Actividad de regulacion 13

Con el propósito de prepararte para la práctica que realizarás,
elabora las siguientes actividades:
·
Solicita a tu asesor o al personal de las salas de cómputo que te indique
el procedimiento para copiar el archivo Descripción del Universo.doc en tu
carpeta de usuario.
·
Sigue las instrucciones que se te indican
1.- Si no estás en el ambiente de Word 97, inicia la sesión.
2.- Accesa el documento Descripción del Universo.doc
3.- Revisa el documento utilizando las barras de desplazamiento, para que te
familiarices con él y compáralo con el texto que se te proporciona a
continuación, marcando en tu práctica lo siguiente:
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El título del artículo.
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Los títulos de los temas.
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Los nombres de los diferentes cuerpos estelares tales como:
Tierra, Sistema Solar, Galaxia, Universo, Sol, cúmulos estelares, cúmulos globulares,
cúmulos abiertos, cúmulos galácticos, Las Hiades, Las Pléyades, El Pesebre, La Cabellera de
Berenice, Osa Mayor.
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Los nombres de los científicos que se mencionan.
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Las palabras siguientes que aparecen por primera vez:
Astrofísica, clisés fotográficos, elípticas, SO, espirales, espirales barradas, irregulares.
TEXTO 2
DESCRIPCIÓN DEL UNIVERSO
Galaxias.
Podemos decir que las galaxias son “los máximos conglomerados individualizados de
estrellas, las unidades de materia que definen la estructura granular del Universo” (Sandage). Al
contrario de las estrellas, las galaxias, observadas a través de un telescopio o anteojo lo bastante
potentes, o en clisés fotográficos obtenidos con ellos, aparecen como objetos luminosos
extensos, con el aspecto de una nube, en general aplastada: su brillo se debe a la multitud de
estrellas que las forman, si bien, debido a la enorme distancia que ¡los separa de ellas es casi
imposible distinguir unas de otras!.
Si comparamos entre si cierto número de galaxias observaremos una gran diversidad de
formas; con todo, y ateniéndonos a su estructura, se dividen, según la clasificación del astrónomo
inglés Hubble, en elípticas, SO, espirales, espirales barradas e irregulares.
Desde que se estableció esta clasificación se ha debatido su relación con la edad de las
galaxias. Actualmente se admite que las galaxias irregulares se encuentran en periodo de
formación, mientras que las espirales son galaxias relativamente jóvenes, en cuyos brazos se
están formando estrellas a partir de la materia interestelar. Por el contrario, las elípticas son
galaxias viejas, carentes de materia Interestelar, en las que la actividad de formación de estrellas
ha cesado o está próxima a su fin.
Nuestra propia Galaxia es un ejemplo característico del tipo espiral. Su estructura es la de
un gran disco, con una condensación central, de la que parten los brazos, el cual incluye la mayor
parte de las estrellas y de la materia interestelar. Este disco está rodeado por una especie de
envoltura, el halo galáctico, que consiste en una distribución más tenue y aproximadamente
esférica de cúmulos estelares, casi desprovista de gases y polvo.
El disco de nuestra Galaxia tiene un diámetro de unos 100, 000 años luz (unidad de
medida equivalente a la distancia que recorre la luz durante un año, es decir 300, 000 kilómetros
por segundo durante todo un año y que responde aproximadamente a 9.5 billones de kilómetros).
Cúmulos estelares
Los cúmulos estelares son agrupaciones de estrellas dentro de una misma galaxia que se
ha formado en una misma región del espacio aproximadamente en una misma época. Dentro de
un cúmulo, las diferencias que existen entre sus estrellas son, básicamente, de masa y de grado
de evolución (éste es tanto más avanzado cuanto mayor es la masa de la estrella).
Al igual que las galaxias, los cúmulos presentan diversas estructuras. Los más compactos
y ricos en estrellas son los cúmulos globulares. Estos presentan una gran condensación central,
donde es imposible distinguir estrellas individuales, rodeada de una zona más dura que se
extiende hasta grandes distancias del centro.
Los cúmulos globulares, también llamados cerrados, son prácticamente esféricos. Se trata
de sistemas dinámicamente estables.
Cerca del plano medio de la galaxia, en la zona de los brazos espirales, las estrellas se
agrupan también en cúmulos, pero de formas muy irregulares. Son mucho menos ricos en
estrellas que los globulares y carecen en general, de condensación central importante. De ahí
que se los designe con el nombre de cúmulos abiertos o galácticos. En la actualidad se conocen
unos 500 cúmulos galácticos. Entre los más celebres se cuentan el de las Híades, el de las
Pléyades, el Pesebre, la Cabellera de Berenice, etc. Las estrellas de la Osa Mayor, que ocupan
una buena porción del firmamento pertenecen a un mismo cúmulo galáctico. Los cúmulos abiertos
son sistemas en formación no estabilizados desde el punto de vista dinámico, contienen nubes
de materia interestelar, y sus estrellas más luminosas son: super gigantes azules, de edades
inferiores a los 100 millones de años (la edad de nuestro Sol es de unos 4, 500 millones de años).
