EL UNIVERSO

Valentina Chvez Henrquez 4B

INDICEIntroduccin.

Propiedades fsicas de las galaxias

Evidencias experimentales del Big-Bang...

Ley de Hubble..

Formas en el cielo

Conclusin.

Bibliografa.

INTRODUCCINNuestra Gnesis:Todos los seres humanos en algn momento nos hemos preguntado al observar el cielo estrellado, Quines somos? De dnde venimos? Por qu estamos aqu? Hacia dnde vamos con la civilizacin? Seremos los nicos en el universo? Es el ser humano trascendente? Y las preguntas continuaran, generacin tras generacin.El ser humano ha tenido una preocupacin permanente por comprender y tratar de explicar el origen, evolucin, lmites y caractersticas del inmenso espacio sembrado de estrellas incgnitas, misteriosas y lejanas que se observan desde nuestro planeta. Los babilnicos, asirios, egipcios, mayas, aztecas e incas tuvieron grandes inquietudes referentes al origen y formacin de la tierra y a sus relaciones con el sol, la luna y las estrellas.El filsofo griego Demcrito en el siglo V a.C, intuyo que la Va Lctea se compona de una infinidad de estrellas, como tambin pens que para dar una explicacin de la formacin de las cosas era preciso admitir el movimiento de los tomos y sus enlaces, el vaco y la nada.

PROPIEDADES FISICAS DE LAS GALAXIASLas 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 vecinas Distancia (Aos luz)Nubes de Magallanes 200.000El Dragn 300.000Osa Menor 300.000El Escultor 300.000El Fogn 400.000Leo 700.000NGC 6822 1.700.000NGC 221 (M32) 2.100.000Andrmeda (M31) 2.200.000El Tringulo (M33) 2.700.000Hay galaxias enormes como Andrmeda, o pequeas como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de lente, plana, elptica, espiral (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 Va 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 ncleos 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.Color:Cuando nos referimos al color de las galaxias, por lo general estamos hablando de la poblacin estelar. Las primeras galaxias, como por ejemplo las elpticas, no contenan ningn tipo de gas o polvo, lo que da como resultado que no se formen estrellas, lo cual provoca que la galaxia se vea dominada por un color rojizo, propio de este tipo de galaxias.Por otro lado, los cmulos de tipo espiral s forman estrellas y por lo tanto los identifica un color ms bien azulado. Ambos tipos estn determinados, como dijimos, por el tipo de poblacin, aunque tambin hay otros parmetros que afectan el color de las galaxias, como por ejemplo la presencia de polvo.Tamao:El tamao de las galaxias se ve determinado por la medicin de su extensin angular en el cielo y la determinacin de su distancia real. Tambin hay estudios que revelaron que el tamao de las galaxias tambin puede ser medido mediante la cantidad de materia oscura que contienen.En el caso de nuestra galaxia, la Va Lctea, es considerada una galaxia grande: la mayora de las estrellas se encuentran en un disco que tiene alrededor de 100.000 aos luz de dimetro y 3000 aos luz de ancho.Luminosidad:La luminosidad de las galaxias puede ser determinada midiendo su magnitud y combinndola con su distancia. En lo que respecta al tamao, la determinacin de la magnitud de las luminosidades es complicada, ya que es bastante difcil definir una localizacin precisa de lo que se podra llamar el "borde" de una nebulosaOtro factor que complica la medicin es el polvo csmico, el cual puede disminuir la luminosidad considerablemente.

La Luminosidad de las galaxias

Una caracterstica importante de las galaxias es su luminosidad o magnitud absoluta. Sin embargo, antes de poder determinar la luminosidad, debemos aplicar algunas correcciones especficas:Extincin: se tiene que corregir la extincin debida al polvo en nuestra galaxia y al polvo en otras galaxias.Correccin K: sta es una correccin debida a la expansin del universo; la parte azul del espectro se mueve hacia el rojo. Este efecto es ms severo a grandes distancias. Si no se toma en cuenta, es posible obtener conclusiones errneas sobre la evolucin de las galaxias (una galaxia normal con alto corrimiento al rojo se ver ms azul, sugiriendo que est compuesta por estrellas ms jvenes).Correccin para el brillo de superficie del fondo celeste: el brillo de superficie celeste promedio en la banda B es = 22 B-mag por segundo de arco cuadrado ().Fuentes: polucin proveniente de luces urbanas, reacciones fotoqumicas en la alta atmsfera, luz zodiacal, estrellas no-resueltas y galaxias.La sustraccin celeste es independiente de la distancia de la galaxia, puesto que el brillo de superficie de un objeto no depende de la distancia.Usando un CCD, es posible observar galaxias hasta = 28 B-mag . Una vez que la sustraccin celeste es aplicada, es posible trazar los contornos de brillo superficial constante: las isofotas.En una primera aproximacin, la magnitud absoluta en el rojo (bandas R, I, J K y L), y ptico (bandas V y B) de una galaxia da una buena idea de su masa. Esto es porque la luz emitida en estas bandas es producida por estrellas de bajas masas(en R, I , J, K y L) y masas intermedias (en B y V) que tienen un tiempo de vida sobre la secuencia principal relativamente largo.

