GLOSSARI D’ASTRONOMIA

Forat Negre

Regió de l’espai el qual en el seu interior no pot escapar ninguna senyal, ni luminosa, nimaterial, a causa de la intensíssima atracció gravitatoria exercida per la materia que esta allà continguda.Alguns dels forats negres , els de massa estel.lar són el resultat del final catastrofic d’una estrella molt massiva, que implosiona després d’explotar com a supernova, mentre que els més massius que es creu que conformen el centre de lamajoria de les galaxies es poden formar mitjançant dos mecanismes per una lenta acumulació de matèria o per pressió externa.Segons la teoria de la relativitat general, qualsevol cos que la massa es comprimeixi fins adoptar un radi prou petit, es conevereteix en forat negre.

Any llum

Unitat de distancia que sutilitza en astronomia , equival a la distancia que recorre la llum en un any, el seu valor es pot trobar multiplicant 300000 km/s (velocitat de la llum) per 365 dies (durada d’un any) i per 86400 8segons que te un dia) el resultat es de 9460800000000 quilometres.

ASTEROIDES

Són cossos menors del Sistema Solar, majoritàriament compostos de silicats i metalls. La majoria d'ells són petits, d'alguns metres fins a les desenes de quilòmetres, i de formes molt

irregulars. Uns pocs arriben, diversos centenars o fins a mil quilòmetres de diàmetre.

Aquest és el cas de Ceres, el primer asteroide, descobert en 1801 per Giusseppe Piazzi.

Gairebé tots els asteroides es troben a la regió entre Mart i Júpiter coneguda com a cinturó principal. Aquest ha estat el primer anell de cossos menors conegut (el segon va ser el transneptunià).

En les primeres etapes de l'evolució del Sistema Solar es van formar milions de cossos de fins algunes centenes de km de diàmetre, a partir de l'agregació dels silicats i metalls que abundaven en la regió dels planetes terrestres. Mentre que els que es van formar a la regió interior a Mart es van agregar donant lloc als planetes terrestres, aquells que es van formar una mica més enllà de Mart no van poder agregar per formar un altre planeta. La proximitat de Júpiter modificar les seves òrbites de manera que en xocar entre si ho fessin a velocitats tan altes que, en lloc de agregar per formar un objecte major (com li va passar als objectes més interiors), els objectes es van anar trencant en trossos més petits

Malgrat el seu nom no hi ha cap relació entre les nebuloses planetàries i els planetes. El seu nom es deu a l'astrònom William Herschel qui al segle XVIII i portat per l'aparença sovint circular d'aquestes nebuloses les

va relacionar amb els discs planetaris. El nom, encara que pugui portar a equívocs, s'ha conservat al llarg dels anys. Les nebuloses planetàries es produeixen quan una estrella gegant vermella que ha esgotat ja tot el seu hidrogen expulsa les seves capes exteriors i es pot apreciar un embolcall de gas que es va expandint a poc a poc.

Nebuloses Planetaries

Es donen en el cas d'estrelles de mida mitjana, amb una massa entre una i vuit masses solars, i l'objecte romanent acaba per convertir-se en una estrella nana blanca. Abans d'esdevenir nana blanca, l'estrella gegant vermella passa per etapes d'inestabilitat en què expulsa quantitats apreciables de massa a velocitats d'uns vint quilòmetres per segon.

Un cop expulsat, el gas de la nebulosa planetària s'expandeix i comença a difondre, sent detectable durant uns trenta mil anys, abans que l'embolcall gasós s'hagi expandit tant que el seu material sigui massa

tènue per poder veure. Al centre d'aquestes nebuloses pot observar l'estrella nana blanca, l'objecte resultant de l'estrella originària.

La destinació del Sol és el convertir-se en nebulosa planetària i acabar els seus dies com una nana blanca. Dins de cinc mil milions d'anys el Sol esgotarà la seva reserva d'hidrogen i es convertirà en una estrella gegant vermella, expandint més enllà de l'òrbita de la Terra. Alguns centenars de milions d'anys després llançarà prop de la meitat de la seva massa, i des de sistemes estel · lars llunyans podrà observar una espectacular nebulosa planetària en el que abans era el sistema solar.

