Astronomía

El espectro de radiación electromagnética es una banda ancha de longitudes de onda de radiación de rayos Gama a ondas de radio. Es una forma colectiva de todas las frecuencias de electro, radiación magnética. Los rayos de Gama tienen la longitud de onda más corta. Las ondas de Radio tienen el crédito de imagen de Onda más alto ces fau edu. Lee mas »

El espectro electromagnético es la colección de todas las diferentes longitudes de onda de la luz. En astronomía, la única información que obtenemos de otras estrellas y galaxias es en forma de luz. La radiación electromagnética es generada por el movimiento de partículas cargadas, como los electrones. Todas las partículas cargadas generan un campo eléctrico que impregna todo el espacio. Cuando estas partículas se mueven, crean una onda en su campo eléctrico. Luego, un campo eléctrico cambiante genera un campo magnético y se genera un fotón. Así Lee mas »

No hay una distancia exacta, ya que la órbita de la Tierra no es perfectamente circular. La Unidad Astronómica (UA) se basa en la distancia promedio de 1 UA = 149,597,870.7 km exactamente. La órbita de la Tierra es aproximadamente elíptica. La distancia del perihelio es de aproximadamente 147,098,000 km y la distancia de afelio es de aproximadamente 152,098,000 km. Se ha definido la Unidad Astronómica que se basa en la distancia promedio entre la Tierra y el Sol. La UA es ahora un estándar internacional y es exactamente 149,597,870.7 km. Lee mas »

El borde del universo observable se estima en 46.5 mil millones de años luz de distancia. El universo tiene 13.8 billones de años, por lo que uno podría esperar que el "borde" del universo esté a 13.8 billones de años luz, si la velocidad de la luz es lo más rápido posible. Sin embargo, el universo está creciendo de manera tal que el espacio mismo se está expandiendo, de modo que la luz que viaja hacia nosotros desde muy lejos es como bajar la escalera mecánica. Como tal, las cosas más distantes y teóricamente detectables en el universo se han alejado co Lee mas »

Fricción La fricción es una resistencia al movimiento. Los objetos que se mueven en el aire experimentan fricción. Un objeto que cae alcanzará una velocidad terminal donde la resistencia a la fricción con las moléculas de aire es una fuerza igual a la fuerza descendente de la gravedad. La fricción entre objetos sólidos dificulta el deslizamiento de un objeto por el suelo o el piso. Las ruedas y los lubricantes se utilizan para reducir la fricción y facilitar el deslizamiento de los objetos. Lee mas »

2.439xx10 ^ 16Hz, redondeado a tres lugares del decimal. La frecuencia nu, la longitud de onda lambda y la velocidad de la luz c están conectadas entre sí por la expresión c = nulambda. frecuencia nu = (3xx10 ^ 10) / (1.23xx10 ^ -6) = 2.439xx10 ^ 16Hz, redondeada a tres lugares de decimal. Lee mas »

Mi respuesta se basa en la suposición de que nuestro universo se extiende desde donde ocurrió el evento BB. La medición del satélite ESE Planck (2015) nos ubica 13.82 mil millones de años luz desde aquí. Constante de Hubble Ho = (distancia desde el centro BB) / (velocidad de expansión). El valor de Planck de 1 / Ho es de 13.813 millones de años. Mayor Ho da menor edad. Se espera consenso sobre el valor de Ho. Los métodos más antiguos relacionaban la distancia del cúmulo globular de estrellas más lejano a la edad de nuestro universo. Este método utiliza el tie Lee mas »

No hay una sola "estrella más lejana conocida". Sabemos de galaxias que están a miles de millones de años luz de distancia, que están formadas por estrellas, aunque no somos capaces de resolver estrellas individuales. Podemos resolver algunas estrellas individuales en galaxias que están a decenas de millones de años luz de distancia, y estas estrellas tienen números de catálogo oscuros. Pero también podemos ver novas y supernovas en galaxias mucho más distantes, que también son estrellas individuales muy distantes. Así que podemos ver grupos de estrellas Lee mas »

Una anomalía gravitacional El Gran Atrayente es una aparente anomalía gravitacional en el centro del Supercluster Laniakea, el superclúster en el que se encuentra la Vía Láctea. La Zona de Evitación, el centro de la Vía Láctea. Por lo tanto el brillo extremo de la luz oscurece la vista. La anomalía tiene una masa aparente miles de veces de la Vía Láctea que se concentra en un espacio mucho más pequeño. Estamos a unos 250 millones de años luz del Gran Atrayente y actualmente nos estamos moviendo a unas 370 millas por segundo hacia él. Lee mas »

Constelaciones zodiacales Son 12 números normalmente. 1 Aries 2 Tauro 3 Géminis 4 Cáncer 5Leo 6 Virgo 7 Libra 8 Escorpio 9 Sagitario n10 Capricornio 11 Acuario 12 Piscis Un poco de tiempo puede ir a una decimotercera constelación llamada Ophiucus. imagen pinterest.com. Lee mas »