Masa:La masa de las galaxias, altamente aplanadas como la nuestra, se puede calcular suponiendo que slo el movimiento de rotacin galctica es importante y se desprecian los movimientos aleatorios del gas y las estrellas que son muy pequeos comparados con la velocidad de rotacin. As se considera una Galaxia ideal en que todos sus constituyentes, estrellas y gas, se mueven en rbitas circulares alrededor del centro de la Galaxia. En consecuencia se podr utilizar la curva de rotacin para estimar la masa galctica.Diferentes modelos:El mtodo implica la construccin de modelos simples de distribucin de masa galctica, la eleccin del modelo se basa en el aspecto de la galaxia. El modelo contiene algunos parmetros libres que se ajustan de forma que la curva de rotacin terica se aproxime a la observada. Una limitacin del mtodo es que las curvas de rotacin no establecen correctamente el borde de la galaxia. En nuestra Galaxia, la curva de rotacin no est bien determinada para distancias al centro galctico mayores que la del Sol, ya que es un problema difcil determinar la estructura de un sistema desde dentro de l.Consideremos primero el modelo ms simple posible, se supone que esencialmente toda la masa de la Galaxia est contenida en un ncleo esfrico de masa, Mp, que en la posicin solar produce el mismo campo gravitacional que una masa puntual. Ahora calculamos el valor de Mp para producir la velocidad de rotacin observada cerca del Sol,G Mp /R02 = q 02 / R0Donde R0 = 8.5 kpc y q 0 = 220 km/s obtenemos, Mp = (R0 / G) q 02 = 0.9 x 1011 M .Aunque esta masa proporciona la velocidad de rotacin correcta del Sol, sin embargo, el ajuste a la curva de rotacin completa es muy pobre, en particular, el valor mximo de la velocidad de rotacin es demasiado alto y cerca del Sol la velocidad disminuye con la distancia mucho ms rpidamente que lo observado. A pesar del ajuste tan pobre de la curva de rotacin, la masa obtenida difiere probablemente en no ms del 50% del valor real de la masa contenida dentro del radio R0.El modelo siguiente de la galaxia sera una masa puntual en el ncleo y una cantidad de masa significativa fuera del ncleo. Las observaciones de las galaxias espirales como la nuestra sugieren que el disco tiene una forma (mostrada por la distribucin de su luz) que es aproximadamente la de un esferoide muy plano, aparte del ncleo aproximadamente esfrico. Se debe pues considerar un modelo que tenga una masa puntual y una masa esferoidal. Se supone que el semieje mayor del esferoide es R0, y debemos tener en cuenta que una considerable fraccin de la masa de la Galaxia puede estar fuera del esferoide. Con este modelo se obtiene para la masa puntual Mp = 0.69 x 1011 M y para el esferoide Msph = 0.11 x 1011 M que dan una masa total dentro del radio R0 deM = 0.80 x 1011 MLa masa obtenida difiere muy poco de la masa obtenida con el modelo ms simple.Introduciendo ms refinamientos en los modelos, se estima que la masa total de la Galaxia es dos veces la contenida dentro del radio solar, parece claro que la masa total es al menos del orden de 1.5 x 1011 M , pero podra ser mucho mayor si tuviese un halo masivo que se extendiese hasta radios mucho mayores que R0. Una distribucin de masa esfrica o esferoidal ms all del Sol no ejercera ninguna fuerza gravitacional neta en la vecindad solar, as las observaciones de la curva de rotacin dentro del radio solar no impiden la existencia de un halo masivo. Hay observaciones que sugieren la existencia de este halo masivo.

