Descarga la aplicación para disfrutar aún más
Vista previa del material en texto
1 TEMA: ¿CÓMO NACIÓ NUESTRO SOL?GradoCiencias naturales Clase: Nombre: INTRODUCCIÓN: ¿Cómo nació nuestro Sol? • Lectura El estudio del Sol se inicia con Galileo Galilei de quien se dice que se quedó ciego por observar los eclipses. Hace más de cien años se descubre la espectroscopia que permite descomponer la luz en sus longitudes de onda, gracias a esto se puede conocer la composición química, densidad, temperatura, situación los gases de su superficie, etc. En los años 50 ya se conocía la física básica del Sol, es decir, su composición gaseosa, la temperatura elevada de la corona, la importancia de los campos magnéticos en la actividad solar y su ciclo magnético de 22 años. Las primeras mediciones de la radiación solar se hicieron desde globos hace un siglo y después fueron aviones y dirigibles para mejorar las mediciones con aparatos radioastronómicos. En 1914, C. Abbot envió un globo para medir la constante solar (cantidad de radiación proveniente del sol por centímetro cuadrado por segundo). En 1946 el cohete V-2 militar ascendió a 55 km con un espectrógrafo solar a bordo; este fotografió al Sol en longitudes de onda ultravioleta. En 1948 (diez años antes de la fundación de la NASA) se fotografió el Sol en rayos X. Algunos cohetes fotografiaron ráfagas solares en 1956 en un pico de actividad solar. En 1960 se lanza la primera sonda solar denominada Solrad. Esta sonda monitoreó al sol en rayos x y ultravioleta, en una longitud de onda muy interesante que muestra las emisiones de hidrógeno; este rango de longitud de onda se conoce como línea Lyman alfa. Posteriormente se lanzaron ocho observatorios solares denominados OSO. El OSO 1 fue lanzado en 1962. Los OSO apuntaron constantemente hacia el Sol durante 17 años y con ellos se experimentaron nuevas técnicas de transmisión fotográfica a la Tierra. 2 El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Estuvo en órbita durante nueve meses en 1973 y principios de 1974. Observó al Sol en rayos gamma, X, ultravioleta y visible, y obtuvo la mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) que hayamos logrado jamás para un objeto celeste. En 1974 y 1976 las sondas Helios A y B se acercaron mucho al Sol para medir las condiciones del viento solar. En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, para estudiar al Sol en un pico de actividad. Tuvo una avería y los astronautas del Columbia realizaron una complicada reparación. (Antonsusi, 1992) El Sol es la estrella más cercana a la Tierra. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor, la Tierra está a una distancia adecuada, haciendo posible la vida en nuestro planeta; contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace orbitar a su alrededor. (Astromía). Como toda estrella, el sol esta formado por gases sumamente calientes como el Hidrógeno y Helio principalmente, pero también gases de Hierro y otros metales a temperaturas más altas que las de cualquier horno de fundición. Cuando observamos el sol al medio día, a través de un cristal ahumado, parece ser un disco plano y encendido, cuando los astrónomos estudian el Sol a través de telescopios especiales observan una esféra luminosa, con nubes de gas y vapor flameante. El disco tranquilo que vemos a través del cristal ahumado, en realidad es un globo lleno de violentas tempestade. Figura 1. El sol 3 Las nubes y gases más altos forman la atmósfera del Sol. La Luz solar que nos llega procede de una capa más baja y más caliente, llamada fotosfera que tiene un espesor de varios miles de kilómetros, con una temperatura superficial de más de 6.000 grados centígrados. La luz de la fotosfera atraviesa todas las capas superiores del sol. Estas capas probablemente tienen un espesor de varios miles de kilómetros. La fotosfera es el fondo contra el cual los astrónomos ven las demás partes visibles del sol. En el sector central del globo solar se ven manchas redondas como salpicones de tinta, en pares o en grupos mayores; esas manchas en realidad son inmensos remolinos causados por tormentas magnéticas que al moverse de este a oeste, desaparecen unas y se forman otras. Los astrónomos han notado que el número mayor de manchas solares que se observan en la fotosfera aparecen cada once años, y el número menor, a la mitad de ese período de once años y que aveces transcurren varias semanas sin que se vea una sola mancha y en otras ocaciones se pueden contar más de trescientas. Observando el movimiento de las manchas se llegó a la conclusión que el sol gira sobre su eje, lo mismo que la tierra. Pero la tierra gira en una sola pieza, en cambio el sol gira en forma