Brillo de estrellas.
Al describir los cúmulos estelares se ha hecho referencia a estrellas brillantes y tenues
estrellas azules y a estrellas rojas. Las estrellas se distinguen por su brillo y por su color; estas
dos características, junto con su posición en el firmamento son la más directamente accesible a
la observación y, por tanto, las que desde un principio se han tomado como base para su
clasificación. El brillo de una estrella depende a la vez de su luminosidad (es decir, de la energía
total emitida desde su superficie por unidad de tiempo) y de su distancia a nosotros, mientras que
el color depende de la temperatura de su superficie.
El Almagesto, un catálogo que incluye 1, 020 estrellas, llegado a nosotros en la versión
de Ptolomeo (150 d. C.), las estrellas están clasificadas por magnitudes, de primera a la sexta. El
procedimiento para realizar esta clasificación se basa en una estimación bastante subjetiva que
permite establecer si una estrella es más o menos brillante que otra por comparación visual. Así
las estrellas de primera magnitud serán las más brillantes; las seguirán en orden de brillo las de
segunda magnitud y así sucesivamente hasta la sexta, cuyas estrellas son las últimas visibles
por el ojo humano normal sin la ayuda de instrumentos.
En la actualidad, las magnitudes se determinan sobre placas fotográficas; para ello es
necesario establecer patrones por medio de un grupo de estrellas cuyas magnitudes se hayan
determinado muy cuidadosamente. Así, en 1917, Leavitt publicó un trabajo en el que daba las
magnitudes de 96 estrellas próximas al polo ártico, desde la magnitud 2.7 (la de la Estrella Polar)
hasta la 21.1. Tras sucesivos perfeccionamientos, este sistema fue adoptado definitivamente
como patrón fotométrico internacional durante el primer congreso de la Unión Astronómica
Internacional (UAI), celebrado en Roma en el año 1922.
Las placas fotográficas son más sensibles al azul que el ojo humano; por ello, la escala
de magnitudes fotográficas difiere de la visual. Con la intervención de placas más sensibles al
amarillo (ortocromáticas), ha sido posible obtener magnitudes casi idénticas a las visuales, las
magnitudes foto visuales. La diferencia entre ambas, para una misma estrella, constituye el
llamado índice de color de ésta.
Dimensiones y masas de las estrellas
El tamaño de una estrella depende tanto de su masa como de la etapa de su evolución.
El radio puede variar desde unos pocos kilómetros hasta unas mil veces el del Sol (es decir, hasta
unos 700 millones de kilómetros); su valor mínimo corresponde a estrellas en la última etapa de
la evolución, y el máximo, a estrellas rojas muy poco densas, cuya superficie se ha dilatado
extraordinariamente. Se calcula que el Sol pasará por esta etapa dentro de unos 5, 000 millones
de años: la Tierra quedará entonces englobada en su masa.
Los radios estelares no pueden medirse a partir del tamaño de las imágenes, tal como las
vemos desde la Tierra, ya que prácticamente todas las estrellas aparecen como puntos, incluso
observadas con los instrumentos más potentes.
En el mayor de los casos, lo que se hace es determinar la temperatura efectiva por el
estudio del espectro y, a partir de ésta y de la luminosidad, obtener el valor del radio.
¿Cómo podemos conocer la masa de una estrella? El estudio de su espectro ¡los
suministra de información sobre el valor de la aceleración de la gravedad en su superficie; si,
además, se conoce el radio, el valor de la masa puede calcularse fácilmente. Pero las
determinaciones más precisas se llevan a cabo cuando la estrella no está aislada, sino que forma
parte de un sistema doble, es decir, de un conjunto de dos estrellas, relativamente próximas, que
giran en torno a un centro común. Las determinaciones de masas estelares con verdadera
precisión no son muy numerosas.
Las masas de las estrellas no pueden ser cualesquiera. Ti 801 es, en este respecto, una
estrella de las más representativas, no existen estrellas con masas cien veces superior a la del
Sol, ni inferior a una centésima de ésta. De hecho, ya es muy dudoso que haya estrellas de 50
masas solares; objetos de ese tamaño son inestables. Por otra parte, un astro con masa inferior
a algunas centésimas de la solar nunca llegará a generar luz propia.
Color y temperatura
Las sustancias emisoras de luz producen un espectro luminoso, cuyas características
dependen de la naturaleza y temperatura del emisor y de la materia que la luz haya atravesado
antes de llegar al observador.