EVIDENCIAS EXPERIMENTALES DEL BIG-BANGDentro de las teoras cosmolgicas, la hiptesis del Big Bang (Gran Explosin) es la que cuenta con mayor respaldo entre los cientficos. Considera que el Universo comenz hace unos 13.700 millones de aos con una explosin colosal en la que se crearon el espacio, el tiempo, la energa y la materia. No obstante, la gravedad puede ser lo suficientemente fuerte, dependiendo de la cantidad de materia del Universo, como para desacelerar el proceso expansivo. Momento a partir del cual se impondra una contraccin que llevara al Universo a un colapso gravitatorio o Big Crunch (Gran Implosin), desapareciendo en la nada. A la que presumiblemente sucedera otra fase expansiva, y as indefinidamente en una interminable serie de oscilaciones.Formacin de la Teora del Big BangEl primero en sealar esta posibilidad, en 1922, fue el matemtico ruso Alexander Alexandrovich Friedmann. Cinco aos ms tarde, en 1927, el astrnomo belga Georges Lematre elabor sin conocer los trabajos de Friedmann un esquema similar del cosmos en expansin. Consider que, dado que el universo se estaba expansionando, debi existir un momento en el pasado en que debi de ser muy pequeo y tan denso como fuese posible, al que llam Huevo Csmico.La expansin habra tenido lugar adems, dado su enorme densidad y atenindonos a las ecuaciones de la relatividad, con una violencia super-explosiva. Los trabajos de Lematre inicialmente pasaron inadvertidos, siendo conocidos por la labor del astrnomo ingls Arthur Stanley Eddington. Sin embargo, fue el fsico ruso-norteamericano George Gamow quien, en los aos 1930 y 1940, populariz esta teora a la que denomin Big Bang, para referirse a una gran explosin inicial con la que debi haberse creado el Universo.Pero no completamente satisfechos, en 1948, dos astrnomos de origen austriaco, Hermann Bond y Thomas Gold, lanzaron una teora alternativa, ms tarde popularizada por el britnico Fred Hoyle que, si bien aceptaba la idea de un Universo en expansin, negaba que hubiese tenido lugar en una primera y gran explosin. Consideraban que a medida que las galaxias se separaban, nuevas galaxias se formaban entre ellas, con una materia que se creaba de la nada en una proporcin demasiado lenta como para ser detectada por la tecnologa del momento. El resultado es que el Universo segua siendo el mismo esencialmente a travs de toda la eternidad, sin principio ni fin. Esta teora haca mencin a una creacin continuada y a la idea de un Universo en Estado Estacionario, como se vino a denominar.Durante la dcada siguiente las dos teoras, tanto la del Big Bang como la hiptesis del Universo Estacionario, se debatan sin ninguna prueba satisfactoria que se inclinase en favor de una u otra. No obstante, en 1949, Gamow apunt que, si el big bang haba tenido lugar, la radiacin que la acompaara habra perdido energa a medida que el Universo se expansionaba, y debera existir en nuestro tiempo bajo la forma de una emisin de radioondas procedente de todas las partes del firmamento. Es decir, como una radiacin de fondo homognea e independientemente de la orientacin que tomase el receptor de seal que se emplease. Adems la radiacin, como por otra parte desarroll el fsico norteamericano Robert Henry Dicke, debera presentar las caractersticas de los objetos a una temperatura de 5 K por encima del cero absoluto, unos - 268 C.Sera en mayo de 1964, cuando el fsico germano-norteamericano Arno Allan Penzias y el radioastrnomo norteamericano Robert Woodrow Wilson, siguiendo las indicaciones de Dicke, detectaron una radiacin de fondo con las caractersticas de las predichas por Gamow, indicando una temperatura media para el Universo de unos 3 K. El descubrimiento de este fondo de ondas de radio es considerado hoy en da como la prueba concluyente en favor de la teora del Big Bang, por lo que la hiptesis de la Creacin Continua -o del Universo Estacionario- ha sido prcticamente abandonada.

