TEORÍA DE LAS CUERDAS

Postula que los ingredientes más básicos de la naturaleza no son partículas sin dimensión matemática, sino diminutos filamentos unidimensionales llamados cuerdas. La teoría de cuerdas amalgama las teorías de la relatividad general de einstein con la mecánica cuántica.

Las cuerdas cósmicas son finas líneas de material primordial con una densidad de energía extraordinaria, que se desplazan a velocidades relativistas y curvan el espacio que las rodea a su paso. Son capaces de generar concentraciones de materias para la formación de grandes estructuras astrofísicas, perturbas estas estructuras generando velocidades de deriva, hasta curvar rayos de luz procedentes de cuásares o galaxias distantes.

El Gran Colisionador de Hadrones (LHC, por sus siglas en inglés) es el mayor acelerador de partículas del mundo. En este experimento, los físicos del Laboratorio Europeo de Física de Partículas (CERN) hacen chocar entre sí partículas subatómicas (principalmente protones, uno de los constituyentes del núcleo del átomo) en puntos seleccionados donde se ubican grandes detectores (ATLAS, CMS, LHCb y ALICE). Estos registran las partículas resultantes de las colisiones para estudiar los elementos que componen la materia de la que está hecha el Universo, incluidos nosotros mismos, y sus interacciones.

Situado en la frontera franco-suiza cerca de Ginebra, el LHC es un anillo de 27 kilómetros de circunferencia ubicado a 100 metros bajo tierra. Es una de las máquinas más complejas construida nunca: sus 9.300 imanes superconductores, fundamentales para hacer girar los haces de partículas a velocidades cercanas a las de la luz, deben refrigerarse a una temperatura inferior a la del espacio exterior (-270 grados centígrados, cerca del cero absoluto); el interior del anillo es el lugar más vacío del Sistema Solar (10-13atmósferas) para evitar que las partículas colisionan con moléculas de gas; y cuando las partículas colisionan entre sí se generan temperaturas 100.000 veces más calientes que el interior del Sol.

Tras su inauguración en 2008, el LHC comenzó su actual periodo de funcionamiento a finales de 2009. A finales de marzo de 2010 alcanzó los 7 teraelectronvoltios (TeV) de energía de colisión entre partículas, la mayor registrada en un experimento de este tipo. En 2013-2014, el LHC se encuentra sometido a tareas de mantenimiento y actualización durante su primera parada técnica larga. A partir de 2015 volverán a producirse colisiones en su interior, alcanzando gradualmente la energía para la que está diseñado, 14 TeV.

Es un circuito cerrado por la tecnología actual. Hacer un recorrido lineal requeriría varias veces los 27Km. que tiene el circuito cerrado, resultaría muy caro y sería inestable. En un acelerador de circuito cerrado se puede dar más empuje a las partículas sin tener que extender la longitud de su recorrido. El límite es la capacidad de hacer girar una partícula cargada a la que se entregó mucha energía. Se necesitan campos magnéticos muy intensos y los que usa el LHC son los más altos alcanzados con la tecnología actual. Una razón más prosaica es que el túnel ya existía desde hace años, y se construyó el mejor acelerador compatible con lo que ya estaba.

No se advierte que pueda haber peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayarán. El universo hace constantemente lo que hará el acelerador y no se han visto consecuencias catastróficas. Los rayos cósmicos que llegan a la Tierra y chocan con la materia de la atmósfera superior traen energías mayores, en algunos casos enormemente mayores. La diferencia es que en el acelerador se puede controlar el experimento y analizar con detalle lo producido.

EL BIG BANG

El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

3- Según la teoría del Big Bang, la expansión del universo pierde velocidad, mientras que la teoría inflacionaria lo acelera e induce el distanciamiento, cada vez más rápido, de unos objetos de otros. Esta velocidad de separación llega a ser superior a la velocidad de la luz, sin violar la teoría de la relatividad, que prohíbe que cualquier cuerpo de masa finita se mueva más rápido que la luz. Lo que sucede es que el espacio alrededor de los objetos se expande más rápido que la luz, mientras los cuerpos permanecen en reposo en relación con él.

A esta extraordinaria velocidad de expansión inicial se le atribuye la uniformidad del universo visible, las partes que lo constituían estaban tan cerca unas de otras, que tenían una densidad y temperatura comunes.

COSMOLOGÍA

En el s. XX la Cosmología está marcada por dos grandes avances: la teoría de la relatividad de Einstein, y la teoría inflacionaria. La relatividad unifica el espacio, el tiempo y la gravedad, y cambia la visión del tejido del Universo. La teoría inflacionaria plantea que el espacio se expandió rapidisimamente después del Big Bang.

