FINAL

Hasta aca llego el blog,espero que haya gustado y cumplido con los requisitos necesarios,crearlo y completarlo era un momento de diversion ya que te permitia hacer varias cosas y estaba bueno como hobbie y para que otros puedan leer cosas que vos aportas,me hubiera gustado hacerlo con un seguimiento dia dia para que quede mas completo y prolijo.
Agradesco a la profesora Maria Elsa Piccini que nos dio muchas oportunidades de completarlo y nos cambio la fecha para que podamos terminarlo y nos enseño muchas cosas con el CMAP,BLOGGER,FLICKR los cuales son importantes para realizar un trabajo el dia de mañana.
Vuelvo a repetir espero que les haya gustado el blogger hasta aca llego,les dejo saludos.

                                                                                                                NACHO.

                                          Imagen en el sembrando empresarios 2010
                                          en Entre Rios,Perez.

Trabajo de modelos cosmologicos

http://html.rincondelvago.com/modelos-cosmologicos.html en este link encontre un trabajo bastante interesante de modelos cosmologicos que dejo para que aprecien.

Proceso de formacion y clasificacion de un agujero negro

El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de 1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.

Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre si misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.

En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones. El resultado, una estrella neutrónica. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta exponencialmente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implotan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro: gravedad infinita en un espacio de un tamaño inconmesurablemente pequeño.

Clasificación teórica


Según su origen, teóricamente pueden existir al menos tres clases de agujeros negros:

Según la masa

Agujeros negros supermasivos: con masas de varios millones de masas solares. Se hallarían en el corazón de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias.

Agujeros negros de masa estelar. Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.

Micro agujeros negros. Son objetos hipotéticos, algo más pequeños que los estelares. Éstos pueden llegar a evaporarse en un período relativamente corto fácilmente mediante emisión de radiación de Hawking si son suficientemente pequeños.

Según sus propiedades físicas


Para un agujero negro descrito por las ecuaciones de Einstein, existe un teorema denominado de sin pelos (en inglés No-hair theorem), que afirma que cualquier objeto que sufra un colapso gravitatorio alcanza un estado estacionario como agujero negro descrito sólo por 3 parámetros: su masa M, su carga Q y su momento angular J. Así tenemos la siguiente clasificación para el estado final de un agujero negro:

El agujero negro más sencillo posible es el agujero negro de Schwarzschild, que no rota ni tiene carga.

Si no gira pero posee carga eléctrica, se tiene el llamado agujero negro de Reissner-Nordstrøm.

Un agujero negro en rotación y sin carga es un agujero negro de Kerr.

Si además posee carga, hablamos de un agujero negro de Kerr-Newman.

Agujeros negros

Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, pueden escapar de dicha región.

La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es debido a la gran cantidad de energía del objeto celeste. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros. Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

ORIGEN Y EVOLUCION DEL UNIVERSO

ORIGEN Y EVOLUCION DEL UNIVERSO
 La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.
Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.
Esta teoría se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".
La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.
Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo.
El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.
No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.
 
E t a p a s d e l a E v o l u c i ó n

Big Bang Densidad infinita, volumen cero.

10-43 segs. Fuerzas no diferenciadas

10-34 segs. Sopa de partículas elementales

10-10 segs. Se forman protones y neutrones

1 seg. 10.000.000.000 º. Tamaño Sol

3 minutos 1.000.000.000 º. Nucleos

30 minutos 300.000.000 º. Plasma

300.000 años Átomos. Universo transparente

106 años Gérmenes de galaxias

108 años Primeras galaxias

109 años Estrellas. El resto, se enfría.

5x109 años Formación de la Vía Láctea

1010 años Sistema Solar y Tierra

GALAXIAS

Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones (1011) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está demostrado que verdaderamente exite, ya que teoricamente es una materia extraña que no se puede encontrar nada mas que en el universo.

"Via lactea"

VIA LACTEA

La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total wide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.
No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.
La Vía Láctea forma parte del Grupo Local
Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) y del Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las galaxias M32 y M110 (satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas y otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por la gravedad.
En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años luz de diámetro
Todo el gupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de Virgo, a unos 50 millones de años luz.