La Teora del Big BangAtendiendo al medible corrimiento hacia el rojo (o tambin efecto Doppler) que muestran las estrellas y galaxias ms lejanas de nuestro sistema en su espectro de luz, la antigedad del Universo est cifrada en unos 13,7 mil millones de aos, segn las estimaciones ms recientes.Se considera igualmente que el Universo comenz como un gas muy tenue que se contrajo sbitamente tras un colapso gravitatorio en un Huevo Csmico, siendo instantneamente seguido de la explosin que entendemos como Big Bang.Partiendo de esta consideracin expansiva del Universo, dentro de lo que se entiende como teora del Bing Bang, caben dos posibilidades:- Universo Abierto: segn la cual el Universo continuar expandindose para siempre, hacindose cada vez ms y ms tenue, con una densidad conjunta cada vez ms y ms pequea, hasta acercarse a un vaco absoluto.- Universo Cerrado: en virtud de la cual la gravedad sera lo suficientemente fuerte, dependiendo de la cantidad de materia del Universo, como para desacelerar el proceso expansivo, llevando el ndice de recesin de las galaxiasHasta cero. Momento a partir del cual se impondra una contraccin que llevara al Universo a un implosivo colapso Big Crunch y desapareciendo en la nada. Sucedindose de otra fase expansiva, y as indefinidamente en una interminable serie de oscilaciones.Siguiendo con la teora del Big Bang, en el nacimiento del espacio y, con l, del tiempo, de la energa y de la materia, podemos distinguir las siguientes fases de desarrollo:- Intervalo de 10-43 segundos o Tiempo de Planck: toda la masa y energa del Universo se hallaba comprimida en una masa ardiente de densidad inimaginable.- Ocupaba un espacio 10-20 veces menor que un ncleo atmico.- Las cuatro fuerzas bsicas (gravitacin, electromagnetismo y fuerzas nucleares fuerte y dbil) se hallaban unificadas.- A los 10-35 segundos comenz la Era de la Inflacin: un perodo caracterizado por un fantstico aumento de tamao y por una cada drstica de la temperatura.- El Universo se hinch hasta alcanzar al menos 1050 veces sus dimensiones originales.- La temperatura cay a 1028 K- Comienza la separacin de la fuerza nuclear fuerte y la electro-dbil (formada por la fuerza electromagntica y la nuclear dbil).- En la primera millonsima de segundo surge la Era Leptnica: con la que se crean las primeras partculas constitutivas de la materia.- El universo material emergi de un estallido a la temperatura de1027 K, para descender a los 1014 K.- Aparecen las partculas elementales: los quarks, leptones (electrones, neutrinos...), mesones (constituidos por pares de quarks) y los hadrones (protones y neutrones, constituidos por tros de quarks).A ellas, les sucedern la Era de la Radiacin (que constituye los 10.000 primeros aos), caracterizada por la emisin de rayos gamma producidos durante la descomposicin del Deuterio o Hidrgeno pesado (adems del protn del hidrgeno, contiene un neutrn), y la Era del Desacoplamiento (despus de 300.000 aos) entre la materia y la radiacin. Penzias y Wilson, Descubridores de la Radiacin de Fondo.0405.Satlite WMAP de la NASALos fotones de la radiacin que se movan con facilidad entre la sopa de protones y electrones que permanecan separados no se diseminan ahora con tanta facilidad como cuando comienzan a crearse los tomos elctricamente neutros. La materia y la radiacin se vieron por ello mismo desacopladas. El cielo brillaba reluciendo en un rojo vivo de 3000 K. El hidrgeno formaba las tres cuartas partes de la masa del universo, mientras que el resto era en su gran mayora helio. Comenzaba entonces la formacin de las galaxias.Evidencias Experimentales del Big BangCada ao que pasa, encontramos ms evidencias experimentales de que el big bang ocurri hace aproximadamente unos catorce mil millones de aos. Para finalizar, exponemos a continuacin algunos de estos resultados.- El hecho de que las estrellas se estn alejando de nosotros a velocidades fantsticas ha sido verificado repetidamente:- Mediante la distorsin del espectro de la luz estelar, lo que hemos denominado efecto Doppler y que, en este caso, se caracteriza por el corrimiento del espectro de luz hacia el rojo. Es decir, la luz que recibimos de una estrella que se aleja de nosotros est desplazada hacia longitudes de onda ms largas -hacia el extremo rojo del espectro- de manera anloga a como el pitido de un tren en movimiento suena ms agudo de lo normal cuando se acerca a nosotros y ms grave cuando se aleja.- Adems segn la Ley de Hubble, formulada en 1929, cuanto ms lejana est la estrella o galaxia, ms rpidamente se aleja de nosotros. Queda corroborado, por otra parte, por cuanto que no contemplamos entre las galaxias ms distantes ningn desplazamiento hacia el azul sino hacia el rojo, lo que significa un universo en expansin y no en contraccin.- La distribucin de los elementos qumicos en nuestra galaxia estn en correspondencia con la prediccin de los elementos pesados en el Big Bang y en las estrellas. Segn dicha teora, los ncleos elementales de hidrgeno se fusionaran para dar lugar a un nuevo elemento, el helio. Los resultados observados ratifican los clculos de la prediccin: la proporcin entre el helio y el hidrgeno en el universo est entre el 25 % del primero y el 75 % de hidrgeno. - Los objetos ms antiguos del universo analizados tienen una edad que ronda entre los 10.000 y los 15.000 millones de aos, por lo que ninguno por el momento rebasa la estimacin dada para el Big Bang. Puesto que los materiales radiactivos se desintegran, va interacciones dbiles, a un ritmo exactamente conocido, es posible predecir la edad de un objeto calculando la abundancia relativa de ciertos materiales radiactivos. - As mediante el Carbono-14, que se desintegra cada 5.730 aos, es posible determinar la edad de los objetos arqueolgicos. Mediante el Uranio-238, con una vida media de 4.000 millones de aos, nos permite datar las rocas lunares tradas, por ejemplo, por la misin Apolo. - Las rocas y meteoritos ms viejos encontrados en la Tierra datan de entre unos 4.000 y 5.000 millones de aos, que es la edad aproximada de nuestro sistema solar. Igualmente, por la masa de ciertas estrellas cuya evolucin es conocida, podemos demostrar que las estrellas ms viejas de nuestra galaxia se remontan alrededor de los 10.000 millones de aos atrs.- Pero quizs el ms importante de todos fue el eco csmico del Big Bang reverberando en el Universo. Como vimos, fueron Arno Penzias y Robert Wilson quienes consiguieron detectar la radiacin de fondo de microondas que impregna todo el universo conocido.El resultado fue extraordinariamente ajustado en 1992 con los resultados aportados por el satlite COBE (Cosmic Background Explorer), lanzado a finales de 1989, precisamente con el objeto de analizar los detalles de la radiacin de fondo postulada por George Gamow. Nuevamente, en febrero de 2003, los datos obtenidos por el satlite de la NASA WMAP, relativos al fondo csmico de microondas y ajustando igualmente la constante de Hubble -que relaciona las velocidades de expansin con las distancias de la galaxias- nos dan una antigedad para el Universo de 13.700 millones de aos luz.