muy extraña, así: su ecuador gira más aprisa que el resto del globo. Hacia cada polo, se va prolongando el tiempo de evolución y en los polos el sol da una vuelta cada 30 días. Los gases calientes del sol y de otras estrellas generalmente los ve el ojo humano como una luz blanca, sin embargo han descubierto muchas cosas empleando un instrumento llamado espectroscopio que separa la luz banca en los colores del arco iris. A esa gama de tonos se le llama espectro. La edad de una estrella se puede describir determinando la cantidad de hidrógeno y de helio que hay en ella. Las estrelas nuevas tienen grandes cantidades de hidrógeno. Nuestro sol es una estrella nueva, que le queda mucho hidrógeno y parece tener una edad de 4 a 5 millones de años. Los astrónomos creen que el sol tiene suficiente hifrógeno para durar al menos otros diex millones de años o tal vez cincuenta millones, podría tener una temperatura mientras tenga hidrógeno, cuando le falte hidrógeno se convertirá en una masa fría que vagará por el espacio. (GROLLER INCORPORATED, 1961). Mientras tanto es nuestra estrella que brilla con luz propia. 4 Actividad 1: ¿Qué edad y tiempo de vida tiene el Sol? Teniendo en cuenta la lectura anterior, puedes resolver el siguiente interrogante: • Indaga ¿Qué edad y tiempo de vida tiene el Sol? • Escribe tu respuesta. Compártela con tus demás compañeros. El sol tiene combustible para 5500 millones de años más. Se encuentra en plena secuencia principal (Ahora) fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Después, comenzará a hacerse más y más grande, (Calentamiento gradual), hasta convertirse en una Gigante Roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un billón de años en enfriarse. (Aschwanden, 2007) EL CICLO DE VIDA DEL SOL 5 EL DIAGRAMA H-R • Observa la gráfica sobre el ciclo de vida del sol. Actividad 2: Formación de una estrella El Sol es nuestra estrella más cercana, a continuación te invitamos a conocer cómo se forma una estrella. El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama Imágenes 1. 2 y 3, muestran 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. (Wikipedia, 2014). • Observa las imágenes que indican como se forma una estrella, y • Lee el texto que diagrama de H-R y Formación de las estrellas. Figura 3. DiagramaHertzsprung-Russell (H-R) Figura 2. Ciclo de vida del Sol. Figura 4. Formación y Evolución de una estrella Imagen 5. Evolución estelar. 6 FORMACIÓN DE LAS ESTRELLAS 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, debido a la 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 puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova. • Representa las fases de formación de la estrella de acuerdo al diagrama H-R. • Utilizar lápices de colores. • Ten en cuenta las siguientes explicaciones: • Tipo espectral. Se refiere a la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Están establecidas según las características de los espectros que se obtienen de las estrellas. Por motivos históricos, las clases espectrales son: O B A F G K M Figura 6. Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al sol. 7 Esta secuencia se puede recordar fácilmente con la frase Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! El intervalo entre una clase y otra se divide en otras 10 partes. Así, el Sol es una estrella del tipo G2. Las estrellas más calientes pertenecen a la clase O5, con temperaturas superficiales de 40 000 K, y las más frías a la clase M8, con unos 2 400 K. Las principales características (líneas de absorción) que definen los espectros de cada una de las clases son: » Helio ionizado » Helio neutro; aparece el hidrógeno. » Domina el hidrógeno; hay materiales ionizados. » Hidrógeno débil; calcio ionizado. » Domina el calcio ionizado; hidrógeno muy débil; metales neutros. » Dominan los metales neutros. » Bandas moleculares; particularmente óxido de titanio. (javierdelucas, s.f) » Miremos la imagen 4. El eje vertical es una medida de la energía que libera la estrella (muy relacionada con su magnitud absoluta) mientras que la abscisa nos informa del color o, equivalentemente, la temperatura de la superficie visible. Así, en el eje horizontal se puede encontrar expresado tanto en unidades de temperatura, en colores, o clase espectral. (javierdelucas, s.f) imagen 5. Clase Temperatura ColorConvencional Masa Radio Luminosidad Líneas de absorción Ejemplo O 28 000 - 50 000 K Azul 60 15 140 000 Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno 48 Orionis B 9600 - 28 000 K Blanco azulado 18 7 20 000 Helio, hidrógeno Rigel A 7100 - 9600 K Blanco 3,1 2,1 80 Hidrógeno Sirio A F 5700 - 7100 K Blanco amarillento 1,7 1,3 6 Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio Canopus G 4600 - 5700 K Amarillo 1,1 1,1 1,2 Calcio, helio, hidrógeno y metales El Sol K 3200 - 4600 K Amarillo anaranjado 0.8 0.9 0.4 Metales y óxido de titanio Albireo A M 1700 - 3200 K Rojo 0.3 0.4 0.04 Metales y óxido de titanio Betelgeuse Figura 7 Tipo espectral (estela). (Wikipedia, 2014) 8 Ahora si puedes formar tu propia estrella de acuerdo al diagrama H-R. Tipo espectral Calor (temperatura) M ag ni tu d ab so lu ta Lu m in os id ad (S ol = 1) Imagen 5. Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas. (VB, 2006) O B G K M 30000k 10000k 7500k 6000 5000 4000 3000k (Temperatura) 100.000 10 10.000 100 -5 1.000 100 0 10 1 +5 10 0.001 +10 0.0001 0.000.01 +15 0.0 0.5 +1.0 -1.5 +2.0 Actividad 3: Distingue entre nebulosas y galaxias A continuación encuentras un texto a cerca de las nebulosas y las galaxias que te permiten distinguirlas. 9 Las nebulosas son estructuras de gas y polvo interestelar. Según sean más o menos densas, son visibles, o no, desde la Tierra. Se encuentran en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas. Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía Láctea. Algunas nebulosas son regiones donde nuevas estrellas se forman dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar en dos grandes grupos: 1. Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas. 2. Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares. Clasificación de las nebulosas según su luz Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en: Las nebulosas de emisión, cuya radiación proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Algunos de los objetos más sorprendentes del cielo, como la nebulosa de Orión, son nebulosas de este tipo. Las nebulosas de reflexión reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías. Las Pléyades de Tauro son un ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexión. Las nebulosas oscuras son nubes pocas o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las estrellas se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube. Una de las más famosas es la nebulosa de la Cabeza de Caballo, en Orión. Toda la franja oscura que se observa en el cielo cuando miramos el disco de nuestra galaxia es una sucesión de nebulosas oscuras. (AstroMía, s.f.) • Lee el texto “Nebulosas y Galaxias”. “Nebulosas y Galaxias” Nebulosas: 10 Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo. En el universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas. Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del centro. Tamaños y formas de las galaxias. Hay Galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas como su vecina M32. Las hay en formas de globo, de lente, planas, elípticas, espirales (como la nuestra) o formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando “cúmulos de galaxias”. En 1930 Hubble, clasificó las galaxias en elípticas, espirales e irregulares, siendo las dos primeras las más frecuentes. Galaxias elípticas: Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo y algunas estrella de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas. Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, uniformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas vadisminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes. Galaxias espirales: Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, sino también nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, en círculos de débiles estrellas viejas rodea el disco y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas. Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b, ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb, SBc). Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO. A su vez se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante. Galaxias: 11 Galaxias irregulares: Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I o IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es difícil de identificar. Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico. (AstroMía, 2014) • Dibuja una Galaxia y una Nebulosa, distinguiendo una de la otra, describe en que se asemejan y en qué se diferencian. GALAXIA NEBULOSA Semejanzas: Diferencias: 12 ACTIVIDAD 4: Clasificación de las galaxias de acuerdo a su forma. De acuerdo a la lectura anterior. • Relaciona cada Galaxia con su nombre. GALAXIA GALAXIA espirales elíptica irregular 13 Actividad 5: El espacio vacío del Universo Con esta lectura te invitamos a conocer más sobre el Universo. • Leer el texto “ El espacio vacío del Universo” • Comenta con tus compañeros y docente la lectura. • Socializa con tus compañeros las respuestas de las preguntas que se encuentran al final de la lectura. El