"Evolucion de las estrellas"

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar).
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

Órbitas planetarias

Órbitas planetarias de mercurio, venus, tierra y marte.

Dentro de un sistema planetario, los planetas, planetas enanos, asteroides, cometas y la basura espacial orbitan alrededor de la estrella central órbitas elípticas. Un cometa en una órbita parabólica o hiperbólica alrededor de una estrella central no tiene un lazo gravitatorio con la estrella y por tanto no se considera parte del sistema planetario de la estrella. No se ha observado en el Sistema Solar cometas con órbitas claramente hiperbólicas. Los cuerpos que tienen un lazo gravitacional con uno de los planetas del sistema planetario, ya sean naturales o artificiales realizan órbitas alrededor del planeta.
Debido a las perturbaciones gravitatorias mutuas, las excentricidades de las órbitas de los planetas varían durante el tiempo. Mercurio, el planeta más pequeño del Sistema Solar, tiene la órbita más excéntrica. El siguiente es Marte, mientras que los planetas con menor excentricidad son Venus y Neptuno.
Cuando dos objetos orbitan sobre sí, el periastro es el punto en el que los dos objetos se encuentran más próximos el uno al otro y el apoastro es el punto donde se encuentran más lejos.
En una órbita elíptica, el centro de masas de un sistema entre orbitador y orbitado se sitúa en un de los focos de ambas órbitas, sin nada en el otro foco. Cuando un planeta se acerca a su periastro, el planeta incrementa su velocidad. De igual manera, cuando se acerca a su apoastro, disminuye su velocidad.

 Explicaciones

Hay varias maneras de poder explicar el funcionamiento de una órbita:

• Cuando un objeto se mueve de forma lateral, cae hacia un objeto orbitado. Sin embargo se mueve tan rápido que la curvatura del objeto orbitado siempre caerá debajo de este.
• Una fuerza, como la gravedad, atrae un objeto hacia una trayectoria curvada mientras intenta mantener el vuelo en línea recta.
• Cuando un objeto cae, se mueve de forma lateral lo suficientemente rápido (tiene suficiente velocidad tangencial) para evitar el objeto orbitado.

Esquema del cañón de Newton.

Uno ejemplo utilizado comúnmente para ilustrar una órbita alrededor de un planeta es el cañón de Newton. Se imagina un cañón situado en lo alto de una montaña que dispara bolas de cañón de forma horizontal. La montaña necesita ser muy alta para evitar la atmósfera terrestre e ignorar los efectos de fricción sobre la bola de cañón.
Si el cañón dispara una bola con una velocidad inicial baja, la trayectoria de la bola se curva e impacta contra el suelo (A). Aumentando la velocidad inicial, la bola de cañón impacta en el suelo cada vez más lejos (B) del cañón, debido que mientras la bola sigue cayendo, el suelo también se curva. Todos estos movimientos son realmente órbitas en su sentido técnico, ya que describen una trayectoria elíptica alrededor de un centro de gravedad pero que se interrumpen al chocar contra la tierra.
Si se dispara la bola con suficiente velocidad, el suelo se curva al menos tanto como la bola al caer, por lo que la bola de cañón nunca impacta contra el suelo. Se denomina que está realizando una órbita sin interrupción o de circunnavegación. Para cualquier combinación de altura sobre el centro de gravedad y la masa del objeto hay una velocidad específica que produce una órbita circular (C).
Si la velocidad de disparo aumenta más allá de esta velocidad, se produce órbitas elípticas (D). A una velocidad mayor, denominada velocidad de escape que de nuevo depende de la altura donde se dispara y la masa del objeto, se produce una órbita infinita (E), primero del tipo parabólica y con velocidades más altas del tipo hiperbólica. En ambos tipos de órbitas infinitas significa que el objeto ha escapado de la gravedad del planeta y se marcha hacia el espacio.

El Sistema Solar está formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompañan y el espacio que queda entre ellos.
Hay nueve planetas que giran alrededor del Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. La Tierra es nuestro planeta y tiene un satélite, la Luna. Algunos planetas tienen satélites, otros no.
Los asteroides son rocas más pequeñas que también giran, la mayoría entre Marte y Júpiter. Además, están los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol.
A veces llega a la Tierra un fragmento de materia extraterrestre. La mayoría se encienden y se desintegran cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.

