficial (Kelvin): 600 K.
• Color Convencional: Marrón-oscuro.
• Color Aparente: Marrón.
• Líneas de Hidrógeno: Débil en extremo.
• Líneas de Absorción: Amoníaco, Agua y Metano.
• Fracción de Secuencia Principal: 100.00 %.

Tipos Espectrales

• W (Estrellas de Wolf-Rayet): son estrellas superluminosas que muestran grandes cantidades de helio, y con una temperatura superior a los 70.000 K. Se considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas.
• L (Enanas Marrones): estrellas frías (1.300 - 2.000 K.) con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares, conservando íntegramente su cantidad de litio (Li).
• T (Estrellas T Tauri): estrellas frías y de baja masa (600 - 1.300 K.) que aún no han entrado en la secuencia principal. Se encuentran cerca de nubes moleculares y se identifican por su variabilidad estelar y la presencia de líneas intensas en su cromósfera.
• Y (Enanas Marrones Ultrafrías): este tipo espectral se ha propuesto para enanas marrones que son sustancialmente más frías que las de tipo T y poseen diferente espectro. Se trataría de objetos estelares muy poco conocidos y con baja temperatura (menor o igual a 600 K.).
• C (Estrellas de Carbono): se subdividen en otros tres tipos (R, N, S). Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas. En estas estrellas, la abundancia de carbono (C) se debe principalmente a la fusión de helio en su interior (Proceso Triple Alfa).
• D (Enanas Blancas): la mayoría de las estrellas terminan su vida perteneciendo a este tipo (Sirio B).

La clasificación de Harvard por tipo espectral no determina únicamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades completamente distintas. Para clasificar dichos tipos de luminosidad se definió el sistema de clasificación espectral Yerkes (MKK system), que es bidimensional (Temperatura y Luminosidad). Ambos sistemas de clasificación son totalmente complementarios, para dar así el tipo de espectro completo de una estrella. Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol.

Clasificación espectral Yerkes (Temperatura y Luminosidad):

• Hipergigantes: estrellas con una masa y luminosidad enormes; dichas estrellas muestran signos de un alto porcentaje de pérdida de masa.
• Supergigantes: enormes estrellas que debido a su gran masa, consumen energía a un altísimo ritmo, lo que hace que tengan una vida muy corta (Hipergigantes o Supergigantes extremadamente luminosas -Eta Carinae-; Supergigantes luminosas -Deneb-; Supergigantes de luminosidad intermedia -Betelgeuse-; Supergigantes menos luminosas).
• Gigantes Luminosas: son estrellas cuyas características son intermedias entre las de una estrella gigante y las de una estrella supergigante.
• Gigantes: una estrella se convierte en gigante cuando se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo, y como resultado de ello, ha abandonado la secuencia principal.
• Subgigantes: las estrellas subgigantes han terminado la fusión del hidrógeno en sus núcleos. En esta etapa, si los astros tienen una masa solar, el centro se contrae, provocando que su temperatura aumente lo suficiente como para trasladar la fase de fusión de hidrógeno a una capa que rodea el núcleo, por consiguiente, la estrella se expande.
• Estrellas de Secuencia Principal: la secuencia principal es la fase en que una estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Una vez instalada en la secuencia principal la estrella se compone de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio y un manto que transmite la energía generada hacia la superficie. La mayor parte de las estrellas pasan el 90%  de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal.
• Subenanas: son estrellas con una luminosidad de 1,5 a 2 magnitudes por debajo de las estrellas de la secuencia principal con el mismo tipo espectral, debido a que tienen menor metalicidad que estas últimas.
• Enanas Blancas (Infrecuentes): una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear.

Líneas de Emisión y Absorción

Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión. En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción.

Fotón: es la partícula portadora de todas las formas de radiación electromagnética, incluyendo a los rayos gamma, los rayos X, la luz ultravioleta, la luz visible (espectro electromagnético), la luz infrarroja, las microondas, y las ondas de radio.

Diagrama H-R

El diagrama de Hertzsprung-Russell se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. El diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante), a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

Masa de las Estrellas

La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. No se puede conocer la masa de estrellas aisladas porque, a causa de su lejanía, no se conoce el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre sus vecinas. Para los sistemas dobles, este método es aplicable ya que el par de estrellas se encuentran tan próximas entre sí que se afectan mutuamente de modo considerable.