Púlsars

Després d'una explosió supernova l'objecte romanent col · lapsa sota el seu propi pes per efecte de la gravetat en haver esgotat ia tot el seu combustible nuclear que mantenia a l'estrella en equilibri. En un moment donat, quan la massa de l'estrella originària no excedeixi de 8 vegades la massa del Sol, el col · lapse s'atura i tota la massa queda constreta en un esfera de només diversos quilòmetres de diàmetre.

La pressió és enorme a l'interior i per conservació del moment angular, gira sobre si mateix a una gran velocitat. És el que es coneix com a estrella de neutrons. Quan a més l'atmosfera exterior d'aquest objecte compacte que conté gran quantitat d'electrons interacciona amb el camp magnètic es genera un feix de radiació, generalment en el rang de les ones de ràdio, que surt del púlsar en dos sentits diferents al llarg d'un eix. Quan aquest feix és interceptat pels radiotelescopis a la Terra es perceben polsos de ràdio cada pocs segons, que és el temps que triga un púlsar en rotar sobre si mateix.

Supernova

Una supernova és una estrella que, al final de la seva vida, es destrueix en una gran explosió que fa que s'incrementi la lluminositat de l'estrella de forma espectacular. Es veuen més comunament en galàxies distants, en la Via Làctia es té constància de molt poques supernoves. Són extremadament brillants, rivalitzant, per uns pocs dies, amb l'emissió de llum combinada de tota la resta de les estrelles a la galàxia. Atès que la majoria de les supernoves ocorren en galàxies distants, la seva brillantor aparent és molt feble, fins i tot per als grans telescopis. Ocasionalment ocorren en galàxies properes, i llavors és possible un estudi detallat de les seves característiques.

L'última supernova va ser vista en la nostra galàxia, la Via Làctia, el 1604 per Kepler. La més brillant des de llavors ha estat la supernova 1987A, en el Gran Núvol de Magallanes, una petita galàxia satèl · lit de la Via Làctia. Les supernoves es classifiquen en dos tipus. Les supernoves de tipus I resulten de la transferència de massa dins d'un sistema binari que consisteix d'una estrella nana blanca i una estrella gegant. Les supernoves de tipus II són, en general, estrelles massives individuals que arriben a la fi de les seves vides amb una formidable explosió.

L'empremta que deixa una supernova és visible durant molts anys. Les restes de l'estrella que acaba d'explotar s'expandeixen a gran velocitat arrossegant al seu pas tota la pols i el gas interestel · lar que troba al seu pas, creant-se unes extraordinàries estructures de nusos i filaments que es retorcen i es barregen mentre es desplacen pel espai. Són els anomenats restes de supernoves.

Estrelles binaries

Vivim en un sistema estel · lar d'una sola estrella: el sol això es tendeix a pensar que això és l'habitual. No obstant això, normalment no són les estrelles aïllades, sinó els sistemes dobles formats per dues estrelles o fins i tot els sistemes triples o múltiples d'estrelles que unides gravitatòriament orbiten al voltant d'un centre comú. Les estrelles binàries són associacions aïllades en l'espai de dues estrelles prou properes entre si com per formar un sistema en equilibri dinàmic.

Les estrelles binàries es classifiquen en tres tipus. D'una banda hi ha les binàries visuals ja que es poden veure separades a través d'un telescopi. Les binàries espectroscòpiques són sistemes dobles en què les estrelles estan tan pròximes una de altres que no es poden veure separades pel telescopi i el seu moviment ha de ser observat a partir del seu espectre mitjançant l'anomenada "Corba de velocitat radial".

Finalment, tenim les binàries eclipsants o fotomètriques, en què es pot observar les variacions de lluminositat del sistema perquè el pla de la seva òrbita és gairebé paral · lel a la línia d'observació des de la Terra el que permet observar els eclipsis que es produeixen quan un estel passa per davant de l'altra ja que això fa variar la seva magnitud total.