Desde siempre los humanos hemos observado el cielo. Hace 300 años se inventaron los telescopios. Pero la auténtica exploración del espacio no comenzó hasta la segunda mitad del siglo XX.

Desde entonces se han lanzado muchisimas naves. Los astronautas se han paseado por la Luna. Vehículos equipados con instrumentos han visitado algunos planetas y han atravesado el Sistema Solar.
Más allá, la estrella más cercana es Alfa Centauro. Su luz tarda 4,3 años en llegar hasta aquí. Ella y el Sol son sólo dos entre los 200 billones de estrellas que forman la Via Láctea, nuestra Galaxia.
Hay millones de galaxias que se mueven por el espacio intergaláctico. Entre todas forman el Universo, cuyos límites todavía no conocemos. Pero los astrónomos continúan investigando ...

Dibujo de nuestra galaxia.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
La Via Láctea desde el hemisferio sur

Leyes de kepler

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las enunció en el mismo orden, en la actualidad las leyes se numeran como sigue:
Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos.
Segunda Ley (1609): El radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Tercera Ley (1618): Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor a de su órbita elíptica.
Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), a la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

Telescopio de Galileo. El óptico holandés Hans Lippershey fue probablemente el que construyó el primer telescopio en la primera década del siglo XVII. Galileo fue uno de los que lo utilizaron para observar los cielos. El telescopio que construyó galileo en 1609 era un telescopio de refracción, con lente convexa delante y una lente ocular cóncava. Con él descubrió las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta gira alrededor del Sol. También descubrió cuatro lunas girando alrededor de Júpiter. En la imagen, dos telescopios de Galileo conservados en el Museo de Historia de la Ciencia de Florencia.

Telescopios

Isaac Newton en 1668 inventó el telescopio reflector, es decir, el primer telescopio que funcionó con espejos. De entonces a la fecha ha habido un gran avance en la construcción de telescopios inimaginable en los tiempos de Newton. Los telescopios ópticos deben su desarrollo a la habilidad que tienen para amplificar los objetos lejanos haciendo que se vean mas cercanos. Para usos astronómicos los telescopios tienen la ventaja adicional, sobre las observaciones a simple vista, de aumentar la capacidad de colectar la luz. Asi como un recipiente grande puede colectar mas agua de lluvia que uno pequeño, un telescopio puede colectar mas luz que el ojo. Un telescopio tiene también la capacidad de aumentar la resolución espacial, es decir, la habilidad para distinguir pequeños detalles imposibles de ver a simple vista.



La mayoría de los telescopios que se usan para hacer investigación en astronomía funcionan con al menos dos espejos, por lo que se conocen como telescopios reflectores. El primer espejo, llamado espejo primario, recibe la luz que viene de los objetos celestes bajo estudio y la refleja hacia un segundo espejo, llamado espejo secundario, cuyo dimensiones son aproximadamente un cuarto del tamaño del espejo primario. El secundario envía la luz hacia la posición donde se encuentra el dispositivo que medirá la luz. En la actualidad tales dispositivos son siempre detectores optoelectrónicos. La capacidad para colectar la luz que viene de los objetos celestes depende entonces del tamaño del espejo primario, Mientras mayor sea su diámetro, mayor será el área colectora. Asi, los telescopios se caracterizan por el diámetro del espejo primario.



En México los telescopios mas grandes que tenemos son de 2m de diámetro. El primero fue instalado en San Pedro Mártir, Baja California, en 1979 y depende de la Universidad Nacional Autónoma de México. El segundo telescopio de 2m, está instalado desde 1989, en Cananea, Sonora y depende del Instituto Nacional de Astrofísica, Optica y Electrónica (INAOE) con sede en Tonantzintla, Puebla.



