Aprende los términos astronómicos

Determinación de masas

Las masas de las estrellas son importantes porque la evolución depende sólo de la masa inicial de la estrella aislada, incluyendo el tiempo total de vida de la estrella. Aproximadamente, el tiempo total de vida es igual a la masa total dividida por el brillo (luminosidad) de la estrella. Las estrellas de baja masa brillan muy poco, por lo que su vida es larguísima, miles de millones de años. En cambio, una estrella de muy alta masa se consume rápido porque es muy luminosa, y vive unas pocas decenas de millones de años solamente. Las masas se determinan al momento de nacer, y en general permanecen constantes, habiendo algunas excepciones. Por ejemplo, una estrella puede perder masa durante su evolución, o puede adquirir masa si se encuentra en un sistema binario.

El Sol tiene una masa que es unas 300 mil veces mayor que la de nuestro planeta Tierra. Las masas de otras estrellas pueden ser medidas directamente en sistemas binarios usando la 3a ley de Kepler. El rango de masas estelares normales en la secuencia principal es: 0.08 Mo < M < 100 Mo (Mo: Masa del Sol). Estrellas menos masivas no alcanzan a producir fusión de H en el núcleo. Estrellas más masivas son inestables.

Constante de Plank
Constante de Plank

La constante de Planck es una constante física que desempeña un papel central en la teoría de la mecánica cuántica y recibe su nombre de su descubridor, el físico y matemático alemán Max Planck, uno de los padres de dicha teoría. Denotada como h {\displaystyle h} , es la constante que frecuentemente se define como el cuanto elemental de acción. Planck la denominaría precisamente «cuanto de acción» (en alemán, Wirkungsquantum), debido a que la cantidad denominada acción de un proceso físico (el producto de la energía implicada y el tiempo empleado) solo podía tomar valores discretos, es decir, múltiplos enteros de h.

Constantes Astronómicas
Constante de Boltzman
Constante de Boltzman

La constante de Boltzmann (k o kB) es la constante física que relaciona temperatura absoluta y energía. Se llama así en honor del físico austriaco Ludwig Boltzmann, quien hizo importantes contribuciones a la teoría de la mecánica estadística, en cuyas ecuaciones fundamentales esta constante desempeña un papel central. Su valor es un número fijo sin incertidumbre (26th CGPM de noviembre de 2018, en vigor desde el 20 de mayo de 2019)

Constantes Astronómicas
La Velocidad de la Luz, c
La Velocidad de la Luz, c

La velocidad de la luz en el vacío es una constante universal con el valor de 299 792 458 m/s (186 282,397 mi/s), ​aunque suele aproximarse a 3·108 m/s. Se simboliza con la letra c, proveniente del latín celéritās (en español, celeridad o rapidez). El valor de la velocidad de la luz en el vacío fue incluido oficialmente en el Sistema Internacional de Unidades como constante el 21 de octubre de 1983, pasando así el metro a ser una unidad derivada de esta constante. También se emplea en la definición del año luz, unidad de longitud equivalente a 9,46·1015 m, ya que la velocidad de la luz también se puede expresar como 9,46·1015 m/año.

Constantes Astronómicas
Galileo Galilei
Galileo Galilei

Galileo Galilei (Pisa, Toscana; 15 de febrero de 1564​-Arcetri, Toscana; 8 de enero de 1642)​ fue un astrónomo, ingeniero,​ filósofo, matemático y físico italiano, relacionado estrechamente con la revolución científica. Eminente hombre del Renacimiento, mostró interés por casi todas las ciencias y artes (música, literatura, pintura). Sus logros incluyen la mejora del telescopio, gran variedad de observaciones astronómicas, la primera ley del movimiento y un apoyo determinante a la «Revolución de Copérnico». Ha sido considerado como el «padre de la astronomía moderna», el «padre de la física moderna» y el «padre de la ciencia».

Historia
Johannes Kepler
Johannes Kepler

Johannes Kepler (Weil der Stadt, 27 de diciembre de 1571-Ratisbona, 15 de noviembre de 1630), figura clave en la revolución científica, fue un astrónomo y matemático alemán; conocido fundamentalmente por sus leyes sobre el movimiento de los planetas en su órbita alrededor del Sol. Fue colaborador de Tycho Brahe, a quien sustituyó como matemático imperial de Rodolfo II.

Historia
Telescopio Reflector
Telescopio Reflector

El telescopio reflectorrecogela luz mediante espejos. Consiste en una superficie colectora espejada que redirige la luz a otros espejos de menor diámetro, hasta el plano focal. Losespejos permiten la construcción de telescopios de 8 metros para espejos de una sola pieza y la solución adoptada en telescopios mayores consiste en combinar un conjunto de segmentos que simulan una superficie de gran tamaño, como el ELT de la ESO en Armazones o el GMT en Las Campanas, ambos en Chile. La mayoría de estos telescopios constan de dos espejos: el primario y el secundario que, según su forma y disposición, determinan el sub-tipo de telescopio reflector. Los más extendidos son los diseños de tipo Newton, Gregory y Cassegrain.

Instrumentación
Telescopio Refractor
Telescopio Refractor

El telescopio refractor recogela luz mediante lentes. Usa la capacidad de refracción de la luz, que es el cambio de dirección que experimenta una onda electromagnética (luz) al pasar de un medio a otro medio con distinto índice refractivo. Fue el primer tipo de telescopio que se usó, como el telescopio que Galileo. Su diámetro máximo está limitado por razones técnicas: no es posible elaborar vidrios de calidad homogénea mayores a un metro de diámetro y los lentes grandes son pesadas y difíciles de maniobrar, además, presentan aberración cromática debido a que los diferentes colores o longitudes de onda que inciden en el lente, toman distintos caminos al pasar de un medio a otro (Ley de Snell).

Instrumentación
Ley De Hubble
Ley De Hubble

Propuesta por Edwin Hubble en 1929, establece que la velocidad de recesión v de un objeto muy distante, fuera del Grupo Local de galaxias, es directamente proporcional a su distancia D. La constante de proporcionalidad se conoce como la Constante de Hubble HO. v = HOD. Esta ley es consecuencia de un Universo en expansión isotrópica.

Leyes Físicas
Tercera Ley De Kepler
Tercera Ley De Kepler

Publicada por Johannes Kepler en 1619, llamada también Ley Armónica, dice que el cuadrado de los periodos siderales (P) de dos planetas son proporcionales al cubo de sus distancias medias al Sol (a). P2 = a3. Esta ley permitió calcular la distancia de los planetas al Sol en base a las mediciones de sus períodos y es válida para cualquier objeto orbitando a otro.

Leyes Físicas
Magnitud Bolométrica
Magnitud Bolométrica

Es la suma total de la emisión de una estrella o cuerpo celeste en todas las longitudes de onda que esta pueda emitir.

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