Quasars

A principis dels anys 60 del passat segle, els astrònoms tenien catalogats un bon nombre de fonts puntuals radioemissores descoberts durant els anys precedents amb els primers radiotelescopis, la naturalesa era desconeguda. No obstant això el seu aspecte puntual semblant al d'una estrella, va cridar quàsars, a partir de l'anglès "quasiestellar ràdio sources" (fonts de ràdio cuasiestelares).

Va ser el 1963 quan Maarten Schmidt en estudiar l'espectre del més brillant d'aquests misteriosos objectes, catalogat com 3C273, va observar que les seves línies d'emissió podrien explicar si s'acceptava que l'espectre d'aquests objectes presentava un gran desplaçament cap al vermell. Es va descartar així que es tractés d'objectes estel · lars ubicats en la nostra pròpia galàxia.

La característica més destacable dels quàsars és precisament el gran desplaçament cap al vermell del seu espectre, el que implica que es troba situat a distàncies enormes. D'altra banda, s'ha observat que, malgrat tot el seu grandària relativa és més aviat petit. Una mida petita unit a una gran llunyania implica que es tracta d'objectes amb una enorme lluminositat, arribant alguns a tenir més de 100 vegades la lluminositat d'una galàxia normal.

Avui dia l'opinió més acceptada pels astrònoms és que els quàsars són nuclis extremadament actius de galàxies molt llunyanes, alguns situats a més de 9000 milions d'anys llum, el que implica al seu torn una gran antiguitat, es tractaria per tant d'objectes molt vells que serien bastant comuns en un Univers relativament jove.

Big bang

Segons la teoria més acceptada sobre l'origen de l'Univers, aquest va sorgir d'una singularitat, és a dir un punt de densitat i temperatura infinites. A partir d'aquesta singularitat es va produir el "Big Bang" o gran explosió que va donar lloc al que es coneix com inflació durant la qual l'Univers es va expandir de manera inimaginable des d'una petita esfera fins dimensions colossals.

Després de la inflació van sorgir la força gravitatòria i altres forces fonamentals i van aparèixer les primeres partícules (electrons, quarks, gluons i neutrins). A mesura que l'Univers s'expandia i es refredava es van anar creant partícules nuclears més complexes.

Transcorreguts 100 segons des li Big Bang els neutrons i els protons van formar els primers nuclis d'hidrogen, heli i liti. Passats 380.000 anys des del Big Bang l'Univers es fa visible ja que a partir de llavors els fotons es poden moure lliurement per l'espai. L'Univers es va tornar transparent a la radiació. Aquesta radiació pot observar avui dia com Radiació Còsmica de Fons.

Dos mil milions d'anys després del Big Bang es formen les primeres estrelles al centre d'enormes núvols de gas. Aquestes estrelles posteriorment donaran lloc a les galàxies. El nostre sistema solar es va formar fa uns 5 mil milions d'anys.

Cap Canyaveral

Des de l'any 1950 és el principal centre de les activitats espacials dels Estats Units. Des del punt de vista geogràfic és un estret promontori que s'estén sobre l'oceà Atlàntic, a la costa de la Florida.

La seva activitat com a base de llançament per a míssils va començar el 24 juliol 1950 experimentant amb coets V2 modificats. El lloc era ideal perquè els llançaments es realitzaven en direcció est i els míssils podien així ser seguits amb facilitat en el seu ascens i caure al mar sense causar cap dany.

En l'actualitat, aquell promontori sorrenc està esquitxat de desenes de rampes de llançament i compta amb una atapeïda xarxa de carreteres que l'uneixen amb els diversos laboratoris i centres de control. L'àrea està controlada en part per la NASA, l'organisme espacial americà que s'ocupa dels programes espacials civils, i en part per la US Air Force, que organitza els militars.