Los telescopios mexicanos son de tamaño medio, en el mundo existen telescopios mucho mas grandes, los hay de 4m de diámetro y en distintas partes del mundo se están construyendo telescopios de 8m de diámetro. No obstante, el telescopio óptico mas grande construído hasta la fecha es el telescopio Keck de 10 metros de diámetro. Dicho telescopio depende de la Universidad de California y está ubicado en Mauna Kea, Hawaii, debido a que este lugar se caracteriza por tener condiciones de observación excepcionales. Debe su nombre al multimillonario Sr. W.M. Keck que donó una buena cantidad de dinero a la construcción del telescopio. El telescopio Keck ha funcionado por varios años obteniendo unos resultados excelentes que en combinación con observaciones del telescopio espacial han mostrado que desarrollando nueva tecnología es posible alcanzar nuevos límites en la profundidad de las observaciones astronómicas.



El proyecto Keck fue tan existoso que unos años mas tarde se empezó a construir un segundo telescopio gemelo, del mismo diámetro que el primero. Dos telescopios se pueden usar simultáneamente apuntando al mismo objeto celeste, de tal forma que la señal medida en cada uno de ellos se combina para obtener una señal total con el doble de intensidad que si solo se observara con un telescopio. Esta técnica es muy poderosa porque permite ver detalles del objeto observado imposibles de ver con un solo telescopio.



El telescopio Keck II fue inagurado la semana pasada en Mauna Kea,Hawaii. Uno de los principales objetivos científicos de lacombinación del Keck I y del Keck II será la búsquedade planetas y sistemas planetarios alrededor de estrellas cercanas. Ahora se sabe que existen planetas del tipo de Júpiter alrededor de algunas estrellas, como es el caso del planeta encontrado alrededor de la estrella Pegaso, que se reportó en este espacio, hace unos cuantos meses. Naturalmente se buscarán planetas tipo Júpiter porque son mas fáciles de detectar, de hecho los planetas detectados hasta la fecha, se han observado con telescopios de mucho menor diámetro que el Keck. Con un instrumento mas poderoso y una buena estrategia de observación es de esperarse que se encuentren muchos mas planetas en mucho menor tiempo. Sabiendo que existen planetas tipo Júpiter es muy posible que existan planetas mas pequeños que no se han podido observar debido a las limitaciones tecnológicas. Las estrellas alrededor de las cuales ya se han encontrado planetas tipo Júpiter serán los candidatos naturales a tener planetas de menor tamaño y serán los primeros a observarse.



Indudablemente del primer telescopio reflector de Newton, cuyo diámetro era de 33 mm a la era de los telescopio de 10000mm de diáametro ha habido grandes avances tecnológicos, en especial en este siglo. Sin embargo la tecnolía seguirá avanzando por lo que es muy posible que en el futuro se transfiera la experiencia adquirida en los grandes telescopios terrestres a grandes telescopios espaciales.

asteroide 2012

Aca les dejo un pequeño video para ir entendiendo de que se trata este blog,un video que hace una suposicion acerca de un asteroide que caeria en el planeta tierra en el año 2012,espero que les guste.

Astronomia: Definicion

La astronomía (del griego: αστρονομία = άστρον + νόμος, etimológicamente la "ley de las estrellas") es la ciencia que se ocupa del estudio de los cuerpos celestes, sus movimientos, los fenómenos ligados a ellos. Su registro y la investigación de su origen viene a partir de la información que llega de ellos a través de la radiación electromagnética o de cualquier otro medio. La astronomía ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Aristarco de Samos, Hiparco de Nicea, Claudio Ptolomeo, Hipatia de Alejandría, Nicolás Copérnico, Santo Tomás de Aquino, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, Isaac Newton, Immanuel Kant, Gustav Kirchhoff y Albert Einstein han sido algunos de sus cultivadores.




Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas, etc.



No debe confundirse a la Astronomía con la astrología. Aunque ambas comparten un origen común, son muy diferentes. La Astronomía es una ciencia: los astrónomos siguen el método científico. La astrología, que se ocupa de la supuesta influencia de los astros en la vida de los hombres, es una pseudociencia: los astrólogos, siguen un sistema de creencias no probadas o abiertamente erróneas, por ejemplo, no tienen en cuenta la precesión de los equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco de Nicea.