LEY DE HUBBLE La cosmologa cientfica naci con la ley de Hubble, la primera observacin con significado puramente cosmolgico. Hubble obtuvo una relacin lineal entre el desplazamiento al rojo z y distancia Dc z = H0 DDonde c es la velocidad de la luz y H0 es la constante de Hubble, expresada habitualmente en Km s-1Mpc-1. Esta relacin aproximada para pequeos desplazamientos al rojo podra implicar, por extrapolacin directa, una relacin lineal entre la velocidad y la distancia que se cumpliera para cualquier distancia considerada.

Este hecho puede ser interpretado como que el Universo est en expansin. Pero una ley de la formav = H Dconocida como relacin velocidad-distancia (y muchas veces confundida con la ley de Hubble) tiene muchas ms implicaciones. La primera es que sta es la nica relacin posible que produce una expasin homloga que no cambia la forma de las estructuras en el Universo. La segunda es que es compatible con una visin Copernicana (o principio de mediocridad) donde nuestra posicin en el universo no es de particular importancia. Todos los observadores, en cualquier lugar del universo vern el mismo tipo de ley.La tercera es que para un distancia suficientemente grande, un objeto se puede alejar con una velocidad mayor que la de la luz, lo que implica que hay algn tipo de horizonte cosmolgico al que tenemos que dar una explicacin dentro de un modelo razonable del Universo observable. Este horizonte -conocido como radio de Hubble-, se produce a una distanciaD = c/H0=3000 h-1 MpcDonde h es un nmero adimensional ampliamente utilizado: h = (H0 / 100).Por ltimo, si extrapolamos la expansin hacia atrs en el tiempo, parece ser que podra haber un tiempo en que las galaxias estuvieran mucho ms cerca y la densidad del universo podra crecer indefinidamente si nos vamos suficientemente atrs en el tiempo. Podemos hacer una primera estimacin del tiempo de expansin (denominado tiempo de Hubble) como la inversa de la constante de Hubble.tH = 1/H0 = 9.78 h-1 Gaosdonde 1 Gao = 109 aos = mil millones de aos = 1 Nen.

FORMAS EN EL CIELOCielo Diurno:El movimiento diurno es el movimiento de la esfera celeste observado en el transcurso de un da. Es un movimiento retrgrado, de sentido horario mirando hacia el Sur, y de sentido anti horario mirando hacia el Norte, mirando hacia el Este y mirando hacia el Oeste.Tomemos como ejemplo el Sol que sale por el Este y se pone por el Oeste, lo que en el hemisferio Norte se aprecia como un movimiento en sentido horario, aunque ligeramente ms lento que las estrellas lejanas. stas se mueven acordes al tiempo sidreo, mientras que el movimiento aparente del Sol es acorde al tiempo solar.Hasta la revolucin copernicana los astrnomos crean que se trataba de un movimiento concreto de las estrellas. Desde Coprnico sabemos que es la Tierra la que gira alrededor de su eje completando una vuelta en 23 h 56 min 4 s (un da sidreo). No obstante se sigue con la misma concepcin tolemica, asumiendo que el movimiento de la esfera celeste es aparente, siendo la Tierra la que gira realmente.Situado en el plano del horizonte y en el transcurso de un da un observador ve a los astros dar una vuelta alrededor del eje del mundo, en direccin este-sur-oeste mirando hacia el sur, o bien en sentido este-norte-oeste mirando hacia el norte.

