Estrella variable Cefeida - Wikipedia, la enciclopedia libre-Moz. Características[editar] Las cefeidas presentan modulaciones periódicas de luminosidad extremadamente regulares y, de las variables pulsantes, son las que presentan menores irregularidades en la duración del período de pulsación. Actualmente, se han observado más de 400 cefeidas en nuestra galaxia, en cúmulos globulares como M3, M13 (tres) o M92 (sólo una), y otras 1.000 se han identificado en las Nubes de Magallanes, dos galaxias muy próximas a la nuestra. Además, se han observado un número significativo de cefeidas en otras galaxias próximas (por ejemplo Andrómeda o M31, M101, etc). Las modulaciones de luminosidad que presenta durante todo el ciclo suelen estar comprendidas entre un mínimo de 0,35 y un máximo de 1,5 magnitudes, lo que corresponde a un incremento de cuatro veces el flujo de luz.
Una de las características principales que permite distinguirlas de otras estrellas variables es que la amplitud de la curva de luz varía según la banda del espectro visual en la que se observa. Inflación cósmica. Saros. Saros (o ciclo de saros) es un periodo caldeo de 223 lunas, lo que equivale a 6585,32 días (algo más de 18 años y 10 u 11 días) tras el cual la Luna y la Tierra regresan aproximadamente a la misma posición en sus órbitas, y se pueden repetir los eclipses. Por definición un saros son 223 meses sinódicos(S) (periodo de una Luna nueva a la siguiente). Conocido desde hace miles de años, es una manera de predecir futuros eclipses. Razones de la eficacia del periodo saros[editar] Es natural que un periodo que repita los eclipses sea un múltiplo de mes sinódico: 223S=6585,3211 días Pero el periodo debe llevar el Sol a los nodos, así que debe ser múltiplo del mes draconítico (D): 242D=6585,3567 días Pero las irregularidades del movimiento de la Tierra y especialmente de la Luna en su órbita son tan grandes, que ambos astros podrían estar alejados más de 9º. 239A=6585,5374 días Contenido de un Saros[editar] Referencias[editar] Volver arriba ↑ Gallo J. y A.
Véase también[editar] Inex. Libración - Wikipedia, la enciclopedia libre-Mozilla Firefox. La animación muestra un conjunto de vistas simuladas de la luna a lo largo de un mes Se denomina libración al conjunto de movimientos de oscilación que presenta el disco de la Luna con respecto a un observador ubicado en la Tierra. Se da la circunstancia de que la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en dar una vuelta completa en torno a la Tierra con respecto a un punto fijo (lo que se conoce como período sideral, que dura 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos). Eso hace que la cara vista desde la Tierra sea siempre la misma.
Esto significaría que un observador terrestre solamente podría conocer el 50% de la superficie lunar. Sin embargo, esto no es así. Aunque el movimiento de la Luna alrededor de su eje de rotación está sincronizado con su traslación alrededor de la Tierra, estas libraciones permiten a un observador terrestre ver diferentes imágenes de la superficie lunar en momentos diferentes. Tipos de libración[editar] Hay tres tipos de libración.
Día. Día solar medio[editar] Con la misma referencia, el Sol, se tiene el año tropical o año trópico, lapso que demora la Tierra en su movimiento anual. En un año trópico la Tierra da 365,242189 vueltas en torno a su eje y, por tanto, un año trópico dura 365,242189 días solares medios. Día sidéreo[editar] También llamado día sideral, es el lapso entre dos tránsitos sucesivos del equinoccio medio o, de manera equivalente, es el lapso entre dos culminaciones sucesivas de una estrella en el meridiano local. Para un observador determinado el día sidéreo comienza cuando el punto Aries atraviesa su meridiano. En un año trópico la Tierra da 365,242189 vueltas en torno a su eje respecto al Sol, pero respecto a las estrellas da una vuelta más: 366,242189.
Se puede obtener una aproximación suficientemente buena del valor del día sideral: 1 año trópico = 365,242189 días = 8.765,8125 horas1 día sidéreo = (8.765,8125 h/366,242189) = 23,9345 horas En astronomía observacional se utiliza el tiempo sidéreo. Donde. 1582. 1582 fue un año común, y habría comenzado en viernes de no haber estado vigente en determinado territorios solamente a partir del 15 de octubre. Acontecimientos[editar] 23 de marzo: en Datong (China), 350 km al oeste de Pekín, se registra un terremoto de 5 grados en la escala sismológica de Richter.
Se desconoce el número de víctimas.1 de mayo: en Pozzuoli 40°48′N 14°12′E / 40.8, 14.2, unos 15 km al oeste de Nápoles (Italia) sucede un terremoto de 5,1 grados en la escala Richter.26 de julio: en aguas de la isla Terceira (Azores) se libra la Batalla de la Isla Terceira entre una escuadra española al mando de don Álvaro de Bazán, y otra escuadra francesa al mando del almirante Philippe Strozzi, terminando con victoria para los españoles. Esta fue la primera batalla naval de la Historia en la que participaron galeones de guerra.En Europa se establece el calendario gregoriano. Arte y literatura[editar] Ciencia y tecnología[editar] Giordano Bruno: Compendio y complemento del arte de Lulio. Estrella. Generalidades[editar] Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente. Descripción[editar] Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08[1] y 120-200[2] masas solares (Msol).
Donde L es la luminosidad, la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva. [editar] Diagrama de Hertzsprung-Russell - Wikipedia, la enciclopedia lib. Diagrama de Hertzsprung-Russell. El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.
Fue realizado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes. Usos del diagrama gracias a Hertzsprung-Rusell[editar] El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es que la cantidad del eje vertical, la magnitud absoluta, no es observable directamente.
Diagrama teórico versus diagrama experimental[editar] Véase también[editar] Enlaces externos[editar] Estrella de Wolf-Rayet. Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares. Características y clasificación[editar] Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre de 25.000 - 50.000 K (en algunos casos incluso más), elevadas luminosidades, y son muy azules, con su pico de emisión situado en el ultravioleta. Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado -los cuales son relativamente escasos-. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipo espectral O y B, o bien, en unos pocos casos, un objeto colapsado como una estrella de neutrones o un agujero negro.
Descubrimiento[editar] Ó bien: