lunes, 21 de noviembre de 2016

LOS EXOPLANETAS

Hola a todos. Soy Arenita, amiga de Bob Esponja. Hoy emprenderemos un viaje al observatorio espacial KEPLERque orbita alrededor del Sol y buscaba exoplantetas, especialmente aquellos de tamaño similar a la Tierra que se encontraran en la zona de habitabilidad de su estrella( zona ricitos de oro) donde se permitiría la presencia de agua en estado liquido en la superficie.

3, 2, 1, !DESPEGAMOS¡







-SEAN TODOS BIENVENIDOS A EL OBSERVATORIO ESPACIAL KEPLER ESPERO QUE OBSERVEN  NUEVOS PLANETAS-








KEPLER. EL GRAN DECUBRIDOR

Es un instrumento óptico situado en el espacio diseñado para captar y estudiar imágenes de planetas similares a la Tierra para determinar si es posible la vida en ellos.
El Telescopio Espacial Kepler, conocido también por sonda Kepler, es un Satélite artificial de la NASA que orbita alrededor del sol desde marzo del 2009. Debe su nombre descubridor de las tres leyes que describen las características de las órbitas planetarias al astrónomo y matemático Johannes Kepler. 
Esta situado en una órbita que realiza en 371 días alrededor del Sol de forma elíptica. Se ha considerado esa distancia óptima para mantener las comunicaciones con la Tierra y las empresas LAST y Ball Aerospace & Technologies Corp.,estas empresas son las encargadas de controlar la nave desde el centro de investigación de la universidad de Colorado en EEUU. Su forma hace posible que el telescopio evite el brillo deslumbrante de los objetos celestiales buscando planetas extrasolares, especialmente aquellos de tamaño similar a la Tierra, orbitando su estrella a una distancia comparable a la de nuestro planeta.
El Telescopio Espacial Kepler se enfoca hacia la zona denominada Cygnus-Lyra, en la Vía Láctea, un área donde observa a más de 100.000 estrellas de forma simultánea y cada 30 minutos. Para saber si hay planetas y estrellas orbitándolas de una composición y edad muy parecidas a la del Sol.
Para descubrir los planetas trata de detectar cambios en esa luz que sean periódicos (durante días, meses o años) y, por tanto, indiquen que un planeta está orbitando en torno a la estrella en cuestión, lo que se denomina metodo(Tránsito planetario). "El tamaño del planeta y su distancia de la estrella se deduce de cuánto brillo quita el astro y durante cuánto tiempo".
LA CUADRICULA MUESTRA LA ZONA EN EL ESPACIO
QUE OBSERVA KEPLER



Kepler-62f  
Es un exoplaneta que orbita a la estrella Kepler-62. Se encontró con el método de tránsito, en el que se mide la atenuación que un planeta provoca a su paso por delante de su estrella.
Tiene un radio de 1,41 radio terrestre, la masa estimada de Kepler-62f para una composición similar a la de la Tierra es de 2,81 masas terrestres. La masa de Kepler-62f es muy baja como para ser un minineptuno, pero es probable que tenga una atmósfera más densa fruto de una mayor atracción gravitatoria (un 41 % superior a la de la Tierra)
La temperatura estimada de Kepler-62f es similares a los de la Tierra, es de -33,65 ºC. Su edad se estima en 7000 millones de años, con un margen de hasta 4000 millones de años de diferencia al alza o a la baja.




HASTA LA PROXIMA!!!


miércoles, 9 de noviembre de 2016

PEOR PARA EL SOL

Muy buenas, hoy os hablaremos sobre las clasificaciones estrelares. Primero, HIPARCO DE NICEA fue quien intentó por primera vez hacer una clasificación de las estrellas. Hiparco enumeraró a las veinte estrellas más brillantes a simple vista, y las calificó como de “primera magnitud”. A las siguientes en brillo, las llamó de “segunda magnitud”, y así sucesivamente, hasta llegar a las que apenas eran perceptibles a simple vista, y las ubicó en la “sexta magnitud”. Actualmente se utiliza también un sistema de magnitudes aparentes, es decir, de la luminosidad de las estrellas tal como se las ve desde la Tierra, la escala ha dejado de ser subjetiva y aproximada, habiéndose establecido una base matemática para el cálculo. Se utiliza para esto la siguiente ecuación:
m = -2,5 log(I), donde “m” es la magnitud de la estrella e “I” su intensidad con respecto a la de la estrella Vega, que ha sido tomada como patrón. El Sol tiene una magnitud aparente de -26, la Luna de -12,5 y la de Venus -4,74.
Actualmente, existen dos tipos de clasificación espectral: el catálogo de Henry Draper, realizado en la Universidad de Harvard a principios del siglo XX. y el catálogo del Observatorio de Yerkes, de 1943. 

CLASIFICACIÓN DE HARVARD

Esta clasificación estelar es la más comúnmente usada. Las clases se listan normalmente desde las más calientes hasta las más frías.
La razón para este extraño conjunto de letras es histórica. Cuando se comenzaron a registrar los primeros espectros de las estrellas, se observó que estos objetos presentaban líneas espectrales de hidrógeno con energías muy diferentes. Fue así que originalmente se clasificó a las estrellas según la energía de la serie balmer de líneas de hidrógeno, en un rango que iba desde el tipo A (las más fuertes) hasta la Q (las más débiles). 
Fue mucho más tarde que se descubrió que la energía de las líneas de hidrógeno estaba conectada con la temperatura superficial de la estrella. Estas clases fueron subdivididas después utilizando números arábigos (0 a 9). Por ejemplo, el tipo A0 corresponde a las estrellas más calientes de la clase A, y el tipo A9 a las más frías dentro de esa clase. 
CLACIFICACIÓN DE YERKES
La clasificación espectral de Yerkes, también llamada sistema MKK por las iniciales de los autores, fue introducido en 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio de Yerkes. Esta clasificación está basada en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de las estrellas, que está relacionada con la luminosidad, a diferencia de la clasificación de Harvard, que está basada en la temperatura superficial. En el esquema de clasificación de Yerkes, las estrellas son asignadas a grupos de acuerdo al ancho de sus líneas espectrales. Es común que dos estrellas que pertenezcan a la misma clase espectral  tengan la misma temperatura superficial y el mismo color, presenten sin embargo características físicas muy diferentes, especialmente en lo que se refiere a su diámetro.

Descripción de las clases espectrales

Esta es la clasificación más común (Cuando damos los ejemplos de cada clase, a continuación de la clase espectral colocamos, en números romanos, el tipo a que pertenece según la clasificación de 
Yerkes; por ejemplo, Naos es una supergigante luminosa clase O5).





CLASE O

CLASE O
Son estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y solamente líneas débiles de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en ultra-violeta. 




               CLASE B
CLASE B
Estas estrellas son también muy luminosas. Rigel (en Orión) es una supergigante azul clase B muy prominente. Sus espectros muestran líneas moderadas de helio neutro e hidrógeno. Como las estrellas O y B son tan poderosas, viven muy poco tiempo, y no se alejan mucho del área en que se formaron. Es así que tienden a agruparse en los que llamamos asociaciones OB1, en las que se encuentran junto a gigantescas nubes moleculares. La asociación OB1 de Orión comprende a todo un brazo espiral de nuestra galaxia (las estrellas brillantes son las que hacen que los brazos espirales luzcan más luminosos; no es que haya en ellos más estrellas) y contiene a toda la constelación de Orión. 

CLASE A

CLASE A
Entre estas estrellas se encuentran las más comunes visibles al ojo humano. Como sucede con todas las estrellas A, son blancas. Muchas enanas blancas son también clase A. Presentan fuertes líneas de hidrógeno (con las más energéticas en A0, decreciendo hacia A9) y también de metales ionizados. 



CLASE F



CLASE F
Son estrellas bastante poderosas, pero tienden a pertenecer a la secuencia principal.Sus espectros se caracterizan por líneas más débiles de hidrógeno y de metales ionizados, y presentan también líneas de absorción de calcio (CaII). 





CLASE G

CLASE K
CLASE M


CLASE G
Son probablemente las más conocidas de todas, aunque más no sea porque nuestro Sol pertenece a esta clase. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F, pero además de metales ionizados, muestran metales neutros. En el rango G se encuentra el “Vacío Evolutivo Amarillo”.


CLASE K

Son estrellas color naranja un poco más frías que nuestro Sol. Sus líneas de hidrógeno son muy débiles (si es que se presentan), y la mayoría de las líneas restantes corresponden a metales neutros. 


CLASE M
Son por lejos las más comunes, si tomamos en cuenta su abundancia. Todas las enanas rojas entran aquí, y hay montones de ellas; más del 90% de todas las estrellas son enanas rojas, del tipo de Próxima Centauri. En esta clase se incluyen también a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes tales como Arturo y Betelgeuse, y a las variables Mira. El espectro de una estrella M muestra líneas que pertenecen a metales neutros y a moléculas, pero normalmente faltan las de hidrógeno. El óxido de titanio puede mostrarse fuertemente en algunas de estas estrellas. 


Además, ha entrado en uso un cierto numero de esprectales como el W, L,T, C, S y D

Aquí os dejo una canción relacionada con una estrellan ESPERO QUE OS GUSTE!!!


             ESPERO QUE OS HAYA GUSTADO Y HASTA LA PRÓXIMA!!