Estructura y Ciclo de Vida de las Estrellas

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas, la zona radiante se sitúa antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Estructura

Ciclo de vida

¿Cómo determinar la edad de una Estrella?

Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas más viejas. Estos se basan en la medición de:

• La cantidad de combustible que ha consumido.
• Su temperatura.
• La radioactividad de sus elementos pesados.

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida convirtiendo hidrógeno en helio por medio de fusión nuclear. A medida que se va acabando el hidrógeno, la temperatura y la luminosidad de la estrella aumenta hasta el momento cuando se agota el hidrógeno. La etapa siguiente en la vida de la estrella consiste en usar el helio que queda en su núcleo como fuente principal de energía convirtiéndose en una estrella gigante roja. Las estrellas más masivas consumen su combustible (hidrógeno) más rápidamente.

En un diagrama H-R la etapa por la cual está pasando una estrella (y por lo tanto su edad) se puede saber su posición en el diagrama. Las edades de los cúmulos globulares se obtienen haciendo un diagrama H-R en el cual se incluyen todas las estrellas del cúmulo. El diagrama muestra un "codo" correspondiente a las estrellas que terminan su ciclo de hidrógeno, abandonan la secuencia principal y comienzan su vida como gigantes rojas. La posición de este "codo" o punto de quiebre en la secuencia determina la edad del cúmulo.

Entre más viejo sea el cúmulo, existen más estrellas (de masa pequeña) que han continuado en la secuencia principal (las estrellas más masivas queman el combustible más rápidamente y por lo tanto abandonan la secuencia principal antes que las estrellas de menos masa) haciendo que la población general de la secuencia principal se extienda hacia la parte de estrellas más brillantes (el "codo" se extiende hacia la izquierda del diagrama). Las edades de los cúmulos globulares obtenidas por el método del punto de quiebre en el diagrama H-R están en el rango de 8 a 15 Ga.

1 Giga-año (Ga) = 109 años = mil millones de años.

¿Qué es una estrella de neutrones?

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después e agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova (explosión estelar). Estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones.
Una estrella de neutrones tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (en las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

¿A qué se denomina Agujero Negro?

Un agujero u hoyo negro es una región finita el espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitacional que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella.

Para mas informacion, aca les dejo un link: http://estrellascolegionacional.blogspot.com.ar/

¿Qué son las estrellas variables?

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo.
Sus Características: la mayoría de las estrellas tiene una luminosidad constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es uno de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro e su ciclo solar, que dura 11 años). Las estrellas que experimentan variaciones significativas de luminosidad son conocidas como estrellas variables.

Su Clasificación: Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas:

• Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos: variables pulsantes (aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural); variables eruptivas (aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia); variables cataclísmicas (aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas).
• Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría: binarias eclipsantes (aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a sus traslaciones orbitales); variables rotantes (aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación: por ejemplo, existen casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal).

¿Qué es el Medio Interestelar?

El espacio interestelar contiene gran cantidad de material al que se le conoce como Medio Interestelar (MI). El MI constituye entre el 10 y 15% de la masa visible de la vía láctea; está compuesto en un 99% de gas y el resto de polvo. Las estrellas se forman dentro de regiones muy frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.

El MI está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. Dicho medio está conformado por tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.

¿Qué es una nebulosa planetaria?

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas. Las nebulosas planetarias devuelven al medio interestelar metales pesados y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (como carbono, nitrógeno, oxígeno y calcio). En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química.

Vía Láctea

La Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de diámetro, y tiene una masa de más de 2 billones de veces la del Sol.
Tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas el núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.
Cada 225 millones de años, el Sistema Solar, en el que se encuentra nuestro planeta, completa un giro alrededor del centro de la galaxia, moviéndose a 270 km/s.

¿Qué es una galaxia?

Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas hasta las gigantes. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

La galaxia se divide en tres partes:
Halo: es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayoría de  cúmulos globulares. Otra característica el halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura.
Disco: es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún de dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son 4: Cruz-centauro, Perseo, Sagitario y Orión (brazo local). Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas.
Bulbo: el bulbo o núcleo galáctico se sitúa, como es lógico, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas, tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido.