El movimiento diurno del Sol es un movimiento retrgrado, de sentido horario en el hemisferio Norte (porque se ve el Sol hacia el Sur), y anti horario en el hemisferio Sur (porque se ve al Sol en direccin Norte).Los nicos puntos de la esfera celeste que permanecen fijos son los polos celestes; todos los dems, y las estrellas con ellos parecen girar en crculos concntricos alrededor de aqullos. El polo norte celeste est situado sobre el punto cardinal norte a una altura que coincide con la latitud del observador. En el polo norte un observador vera la Estrella Polar en el cenit. Para un observador situado en el ecuador terrestre, el polo norte est sobre el horizonte. A latitudes intermedias, por ejemplo a 40, el polo celeste se encuentra a una altura de 40 sobre el horizonte.Entre las estrellas ms prximas al polo norte, la ms fcilmente visible es la Estrella Polar, que se encuentra a un grado de ste, y describiendo un crculo alrededor de l. El radio de dicho crculo es unas dos veces el dimetro angular nuestra Luna.Se llaman estrellas circumpolares para una determinada latitud aquellas estrellas que describen un crculo completo alrededor del polo celeste sin quedar bajo el horizonte en ningn momento, por lo que son siempre visibles.El resto de las estrellas incluido el Sol y los planetas describen slo parte de un crculo, cortando al horizonte en dos puntos: el orto y el ocaso.En este movimiento diurno las estrellas conservan sus posiciones participando toda la esfera celeste de dicho movimiento. Cielo Nocturno:Cielo nocturno, es el trmino a menudo empleado para referirse al cielo cuando es visto durante la noche. El trmino est generalmente asociado a la astronoma, a la observacin de las estrellas, la Luna y los planetas, que se hacen visibles cuando el Sol se oculta.Los estudios sobre el cielo nocturno han tenido un lugar en las culturas ancestrales y en las modernas. En el pasado, por ejemplo, los agricultores observaban el cielo nocturno como calendario o gua para realizar las cosechas. Muchas culturas han realizado, a lo largo de la historia, representaciones de las constelaciones de estrellas, asocindolas a leyendas y mitologas sobre sus deidades.Las creencias histricas se basaban generalmente en las relaciones entre los cuerpos celestes o en los eventos relacionados con la Tierra. Los estudios "cientficos" del cielo nocturno y los cuerpos observados en l tienen su lugar en la ciencia de la astronoma.La visibilidad de los cuerpos celestes en el cielo nocturno es afectada por la contaminacin lumnica. La presencia de la Luna en el cielo, ha dificultado histricamente la observacin astronmica al aumentar la cantidad de luz ambiental, pero con el desarrollo y la proliferacin de las fuentes de luz artificiales este problema se ha incrementado considerablemente. Existen filtros especiales que pueden ayudar a aliviar esta circunstancia, pero tanto para los astrnomos aficionados como para los profesionales, la mejor solucin es buscar lugares alejados de las grandes ciudades y dems fuentes luminosas.