espacio exterior o espacio vacío, también simplemente llamado espacio, se refiere a las regiones relativamente vacías del universo fuera de las atmósferas de los cuerpos celestes. Se usa espacio exterior para distinguirlo del espacio aéreo (y las zonas terrestres). El espacio exterior no está completamente vacío de materia (es decir, no es un vacío perfecto) sino que contiene una baja densidad de partículas, predominantemente gas hidrógeno, así como radiación electromagnética. Aunque se supone que el espacio exterior ocupa prácticamente todo el volumen del universo y durante mucho tiempo se consideró prácticamente vacío, o repleto de una sustancia llamada éter, ahora se sabe que contiene la mayor parte de la materia del universo. Esta materia está formada por radiación electromagnética, partículas cósmicas, neutrinos sin masa e incluso formas de materia no bien conocidas como la materia oscura y la energía oscura. Información divulgada recientemente basada en el trabajo realizado por la nave espacial Planck sobre la distribución del Universo, obtuvo una estimación más precisa de esta en 68,3% de energía oscura, un 26,8% de materia oscura y un 4,9% de materia ordinaria. De este porcentaje de materia ordinaria, el 99,9999999999999999999958% es espacio vacio.(Post., 2013) 75% 12% 13% Título del gráfico 1 2 3 14 La naturaleza física de estas últimas es aún apenas conocida. Sólo se conocen algunas de sus propiedades por los efectos gravitatorios que imprimen en el período de revolución de las galaxias, por un lado, y en la expansión acelerada del universo o inflación cósmica, por otro. (AstroMía, s.f.) Preguntas: 1.¿Consideras que el universo en su gran mayoría es vacío? 2. ¿Justifica tu respuesta? Socialización Socializar ante el docente y demás compañeros de clase, la actividad que realizaron en casa donde representan las fases de formación de una estrella. 15 Completa el mapa clasificando las Galaxias y Nebulosas. Para eso recorta y pega las imágenes y ubícalas en el lugar correspondiente de acuerdo a la descripción que se presenta. Resumen Nebulosa de emisión Su radiación proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamineto a que se ven sometidas por estrellas cercanas. Galaxia elíptica Contienen una gran población de estrellas viejas y algunas en formación Galaxia espirales Son discos achatados que contienen estrellas jóvenes, gas, polvo. 16 Galaxia de reflexión Reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías. Nebulosas oscuras Son nubes pocas o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeadas por un halo de luz. Galaxias irregulares No tienen estructura y simetría bien definidas. 17 18 Representa las fases de formación de una estrella completando el dibujo. Usa lápices de colores. Tarea Ciclo de vida del Sol (nacimiento de una estrella) Nacimiento Ahora Calentamiento Gigante Enana 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Miles de millones de años (aproximadamente) 19 Aglomeración: Amontonamiento, reunión sin orden de las cosas o personas. Amoníaco: Gas venenoso de olor irritante, incoloro, soluble en agua, formado por tres átomos de hidrógeno y uno de nitrógeno. Carbono: Elemento químico sólido que se encuentran en todos los compuestos orgánicos y en algunos inorgánicos. Colapsar: Polarizar. Combustible: Que puede arder o tiene tendencia. Deuterio: Es un isótopo estable del hidrógeno que se encuentra en la naturaleza con una abundancia del 0,015 % átomos de hidrógeno (uno de cada 6500). Elíptica: De la elipse o perecida a ella. Emitir: Transmitir señales. Enana Blanca: Diminuto en su especie. Espiral: Línea curva que gira alrededor de un punto y se aleja cada vez más de él. Fuerza de Gravedad: Capacidad de la tierra de atraer los cuerpos a su centro. Gigante Roja:Enorme, excesivo o muy sobresaliente en su especie. Globular: Que tiene forma de globo. Gravitación: Movimiento o descanso de un cuerpo por atracción de otro. Gravitatoria: Perteneciente o relativo a la gravitación. Grumo: Porción de un líquido que se solidifica o se coagula. Helio: Elemento químico inerte, gaseoso, inodoro, insípido y el más ligero de todos los cuerpos, después del hidrógeno. Vocabulario 20 Hidrógeno: Elemento químico no metálico, gas incoloro e insípido, catorce veces más ligero que el aire, que entra en la composición de muchas sustancias orgánicas y que forma el agua al combinarse con oxígeno Hierro: Elemento químico metálico dúctil, maleable y muy tenaz, de color gris azulado, magnético y oxidable, muy usado en la industria y en las artes. Interestelar: Que está comprendido entre dos o más astros. Irregular: Que está fuera de regla o norma, contrario a ellas. Metanol: Hidrocarburo