Hoy, el estudio de la Cosmología se centra en la Física de Partículas. El principal instrumento de la Cosmología actual no son los telescopios, sino los grandes aceleradores de partículas. Buscan partículas que ayuden a resolver misterios como la composición de la materia oscura, qué pasó en los primeros momentos del Universo, o si existen otras dimensiones que no vemos.La Cosmología se ocupa científicamente de aspectos como la composición del Universo, su estructura, forma, origen, evolución y destino final. Para ello, se sirve de la observación astronómica y el conocimiento científico. Otras ciencias como la Astronomía, la Física y las Matemáticas son de gran utilidad para la Cosmología. Los avances tecnológicos son fundamentales en el desarrollo de la Cosmología moderna.

LA EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

La evolución de las estrellas

LAS ESTRELLAS MAS GRANDES DEL UNIVERSO

LAS ESTRELLAS MAS GRANDES DEL UNIVERSO

EJEMPLO DE OBJETO PELICUALAR

Objeto peculiar: Radiogalaxias.

Son grandes sistemas estelares que en una observación óptica no muestran fenómenos peculiares, mientras que observados a través de radiotelescopios se revelan cómo potentes fuentes de ondas de radio, hasta el punto de superar en millones de veces la potencia de las señales emitidas por nuestra Galaxia.

Parece que esta enorme emisión de radio tiene su origen en dos nubes de hidrógeno situadas a los lados y por fuera de la mayoría de las radiogalaxias.

De acuerdo con una teoría, intensos haces de electrones serían expulsados desde los núcleos de las radiogalaxias hacia las nubes de gas externas, donde se originaría una radiación del tipo Sincrotrón.

En el centro de algunas radiogalaxias se ha observado ópticamente un núcleo luminoso tan brillante como para emitir mucha más luz que el resto de la propia galaxia. Este núcleo, que muestra un fuerte desplazamiento de las rayas espectrales hacia el rojo, evidenciando una elevadísima fuga del objeto hacia los confines del Universo, ha sido bautizado por los astrónomos como Quásar.

RELACIÓN ENTRE LOS QUASARES Y LAS GALAXIAS

Los quasares son la variedad más llamativa y extrema de una familia que recibe el nombre de galaxias activas. Entre sus miembros figuran las galaxias Seyfert que son cien mil veces menos luminosas que los quasares y que pueden ser observadas a distancias relativamente cercanas, inferiores a los 600 millones de al. Los mecanismos que gobiernan su energía son similares a los del cuasar, pero la masa del agujero negro es más pequeña.

UN CUÁSAR

Un cuásar ó quásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible. Este es un cuerpo celeste similar a una estrella, que despide una gran cantidad de energía, pero que se caracteriza por ser muchísimo más brillante, emitiendo entre 100 y 1000 veces más luz que toda una galaxia. Los cuásares más distantes se encuentran a miles de millones de años luz de la tierra.

CARACTERÍSTICAS DE LA GALAXIAS

COLOR: Cuando nos referimos al color de las galaxias, por lo general estamos hablando de la población estelar. Las primeras galaxias, como por ejemplo las elípticas, no contenían ningún tipo de gas o polvo, lo que da como resultado que no se formen estrellas, lo cual provoca que la galaxia se vea dominada por un color rojizo, propio de este tipo de galaxias.

TAMAÑO: El tamaño de las galaxias se ve determinado por la medición de su extensión angular en el cielo y la determinación de su distancia real. También hay estudios que revelaron que el tamaño de las galaxias también puede ser medido mediante la cantidad de materia oscura que contienen.

LUMINOSIDAD: La luminosidad de las galaxias puede ser determinada midiendo su magnitud y combinandola con su distancia. En lo que respecta al tamaño, la determinación de la magnitud de las luminosidades es complicado, ya que es bastante difícil definir una localización precisa de lo que se podría llamar el "borde" de una nebulosa.Otro factor que complica la medición es el polvo cósmico, el cual puede disminuir la luminosidad considerablemente.

VÍA LÁCTEA

En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas.

Son sólo una pequeña parte de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Vía Láctea. Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa vía láctea en latín.

El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz del centro y unos 20.000 del extremo.

La Via Láctea és una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol.

Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.

No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.

La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.

NEBULOSA PLANETARIA

Su nombre se debe al astrónomo William Herschel.Las nebulosas planetarias se producen cuando una estrella gigante roja que ha agotado ya todo su hidrógeno expulsa sus capas exteriores y se puede apreciar una envoltura de gas que se va expandiendo poco a poco. Una vez expulsado, el gas de la nebulosa planetaria se expande y empieza a difundirse, siendo detectable durante unos treinta mil años, antes de que la envoltura gaseosa se haya expandido tanto que su material sea demasiado tenue para poder verse. En el centro de estas nebulosas puede observarse la estrella enana blanca, el objeto resultante de la estrella originaria.