En Astrofísica, el espectro se observa provocando la dispersión de la luz (recogida
primero mediante un telescopio o un anteojo) con un instrumento adecuado. De este modo se
obtiene una imagen brillante, continua cuya coloración va variando desde el rojo hasta el violeta
(las intensidades de los distintos colores dependen de la temperatura de la estrella). Sobre ese
fondo aparecen rayas oscuras debidas a la absorción de la luz por diversas sustancias y también
rayas más brillantes que corresponden a la emisión de luz por alguna de ellas. Tales rayas
pueden identificarse por la zona del espectro en que aparecen; su presencia y sus intensidades
se relacionan con la temperatura reinante en la superficie de la estrella, y permiten además
obtener información sobre los elementos o compuestos químicos existentes en la misma.
La clasificación de las estrellas por sus espectros ha llevado al establecimiento de los tipos
espectrales, en los que se agrupan las estrellas en función de las rayas de absorción y de emisión
observadas. La clasificación más antigua es la Secchi (1868), que definió cuatro categorías de
estrellas.
Estrellas azules y blancas, cuyo espectro contiene pocas rayas producidas por metales.
Estrellas amarillas (como el Sol): sus espectros contienen numerosas rayas debidas a
metales.
Estrellas rojas o anaranjadas, cuyos espectros contienen anchas zonas de absorción
(bandas) debidas a moléculas, bandas que se atenúan hacia su extremo más rojo.
Estrellas rojo rubí: anchas bandas de absorción moleculares, que se debilitan hacia el
violeta.
En la actualidad la secuencia universalmente aceptada comprende ocho tipos: 0, 13, A,
F, G, K, M, C, desde las estrellas más calientes a las más frías. Las estrellas O y B son azules;
las A, blancas; las P, G y K, de amarillas a amarillo anaranjadas, en ese mismo orden y las M y
C rojas.
Entre 1930 y 1950, el estudio más detallado de las rayas determinó la necesidad de
establecer un segundo parámetro de clasificación dentro de cada tipo. Por ello se introdujo la
división de clases (I, II, III, IV y V).
Así como la clasificación por tipos corresponde, en líneas generales, a una ordenación
por temperaturas, el reparto en clases refleja una clasificación por presiones. Así, el Sol es una
estrella del tipo G2 y de la clase V. Esta última corresponde a las estrellas que en el apartado
siguiente llamaremos de la secuencia principal. Las demás clases son: IV (sub gigantes), III
(gigantes brillantes), II (super gigantes menos brillantes), y la (super gigantes).
La materia.
El espacio exterior a la Tierra, al Sistema Solar, a nuestra Galaxia, no está vacío: lo surcan
desde las más pequeñas partículas hasta grandes asociaciones de estrellas y de galaxias. Todo
este inmenso conjunto que constituye el Universo no está nunca en reposo: en él se producen
cambios continuos. Algunos son sumamente lentos, pueden durar incluso millones de años
radicales, los cuales se producen, a veces, en unas pocas fracciones de segundo. La Tierra
contiene tan sólo una ínfima porción de la materia que forma el Universo; ésta se extiende desde
nuestro planeta hasta las mayores distancias conocidas.
La multitud de objetos que constituyen el Universo, las relaciones entre los mismos y las
causas de sus cambios, cada día se conocen más a fondo. Esto se debe a la unidad fundamental
del Universo, a su carácter material: las leyes físicas que rigen el comportamiento de la materia
de la Tierra son válidas también en el centro del Sol y en las galaxias más lejanas. Hoy gracias a
los progresos de la Astrofísica, conocemos mejor lo que ocurre en el interior de una estrella que
lo que sucede a centenares de kilómetros bajo la superficie terrestre.
Nota: Extraído de las páginas 19-50 del libro “Estrellas cúmulos y galaxias” tomo 34 de la
“Biblioteca Salvat de Grandes Temas" por Salvat Editores S.A., España 1973.
Por último, te anexamos una tabla de referencia 1, con los atributos que caracterizan al
contenido del texto 2 y que utilizarás, para la elaboración de la práctica.
Tabla de referencia 1.
Parámetros del documento:
Papel carta y orientación tipo retrato.
Margen izquierdo: 2 cm.
Márgenes, superior, derecho e inferior de 1.5 cm.
Título del artículo:
Fuentes: Roman, 16 puntos, negritas, subrayada.
Tipo de justificación: izquierda.
Título de los temas:
Fuente: Arial, 12 puntos, negrita y cursiva.
Tipo de justificación: centrada.
Espaciado anterior: 12 puntos.
Espaciado siguiente: 12 puntos.
Texto:
Fuente: Arial, 11 puntos, normal.
Sangría: 1.5 cm en la primera línea.
Interlineado: Sencillo.
Tipo de justificación: justificada.
Nombre de los cuerpos estelares:
Fuente: Arial, 11 puntos, cursiva.
Nombre de los científicos:
Fuente: Arial, 11 puntos, cursiva y negrita.
Expresiones entre paréntesis:
Fuente: Arial, 11 puntos, cursiva.
Palabras de la lista:
Fuente: Arial, 11 puntos, cursiva, negrita y subrayada.