tóxico, líquido, incoloro y soluble en agua Oxigeno: Elemento químico gaseoso, esencial en la respiración, algo más pesado que el aire y parte integrante de este, del agua y de la mayoría de las sustancias orgánicas. Secuencia: Sucesión no interrumpida de planos o escenas que integran una etapa descriptiva,una jornada de la acción o un tramo coherente y concreto del argumento. Silicio: está presente en el organismo en muy pequeñas cantidades. Su símbolo es Si y su número atómico 14. Es el segundo elemento más importante de la corteza terrestre (27,7% en peso) después del oxígeno posee numerosas aplicaciones industriales y medicinales Sistema solar: Conjunto de elementos que, ordenadamente relacionadas entre sí, contribuyen a determinado objeto: Telescopio: Aparato óptico en forma de tubo que permite ver objetos muy lejanos, particularmente cuerpos celestes: Termonucleares: De la fusión de núcleos ligeros que tiene lugar a muy altas temperaturas y que libera gran cantidad de energía. Volumen: Espacio que ocupa una cosa, bulto, corpulencia: 21 Antonsusi. (07 de jun de 1992). Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Astronom%C3%ADa#Instrumentos_de_observaci.C3.B3n Aschwanden, M. J. (2007). The Sun. En P. R. Lucy Ann McFadden. Encyclopedia of the Solar system. Academic Press. Astromía. (s.f.). Astromía. Obtenido de http://www.astromia.com/universo/nebulosas. htm AstroMía. (s.f.). AstroMía Educativa. Obtenido de Fuente: <a href=”http://www. astromia.com/index.htm” target=”_blank”>Astronomia. Sistema Solar y Universo</a> astroyciencia. (21 de 12 de 2007). Obtenido de http://www.astroyciencia. com/2007/12/21/formacion-y-evolucion-de-una-estrella/ flickr. (7 de 9 de 2008 ). Obtenido de https://www.flickr.com/photos/ elentir/2823527456/ GROLLER INCORPORATED. (1961). Mis Primeros Conocimientos. Mexico.: Groller Incorporated. javierdelucas. (s.f). Obtenido de http://javierdelucas.es/diagramahr.htm Jesusmaiz. (27 de may de 2007). Wikipedia. Obtenido de http://upload.wikimedia. org/wikipedia/commons/thumb/0/01/Stellar_evolutionary_tracks.gif/400px- Stellar_evolutionary_tracks.gif Kauczuk. (29 de Oct de 2006). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Nebulosa_de_reflexi%C3%B3n#mediaviewer/File:Reflection.nebula.arp.750pix.jpg Miguel, J. (21 de Diciembre de 2007 de Diciembre de 2007 ). astrociencia.com. Obtenido de http://www.astroyciencia.com/2007/12/21/formacion-y-evolucion- de-una-estrella/ Miguel, J. (12 de junio de 2012). astruyciencias.com. Obtenido de http://www. astroyciencia.com/category/el-sol/ Bibliografía 22 NACEL2. (12 de 12 de 2009). wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Sol#mediaviewer/File:Solar_Life_Cycle_spa.svg NASA. (2004 - 2007). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_ espiral#mediaviewer/File:Messier_81_HST.jpg NASA. (18 de 08 de 2009). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Archivo:Messier_87_Hubble_WikiSky.jpg Nemo. (2014 de Ago de 2014). Pixabay. Obtenido de http://pixabay.com/es/tijeras- cortar-corte-herramienta-311690/ Nemo. (24 de Ago de 2014). wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Nebulosa_oscura Observatorio Mc Donal de la Universidad de Texas. (2011). Universo ONLINE. Obtenido de http://radiouniverso.org/resources/faqs/016.html Originalwana. (07 de dic de 2009). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/ wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar#mediaviewer/File:The_life_of_Sun-like_stars.jpg Post., W. (22 de 03 de 2013). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Energ%C3%ADa_oscura#cite_note-Washington_Post-6 Poulos. (14 de Sep de 2007). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Nebulosa_de_emisi%C3%B3n#mediaviewer/File:Orion.nebula.arp.750pix.jpg Star, F. (18 de Ags de 2009). wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Galaxia_el%C3%ADptica#mediaviewer/File:Messier_87_Hubble_WikiSky.jpg Tryphon. (01 de Enr de 2003). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Galaxia_irregular#mediaviewer/File:Irregular_galaxy_NGC_1427A_(captured_by_ the_Hubble_Space_Telescope).jpg Trypson. (28 de May de 2004-2007). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia. org/wiki/Galaxia_espiral#mediaviewer/File:Messier_81_HST.jpg 23 Wikipedia. (13 de 5 de 2008). wikipepia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Diagrama_de_Hertzsprung-Russell#mediaviewer/File:HRDiagram-es.png Wikipedia. (28 de 8 de 2014). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Diagrama_de_Hertzsprung-Russell#Usos_del_diagrama_gracias_a_Hertzsprung- Rusell Wikipedia. (11 de Jul de 2014). Wikipedia. Obtenido de http://es.wikipedia.org/wiki/ Tipo_espectral_(estelar)
Compartir