Características de las galaxias:

• En una galaxia activa, su espectro no depende de la temperatura.
• Emiten energía proveniente del espectro electromagnético, más específicamente de rayos X, gamma, ultravioleta, infrarrojo y ondas de radio.
• Se pueden clasificar en: tipo Seyfert, cuásar (o quásar), raiogalaxia, blazar (o BL Lacertae) y objeto extremadamente rojo (ERO, por sus siglas en inglés).

Las galaxias activas presentan cuatro principales características:

• Muy compactos, o sea, tienen alta densidad.
• Alta luminosidad (billones de veces más luminosos que el Sol).
• Emisión constante de energía perteneciente al espectro electromagnético.
• Tienen espectros de emisión.

¿Qué es un quásar?

Es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.

Los quásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico dice que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quásares y la Tierra. Además, pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida seria equivalente a la de un billón de soles.

¿Cuál es la relación entre quásares y galaxias?

Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los quásares 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 quásares. Hoy en día, se piensa que los quásares 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.

Asociación Argentina: Amigos de la Astronomía

Asociación Argentina: Amigos de la Astronomía

Aspectos Institucionales

La "Asociación Argentina: Amigos de la Astronomía" es una entidad de bien público sin fines de lucro, fundada en el año 1929, cuyo objetivo es difundir y cultivar la astronomía.

Actividades

La Institución Posee:

• Observatorio Astronómico propio, equipado con varios telescopios de distinta características, además de un sinfin de accesorios de última categoría.
• Completa Biblioteca pública, especializada en Astronomía y ciencias conexas.
• Amplia cartilla de Cursos.
• Ciclo anual de conferencias.
• Edición de una revista propia, la "Revista Astronómica".
• Laboratorio de fotografía astronómica completamente equipado.
• Infraestructura necesaria para el dictado de Cursos, Conferencias, Charlas, etc.
• Visitas guiadas para público.
• Visitas guiadas diurnas para escuelas.
• Salidas observacionales y visitas a otros observatorios.
• Atención gratuita de público durante diversos eventos astronómicos como el AIA 2009.
• Talleres de óptica para la construcción de telescopios.
• Talleres de mecánica para la ejecución de piezas necesarias para la construcción de telescopios.

Proyecto de Investigación

Se realizan trabajos de investigación e objetos y fenómenos astronómicos como estrellas variables, asteroides, planetas, búsqueda de cometas, búsqueda de supernovas, ocultaciones, radioastronomía, etc.

Departamento de Radioastronomía:

Se puede observar el cielo por medio de antenas que detectan ondas de radio que se general en el sol, en nubes de la Vía Láctea, y en algunas galaxias de núcleo activo. El estudio de estas ondas revela los detalles de los extraños fenómenos físicos que están ocurriendo en esos lugares.

Además se reciben ondas de radio desde planetas como Júpiter y de la cola de aire ionizado que queda detrás de los meteoritos que ingresan en la atmósfera terrestre, causadas en los relámpagos.

Radioastronomía:

Actividades desarrolladas durante el año internacional de la astronomía:

• Lecturas del cielo.
• Muestra de doscientas obras sobre temáticas astronómicas y científicas en general.

Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE)

Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE)

Aspectos Institucionales

La CONAE es el único organismo del estado nacional competente para entender, diseñar, ejecutar, controlar, gestionar y administrar proyectos, actividades y emprendimientos en materia espacial en todo el ámbito de la república.
Su misión es proponer y ejecutar el Plan Espacial Nacional, considerando Política de Estado, con el objeto de utilizar y aprovechar la ciencia y la tecnología espacial con fines pacíficos.

Instrumental que Posee

Para cumplir con su misión, la CONAE cuenta con información espacial generada por satélites construidos y diseñados en la Argentina. En conjunto con la empresa INVAP de Bariloche (Sociedad del Estado) y asociándose con la estadounidense NASA, provee la plataforma satelital y la mayoría de los instrumentos de dichos satélites. Estos son controlaos dese la estación terrena Teófilo Tabanera situada en la provincia de Córdoba. Tal es el caso de los denominados Satélites de Aplicaciones Científicas (SAC).