Las estrellas: Una estrella es todo objeto astronmico que brilla con luz propia; mientras que en trminos ms tcnicos y precisos podra decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrosttico de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presin que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presin hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso tpico como el del Sol se mantiene con la energa producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguir esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de produccin energtica. Sin embargo, como se explica ms adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades fsicas globales del astro que constituyen parte de su evolucin.Nacimiento de una estrella:Como las personas, las estrellas nacen, crecen y mueren. Sus lugares de nacimiento son enormes nubes fras formadas por gas y polvo, conocidas como 'nebulosas'. Estas nubes comienzan a encogerse por obra de su propia gravedad.A medida que una nube pierde tamao, se fragmenta en grupos ms pequeos. Cada fragmento puede finalmente volverse tan caliente y denso que se inicia una reaccin nuclear. Cuando la temperatura alcanza los 10 millones de grados, el fragmento se convierte en una nueva estrella.Tras su nacimiento, la mayora de las nuevas estrellas se encuentra situada en el centro de un disco plano de gas y polvo. Gran parte del gas y polvo acaba siendo barrida por la radiacin estelar. Sin embargo, antes de que esto ocurra, pueden formarse planetas alrededor de la estrella central.Clasificacin de las Estrellas:El 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.Constelaciones:Una constelacin, en astronoma, es una agrupacin convencional de estrellas, cuya posicin en el cielo nocturno es aparentemente invariable . Pueblos, generalmente de civilizaciones antiguas, decidieron vincularlas mediante trazos imaginarios, creando as siluetas virtuales sobre la esfera celeste. En la inmensidad del espacio, en cambio, las estrellas de una constelacin no necesariamente estn localmente asociadas; y pueden encontrarse a cientos de aos luz unas de otras. Adems, dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han ideado constelaciones diferentes, incluso vinculando las mismas estrellas.Algunas constelaciones fueron ideadas hace muchos siglos por los pueblos que habitaban las regiones del Medio Oriente y el Mediterrneo. Otras, las que estn ms al sur, recibieron su nombre de los europeos en tiempos ms recientes al explorar estos lugares hasta entonces desconocidos por ellos, aunque los pueblos que habitaban las regiones australes ya haban nombrado sus propias constelaciones de acuerdo a sus creencias.Se acostumbra a separar las constelaciones en dos grupos, dependiendo el hemisferio celeste dnde se encuentren:Constelaciones septentrionales, las ubicadas al norte del ecuador celesteConstelaciones australes, al sur.A partir de 1928, la Unin Astronmica Internacional (UAI) decidi reagrupar oficialmente la esfera celeste en 88 constelaciones con lmites precisos, tal que todo punto en el cielo quedara dentro de los lmites de una figura. Antes de dicho ao, eran reconocidas otras constelaciones menores que luego cayeron en el olvido; muchas, ya no se recuerdan. El trabajo de delimitacin definitiva de las constelaciones fue llevado a cabo fundamentalmente por el astrnomo belga Eugne Joseph Delporte y publicado por la UAI en 1930.Constelaciones usadas por los navegantes:1. Osa Mayor (Ursa Maior)Que se trata de una de las constelaciones ms usadas para ubicar el norte, lo constata la cita de Homero en la Odisea ocho siglos antes de Cristo, quien tambin la denomina el Carro como se la conoce popularmente incluso en la actualidad. Cada civilizacin design esta constelacin a su manera y mitologa, pero curiosamente los indios norteamericanos tambin la identificaban con una osa seguida de sus tres cachorros (las estrellas Alioth, Mizar y Alkaid).2. Osa Menor (Ursa Minor)Aunque slo visible desde el hemisferio norte, ha sido una constelacin recurrente para los navegantes ya que su estrella ms conocida es la polar que al encontrarse en la prolongacin del eje de la Tierra, permanece fijo en el cielo y seala el Polo Norte geogrfico. No siempre la Polar ha sido la misma estrella que actualmente (Alruccaba), ya que por ejemplo hace 5.000 aos era Thuban en la constelacin del Dragn (Draco). De hecho, en la Edad Media eran ms precisas para sealar el norte las estrellas Kochab y Pherkad, en un extremo de la Osa Menor, que la actual polar. Adems la Osa Menor pude ser muy til en navegacin para conocer el momento del ao sin necesidad de calendarios.3. TauroUna de las constelaciones de las que se tiene ms antigua noticia, ya que contiene las Plyades, un cmulo estelar de raigambre religiosa en todas las culturas del planeta. Hace 5.000 aos, la primavera comenzaba en Tauro y su conocimiento se remonta al menos hasta el paleoltico como se ha querido interpretar en las pinturas rupestres de Lascaux (Francia). Entre los objetos ms luminosos que contiene destacan Aldebarn, Alnath y la Nebulosa del Cangrejo.4. OrinConocida tambin como El Cazador o La Catedral del Cielo, se trata de una constelacin que por su gran visibilidad en los dos hemisferios (se observa en el hemisferio norte en invierno, y en el sur durante el verano). Esta constelacin se asocia a multitud de representaciones en las antiguas culturas, sobre todo con Sirio en la constelacin del Can Mayor, una estrella sagrada para los egipcios que siempre estaba acompaada por Orin en su devenir por los cielos nocturnos. Sus estrellas ms brillantes son las supergigantes Rigel y Betelgeuse (asociada con Osiris en la mitologa egipcia).5. LeoEn las civilizaciones mesopotmicas y egipcias se asociaba con el fuego y el sol, porque indicaba la llegada de las estaciones calurosas. Mitolgicamente se asocia con el len de Nemea que mat Hrcules en uno de sus trabajos y cuya piel se visti. Contiene estrellas muy brillantes como Rgulo, conocida como "el corazn del len" que es 240 veces ms luminosa que el Sol, Agieba y Denbola.6. EscorpioRelacionada con el otoo y las tormentas en el hemisferio norte, las antiguas culturas la relacionaban con Orin, el cazador, al que mataba su picadura, ya que cuando Escorpin sale por el horizonte, Orin se oculta. Tiene a Antares como estrella principal, conocida como el corazn del escorpin. Orin y Escorpio estn consideradas como las constelaciones ms hermosas del firmamento.7. Canis MayorSu importancia para la orientacin estriba en que contiene la estrella Sirio, la ms brillante del cielo nocturno, adorada por los egipcios ya que su salida marcaba las inundaciones del Nilo, aunque todas las culturas desde tiempos prehistricos la han incorporado a su mitologa. Para las civilizaciones del sur, sealaba el comienzo del invierno y resultaba de gran importancia como brjula estelar en la navegacin para los pueblos de Polinesia.8. CasiopeaUna de las constelaciones reconocidas desde mayor antigedad por su peculiar forma en M o W (segn poca y hemisferio de observacin). Se trata de una constelacin circumpolar que seala siempre al norte, de ah su utilidad en navegacin cuando no es visible la Osa Mayor, especialmente en latitudes templadas.9. El Boyero (Botes)Constelacin relacionada con la primavera y el verano septentrional que contiene una de las estrellas ms luminosas del cielo, Arturo, tradicional en los mitos de numerosas culturas. La cita Homero en La Odisea como de mal augurio para los navegantes, pero lo cierto es que ha sido una estrella muy adecuada para la orientacin en su afn de seguir a la Osa Mayor por lo que se la denomina "la guardiana de la osa".10. Cruz del SurSe trata de la Constelacin ms pequea reconocida oficialmente, pero muy til en orientacin para los pueblos australes, ya que seala el polo sur. Aunque slo es visible en el hemisferio sur, hace 2.000 aos era posible observarla desde latitudes ms septentrionales. Incluso se ha especulado con la idea de que las estrellas de la Cruz del Sur fueran la Estrella de Beln.

CONCLUSION

Nuestro universo es algo en lo que tardaremos aos en entender y conocer, posiblemente las nuevas tecnologias nos ayuden a poder adentrarnos ms a fondo a todo eso que est all a fuera.Por ahora ser un misterio el conocer si hay ms galaxias como la nuestra o si hay ms seres vivos como nosotros o de qu tamao es la galaxia.

El universo es increble y enorme y sin duda es algo que se debe estudiar ms a fondo.El desarrollo del estudio del Universo ha sido una constante en nuestra evolucin histrica y la mayor parte de los pases del mundo han hecho aportaciones importantes, lo ms aparente sin embargo ha sido el vertiginoso uso de las nuevas tecnologas, las que han permitido estudiar no slo los cielos desde la Tierra sino que el hombre, ingenioso, ha lanzado sondas a travs del espacio, satlites alrededor de la Tierra, sondas lunares y planetarias, e incluso nos hemos atrevido a enviar mensajes a la espera de una respuesta extra solar y sondas que viajan hoy en da fuera del Sistema que nos alberga, lejos de la luz y el calor de la estrella que nos da la vida.La majestuosidad del cielo nocturno nos ha atrado durante miles de aos con la esperanza final de que se nos revele una razn para nuestra existencia en este lugar. En nuestra bsqueda hemos reunido incontables mitos y explicaciones, y en nuestras historias en comn, relatadas en antiguas religiones, ritos paganos e incluso las extraordinarias cavilaciones de Edgar Allan Poe, hemos intentado reunir significado y conveniencia a partir de un mundo en apariencia arbitrario, peligroso y sin propsito.

BIBLIOGRAFIA Las Galaxias del Universo/ www.astromia.com Galaxia - Wikipedia, la enciclopedia libre es.wikipedia.or Galaxias y Va Lctea Astronoo www.astronoo.coDiscovery Channel - Las Galaxias www.tudiscovery.comhttp://www.astro.puc.cl/~linfante/fia0111_1_11/Archivos_PowerPoint/12-Galaxias.pdf www.astro.puc.clTEORA DEL BIG BANG: Evidencias Experimentales del Big Bang:alejandralcrv2012.blogspot.comLa Ley de Hubble/ www.astronomia.netMovimiento diurno - Wikipedia, la enciclopedia libre es.wikipedia.orgCielo nocturno - Wikipedia, la enciclopedia libre es.wikipedia.orgLas Estrellas www.astromia.comESA - Space for Kids - Nuestro Universo - Nacimiento de una estrella www.esa.int