MEDIO INTERESTELAR

En astronomía, el sistema solar, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar 3, lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.

La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda.

LAS ESTRELLAS VARIABLES

Las estrellas variables se pueden clasificar en dos grandes grupos:

	A) Variables extrínsecas
	B) Variables intrínsecas

Variables extrínsecas:

Las estrellas extrínsecas, no se pueden considerar como verdaderas variables, ya que la variabilidad de la luz es producida por causas físicas externas, ajenas a la propia estrella.

Este grupo es formado principalmente por variables eclipsantes, que tienen las siguientes características. Estrellas binarias que periódicamente se eclipsan cambiando de luminosidad por ese motivo. Todas las estrellas pertenecientes a este grupo son binarias espectroscópicas, es decir, que la presencia de la estrella secundaria solo se puede descubrir mediante el análisis de su espectro. En los espectros de estas estrellas se observa cómo las líneas se desplazan hacia el azul y hacia el rojo con el mismo periodo que las variaciones luminosas. Esto es el "Efecto Doppler" según el cual las líneas espectrales de una estrella se desplazan hacia el azul si la fuente se acerca al observador y hacia el rojo si se aleja, y tanto mayor es el corrimiento cuanto mayor es la velocidad del movimiento. Gracias a esto se deduce que la estrella es binaria: puesto que el plano orbital está apenas inclinado con respecto a nuestra línea visual, vemos que cada estrella en su movimiento orbital se acerca y se aleja de nosotros, y también debido a esto las estrellas se eclipsan mutuamente, de manera que la luz que procedía antes de las dos estrellas, procede ahora solo de una. Esta es la explicación de la variación de luminosidad en este tipo de estrellas. Dada la regularidad del movimiento orbital, los mínimos en la curva de luz se suceden puntualmente. Estos mínimos se producen cuando la estrella principal, más luminosa y caliente, es ocultada por la secundaria, menos luminosa y más fría. Entre dos mínimos de luz puede haber un mínimo secundario menos pronunciado que se produce cuando la estrella más luminosa oculta a la menos luminosa. Si la órbita es circular este mínimo secundario se produce justo en medio de los dos mínimos principales, si es elíptica, se produce cerca de uno de estos. Al igual que ocurre en los eclipses de sol en la binarias eclipsantes existen eclipses totales, anulares y parciales. No es que se pueda observar directamente, pero si deducir de la forma de la curva de luz en los eclipses parciales los mínimos son bastante bruscos, mientras que en los eclipses totales y anulares son achatados. El prototipo de variables eclipsantes es b Persei (Algol),  Las podemos dividir en tres grandes grupos:

·         Eclipsantes tipo b Persei
·         Eclipsantes tipo b Lyrae
·         Eclipsantes tipo W Ursae maioris

Variables intrínsecas:

Las variables intrínsecas son aquellas en que sus variaciones de magnitud se deben a cambios en la estructura interna de la estrella cuyas formas de manifestación son muy diversas.

Dentro de las variables intrínsecas se pueden considerara dos grandes grupos:

	·         A)Variables  intrínsecas pulsantes
	·         B)Variables  intrínsecas eruptivas

AGUJERO NEGRO

Un agujero negro u hoyo negro  es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada como para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella.

ESTRELLA DE NEUTRONES

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones.

EVOLUCIÓN ESTELAR

En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella

experimenta a lo largo de su existencia.

Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz

propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.

TIEMPO DE VIDA DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraer.

¿CÓMO SE ANALIZA EL INTERIOR DE AS ESTRELLAS?

Una estrella está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con pequeñas proporciones de otros elementos más pesados. Brilla debido a la gran cantidad de energía en forma de radiación liberada por las reacciones nucleares que se producen en su núcleo. La radiación y el gas de la estrella hacen presión hacia afuera equilibrando la fuerza de la gravedad del propio material estelar, y proporcionándole a su vez un aspecto esférico. En el interior de una estrella se producen ondas constantemente, muchas de las cuales llegan a la superficie haciéndola vibrar.

Ya tenemos pues un fenómeno físico -la propagación de ondas- que conecta el interior de una estrella con su superficie. Existe una rama de la Astrofísica llamada Sismología Estelar o Astrosismología, que estudia el interior estelar a partir del análisis de las ondas que se propagan por la estrella. Éstas, al contrario de las ondas sísmicas de la Tierra, no pierden su energía y están reflejándose continuamente dentro de la estrella.

ESTRUCTURA INTERNA DE LAS ESTRELLAS

En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

MASA DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.

La gran mayoría de las estrellas tienen masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100 veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.

¿A QUÉ SE DENOMINA DIAGRAMA Hertzprung - Russell?