Satélites SAC, SARE y SAOCOM

Los satélites de la serie SAC tienen el objetivo de obtener información referida al territorio sobre actividades productivas de tierra y mar, hidrología, geología, clima, vigilancia del ambiente, recursos naturales y cartografía, con instrumental óptico para la adquisición de imágenes en los rangos de luz visible e infrarroja.

Los satélites de la serie SAOCOM utilizan un radar para obtener imágenes y datos de la superficie terrestre. Se trata de una tecnología especialmente adecuada para el monitoreo y la gestión de emergencias naturales como inundaciones, incendios y erupciones. Pueden obtener cualquier información en diferentes condiciones meteorológicas y horas del día.

El sistema SARE es una red de satélites livianos que se utilizan para pruebas de tecnologías nacionales y para experimentar con instrumentos innovadores sólo posibles en arquitecturas "segmentadas", es decir, un conjunto de satélites intercomunicados cuyos instrumentos funcionan como uno solo.

Proyectos

Proyecto Serie SAC:

• SAC-B: fue lanzado en noviembre de 1996. Como primer satélite científico argentino, sus objetivos fueron el estudio avanzado de la física solar y la astrofísica, mediante la observación de fulguraciones solares, erupciones de rayos gamma y radiación X del fondo difuso y átomos neutros de alta energía.

• SAC-A: fue lanzado el 3 de septiembre de 1998. Puso a prueba una serie de instrumentos desarrollados en el país, potencialmente aplicables en otras misiones.

• SAC-C: es el Primer Satélite Argentino de Observación Terrestre. Fue lanzado en noviembre de 2000 y su función es obtener información el país para satisfacer necesidades que no son cubiertas por otros satélites.

• SAC-D; fue lanzado en 10 de junio de 2011 en la base Vandenberg de la Fuerza Aérea de los Estados Unidos, para recolectar datos por largos períodos de tiempo de la superficie de la Tierra, la biosfera, la atmósfera terrestre y los océanos.

Proyecto SAOCOM:
Es un sistema de dos satélites de observación terrestre.

Proyecto Tronador II:
Se trata de un cohete de dos etapas, que se pretende utilizar para colocar en órbita satélites de carga mediana. Su lanzamiento inauguro fue en diciembre de 2012, pudiendo poner en órbita sus primeros satélites en el año 2014.

Proyecto SARE:
Es una serie de satélites que están en el orden de los 200 kg, en el cual se aplicó nanotecnología.

Programa 2MP:
Este programa tiene como objetivo que dos millones de alumnos entre ocho y dieciséis años de las escuelas de Argentina conozcan, tengan acceso y utilicen la información de origen satelital y que puedan aplicarla en lo sucesivo a las actividades que desarrollan en el ámbito de su vida cotidiana, con el objetivo de poder formar a los primeros astronautas del país.

Satélites Artificiales y Naves Espaciales

Satélites Artificiales y Naves Espaciales

Los satélites pueden ser de diferentes tipos según sus aplicaciones:

• Satélites Científicos: tienen como principal objetivo estudiar la tierra, su superficie, la atmósfera y el entorno.
• Satélites de Comunicaciones: sirven para la difusión directa de servicios de televisión y radio, telefonía y comunicaciones móviles.
• Satélites de Meteorología: son aparatos especializados que se dedican exclusivamente a la observación de la atmósfera en su conjunto.
• Satélites de Navegación: desarrollados originalmente para marcar el rumbo de misiles, submarinos, bombardeos y tropas, ahora se usan como sistema de posicionamiento global.
• Satélites de Teledetección: permite localizar recursos naturales, vigilar las condiciones de salud de los cultivos, el grado de deforestación, el avance de la contaminación en los mares y un sinfín de características más.
• Satélites Militares: son aquellos que apoyan las operaciones militares de ciertos países, bajo la premisa de su seguridad nacional.
• Satélites Asesinos: son satélites diseñados para destruir satélites enemigos, otras armas orbitales y objetivos. Algunos están armados con proyectiles cinéticos, mientras que otros usan armas de energía o partículas para destruir satélites, misiles balísticos o MIRV.
• Satélites Espía: confeccionado con la misión de registrar movimiento de personas, son satélites de observación o comunicaciones utilizados por militares u organizaciones de inteligencia, que conservan la información de sus satélites en secreto.
• Satélites Astronómicos: son satélites utilizados para la observación de planetas, galaxias y otros objetos astronómicos.
• Biosatélites: diseñados para llevar organismos vivos, generalmente con propósitos de experimentos científicos.
• Satélites de Observación Terrestre: son utilizados para la observación del medio ambiente, meteorología, cartografía sin fines militares. 
• Satélites de Energía Solar: son una propuesta para satélites en órbita excéntrica que envían la energía solar recogida hasta antenas en la Tierra como una fuente de alimentación.