El 1964 tota la zona és rebatejada Cap Kennedy, en honor del president americà John F. Kennedy assassinat l'any anterior. No obstant això, deu anys després, com a conseqüència de múltiples protestes, va ser novament anomenat Cap Canaveral i el nom de Kennedy només va quedar per al centre espacial de la NASA.

Ceres

És el més gran dels Asteroides o petits planestas i el primer a haver estat descobert, per Giuseppe Piazzi, director de l'observatori astronòmic de Palerm, l'1 de gener de 1801.

Té un diàmetre de 1.000 km i completa una volta al voltant del Sol cada 4,6 anys, a una distància mitjana de 413.800.000 km. Ceres, al màxim de la seva lluminositat aparent, tot just és visible a ull nu des de la Terra.

En la mitologia romana, Ceres era la deessa de l'agricultura. Ella i la seva filla Proserpina eren equivalents a les deesses gregues Deméter i Perséfone. La creença grega que la seva alegria al reunir-se amb la seva filla cada primavera feia que la terra produís fruits i grans en abundància va ser introduïda a Roma al segle V aC, i el seu culte es va tornar molt popular, sobretot entre els plebeus.

La paraula cereal deriva del seu nom. La seva festivitat més important, les Cerealia, se celebrava del 12 al 19 d'abril.

Mecànica celeste

És la ciència que estudia el moviment i les mútues atraccions gravitacionals dels cossos celestes a l'espai.

El seu naixement es pot fer coincidir amb la publicació per part d'Isaac Newton (16241727) dels seus Principia, és a dir amb la formulació de la teoria de la gravitació universal. Continuadors d'aquesta ciència van ser, al segle XVIII, el físic i matemàtic suís Euler, que va realitzar precisos càlculs sobre el moviment de la Lluna, dels planetes majors i dels estels, i el francès Clairaut que calcular lògica l'efecte pertorbador dels planetes sobre el col meta Halley.

Al segle següent, el descobriment més important a causa de la mecànica celeste és, sens dubte, la localització del planeta Neptú a partir de les pertorbacions mesures sobre Urà. El càlcul va ser realitzat independentment pels científics JC Adams i U. Leverner.

Els moderns desenvolupaments de la mecànica celeste permeten el càlcul de les trajectòries de les sondes parell l'exploració del sistema solar. Gràcies a l'ajuda dels ordinadors ha estat possible aprofitar el pas de les sondes al costat dels planetes per obtenir fantàstiques acceleracions i desviacions de ruta, que han portat a les sondes mateixes a cites successives amb altres cossos celestes.

Elipse

És un revolt que forma part de la família de les Còniques. Matemàticament, es tracta d'una corba tancada que s'obté en tallar un con amb un pla inclinat menys de 90 º respecte a la base, sense tallar-la.

L'el· lipse té la forma d'un oval més o menys aixafat i és l'òrbita típica dels objectes que giren al voltant d'un centre de gravetat com ho fan, per exemple, els planetes amb el Sol

Els planetes del sistema solar tenen òrbites el· líptiques amb una excentricitat molt petita, excepte Plutó

Bibliografia de les webs visitades per realizar el treball.

http://www.astronavegador.com/Big_Bang.htm

http://www.astronavegador.com/Nebulosas_planetarias.htm

http://www.sea-astronomia.es/drupal/sites/default/files/archivos/100%20Conceptos%20Astr.pdf

http://www.sea-astronomia.es/drupal/sites/default/files/archivos/100%20Conceptos%20Astr.pdf

https://www.google.es/search?hl=es&sclient=psy-ab&q=astronom%C3%ADa+conceptos&oq=astronom%C3%ADa+conceptos&gs_l=hp.3..0i30j0i8i30l2.405457.407572.2.407760.10.10.0.0.0.0.564.1443.7j2j5-1.10.0...0.0...1c.1.8.psy-ab.W35s3mdUzfM&pbx=1&biw=1366&bih=587&cad=cbv&sei=2ZNmUbvJCo2yhAe_ioGgCg

Anna Ruiz Pérez.

Chantal Garrido.