Gracias a las medidas de magnitud absoluta y de temperatura de superficie, los astrónomos tenían una de las llaves de la comprensión de las estrellas .Hertzsprung y Russell se dieron entonces cuenta de que la gran mayoría de las estrellas se colocaban sobre una gran diagonal, llamada secuencia principal, que iba de las estrellas frías y poco luminosas a las estrellas calientes y muy luminosas. Además de esta banda, aparecían otras tres reagrupaciones. Dos grupos se encontraban sobre la secuencia principal, en luminosidades más fuertes, el grupo de las gigantes y el de las supergigantes. El tercer grupo estaba situado bajo la secuencia principal, en luminosidades más bajas, el de las enanas blancas. Estos cuatro grupos corresponden a etapas bien definidas de la vida de las estrellas.

CLASIFICACIÓN ESPECTRAL

Originalmente, los tipos espectrales fueron definidos por letras del alfabeto: A, B, C… Conforme avanzaba la clasificación, algunos tipos se refundieron, y con ellos sus letras. Posteriormente, los diferentes tipos espectrales pudieron asociarse a la temperatura de las estrellas y fueron ordenados en temperaturas decrecientes. De este modo, quedó la moderna serie de tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M. Esta serie ha sido recientemente extendida hacia temperaturas menores con dos nuevos tipos espectrales, el L y el T. Los tipos O tienen temperaturas superficiales de al menos 30 000 kelvin. Los tipos fríos llegan a temperaturas por debajo de 2000 K. Cada tipo espectral está dividido en diez subtipos que recibieron números del 0 (el más caliente) al 9 (el más frío).

La clase de luminosidad indica el tamaño de la estrella en comparación con estrellas de su mismo tipo espectral. Las clases de luminosidad se designan mediante números romanos: I, II, III, IV, V… A menor número romano, mayor tamaño de la estrella. Las clases I y II designan supergigantes, la clase III gigantes, la clase IV subgigantes y la clase V, las enanas de la secuencia principal. Menos utilizadas son las clases VI y VII, para designar a las subenanas y las enanas blancas.

¿CÓMO ES POSIBLE CALCULAR LA TEMPERATURA SUPERFICIAL DE LA ESTRELLA?

Mediante la aplicación de las leyes de la radiación es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta última: la de Wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas La ley de Wien presenta problemas debido al pequeño intervalo de longitudes de onda en el que es posible medir la energía que nos llega de los astros. La ley de Stefan-Boltzmann solo es posible emplearla cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. Tal vez sea la ley de Planck el método más utilizado para determinar temperaturas mediante los índice de color.

ASOCIACIONES

Los astrónomos han observado que en determinadas regiones de nuestra galaxia hay una acumulacion de estrellas azules. estos grupos se denominan asociaciones. Las asociaciones OB son grupos estelares muy dispersos cuyo núcleo es, un cúmulo abierto.

otro tipo son las asociaciones T, correspondientes a estrellas variables de tipo T, son prototipos de una clase de objetos cuyo brillo varía con el tiempo (estrellas variables).

Se trata de agrupaciones de corta vida que en menos de 107 años se desintegran completamente.

LOS CÚMULOS

Los cúmulos globulares son grandes, tanto en volumen como en número de estrellas, pudiendo llegar a tener cientos de miles de estrellas relativamente juntas entre sí. Algunos poseen tantas estrellas en su parte central (su forma aproximada es esférica) que parecen bolas luminosas cuyas estrellas en su núcleo parecen formar una sola masa compacta.

Los cúmulos abiertos sólo tienen algunos pocos cientos de estrellas y sus separaciones son más espaciadas que en los globulares. No presentan morfología esférica y es fácil distinguir sus estrellas individuales.

Existen diferencias algo más sutiles entre estos dos tipos de agrupaciones estelares. Los cúmulos abiertos contienen generalmente mucho gas y polvo interestelar, mientras que en los cúmulos globulares hay ausencia de gas y polvo. Las estrellas más brillantes de los cúmulos globulares son rojas, grandes y frías, y en los cúmulos abiertos suelen ser azules, pequeñas y calientes. Ampliaremos acerca de estas nociones más abajo, principalmente con la ayuda de los diagramas Hertzsprung Russell.

AGRUPACIONES ESTELARES

Se han encontrado concentraciones o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles a ojo desnudo, telescopicamente o a través de fotografías. El grado de concentración de estrellas es variable y sirve para distinguirlo entre sí.

Se considera que las componentes de estrellas doble y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros.

en los cúmulos estelares aparece visible de manera muy simple el proceso de evolución de las estrellas

Son grupos de estrellas caracterizados por:

• Pertenecer a la misma región del espacio

Todas las estrellas se hallan a la misma

distancia

• Tener la misma composición química

• Tener la misma edad (?)

• No tener la misma masa