Sondas Espaciales

Son instrumentos artificiales que se envían al espacio para poder estudiar los diferentes cuerpos del Sistema Solar. Sus principales objetivos son los planetas, satélites, asteroides o cometas. No van tripuladas, y recopilan información que envían a los científicos en la Tierra. No orbitan, por lo general, alrededor de los objetos que estudian. La mayoría de las veces tienen trayectorias de acercamiento aunque en ocasiones se sitúan en órbita de un determinado astro.

Clasificación de Sondas

En el caso del estudio de la luna, las sondas pueden agruparse en cuatro tipos diferentes:

• Sondas de vuelo abierto.
• Sondas de alunizaje.
• Sondas de alunizaje con órbita intermedia alrededor de la luna.
• Satélites artificiales lunares.

Estaciones Espaciales

Son una construcción artificial, como una especie de gigantescas naves realizadas por el hombre, las cuales se ubican en el espacio, sobre la órbita de la Tierra con la finalidad de recibir a los transbordadores y astronautas que viajan para estudiar el universo.

La diferencia entre una estación espacial y una nave espacial es, además de su tamaño, la propulsión y los medios de aterrizaje. Y también su periodicidad en el espacio. Las naves espaciales viajan por un tiempo determinado mientras que las estaciones espaciales pueden perdurar en el espacio por un período de más de 10 años.

 Las estaciones espaciales se construyen con el fin de estudia los efectos del vuelo espacial y sirven para hacer estudios científicos que sean útiles para el futuro.

Observatorios Espaciales

Son plataformas situadas en órbitas alrededor de la Tierra, con capacidad de albergar a varios tripulantes durante tiempos relativamente largos, y que disponen de los elementos necesarios para el transporte de sucesivos equipos de astronautas en viajes de ida y vuelta. 

Algunos de ellos son:

• GRO (Gamma-Ray Observatory).
• AXAF (Advanced X-Ray Astrophysics Facility).
• HST (Hubble Space Telescope).
• SIRTF (Space Infrared Telescope Facility).
• ROSAT (ROentegen SATellite).
• ULYSSES.
• Herschel.

Hubble Space Telescope (HST)

Es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado así en honor al astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-3. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos e arco. La atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. El HST es visitado por astronautas en las misiones de servicio. Durante las misiones de servicio se pueden arreglar elementos estropeados, instalar nuevo instrumentos y elevar la órbita del telescopio.

CONAE

La Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE) es un organismo del estado argentino que diseña, ejecuta, controla y maneja proyectos en materia espacial en todo el ámbito de la República Argentina. Su misión es desarrollar el Plan Espacial Nacional, un programa que tiene por objeto utilizar la ciencia y la tecnología espacial con fines pacíficos.

La CONAE monitorea y comanda los satélites. Recibe, procesa y almacena la información que de ellos proviene. Estas actividades se realizan en el Centro Espacial Teófilo Tabanera.

Imagen Satelital

Es el producto obtenido por un sensor instalado a bordo de un satélite artificial mediante la captación de la radiación electromagnética emitida o reflejada por un cuerpo celeste, producto que posteriormente se transmite a estaciones terrenas para su visualización, procesamiento y análisis.

Píxel

Puede definirse como la más pequeña de las unidades homogéneas en color que componen una imagen de tipo digital. Al ampliar una de estas imágenes a través de un zoom, es posible observar los píxeles que permiten la creación de la imagen. Ante la vista se presentan como pequeños cuadrados o rectángulos en blanco, negro o matices de gris.