5730 años Consulte aquí: http://mathcentral.uregina.ca/beyond/articles/ExpDecay/Carbon14.html Este es un resultado notable porque parece implicar que el carbono-14 debería haber desaparecido de nuestros billones de años. planeta. Sin embargo, los rayos cósmicos reaccionan constantemente con el nitrógeno en la atmósfera superior para regenerar el carbono-14, que luego circula hacia nosotros. Los organismos continuamente reponen su suministro de carbono-14 al extraerlo junto con otros isótopos de carbono de la atmósfera o de los alimentos, pero dejan de hacerlo cuando mueren. As&# Lee mas »

La galaxia más grande (y más masiva) que conocemos es la galaxia IC 1101 en el centro del cúmulo Abell 2029. En general, las galaxias más masivas son las galaxias elípticas en el centro de los cúmulos de galaxias, conocidas como BCGs (o las más brillantes Galaxias en racimo). En un grupo de galaxias, las galaxias tienden a caer en el centro, formando una galaxia muy masiva en el núcleo. Uno de los mayores BCG conocidos es la galaxia IC 1101 en el centro del cúmulo Abell 2029, que tiene una masa estelar de aproximadamente 100 billones (10 ^ 14) veces la del Sol. Podría haber Lee mas »

Un diagrama de Hertzsprung-Russell traza la luminosidad de las estrellas en función de la temperatura de su superficie. Son útiles para clasificar las estrellas y para encontrar la edad de los cúmulos de estrellas. El diagrama de Hertzsprung-Russell fue desarrollado independientemente por Ejner Hertzsprung y Henry Norris Russell. Hertzsprung representó la magnitud absoluta de las estrellas en función de su temperatura, mientras que Russell representó la luminosidad en función de la clase espectral. La mayoría de todas las estrellas aparecen en una franja que va desde la parte superio Lee mas »

Si theta está en medida en radianes, un arco circular, subtendiendo un theta de ángulo en su centro, es de longitud (radio) Xtheta Esta es una aproximación a su longitud de cuerda = 2 (radio) tan (theta / 2) = 2 (radio) (theta / 2 + O ((theta / 2) ^ 3)), cuando theta es bastante pequeño. Para la distancia de una estrella aproximada a unos pocos dígitos significativos (sd) solo en unidades de gran distancia como año luz o parsec, la aproximación (radio) X theta es correcta. Entonces, el límite solicitado viene dado por (distancia en estrella) X (.001 / 3600) (pi / 180) = tamaño d Lee mas »

Forma los planetas rocosos.La acumulación, la acumulación gradual de polvo, rocas y meteoritos en cuerpos cada vez más grandes, eventualmente crea planetas rocosos, siempre que no haya cuerpos gravitacionales mayores que detengan el proceso. Creó Mercurio, Venus, la Tierra y Marte, y suponemos que el cinturón de asteroides podría haber sido otro planeta si no fuera por la interrupción constante por la gravedad de Júpiter. Lee mas »

El factor clave que determina si un objeto es una estrella de neutrones o un agujero negro es su masa. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros tienen muchas similitudes. Son degenerados y ambos se forman cuando el núcleo de hierro de una estrella masiva se colapsa bajo la gravedad. Son pequeños y masivos y pueden ser girados y cargados. Ambos pueden emitir radiación. La clave para identificar si un objeto es una estrella de neutrones o un agujero negro es su masa. Si tiene una masa inferior a aproximadamente 3 masas solares, probablemente sea una estrella de neutrones. Si es más de 3 masas sola Lee mas »

El planeta más grande conocido hasta ahora parece ser Wasp-17b con un diámetro de 249,000 km, aproximadamente el doble que el de Júpiter pero con una masa significativamente menor. Wasp-17b tiene una densidad promedio muy baja, que se ha comparado con la de una copa de poliestireno. Otro planeta candidato más grande posible es HAT-P-32b, pero puede ser una enana marrón (Wikipedia) Lee mas »

El planeta solar más grande es Júpiter de tamaño (diámetro) 139822 km. El más grande en nuestra galaxia, la Vía Láctea, supuestamente es HD100546 b de tamaño aproximadamente 7 veces el de Júpiter. No hay datos ahora, para más allá de la Vía Láctea ... El exoplaneta HD 199546 b, orbitando alrededor de la estrella HD 1000546 en nuestra galaxia Hilky Way, se supone que es el exoplaneta más grande conocido. Es 6.9 veces más grande que el planeta más grande de Júpiter en nuestro sistema solar. Esta estrella está a unos 320 años luz de Lee mas »

La estrella se forma a partir de una enorme nube de polvo y gas. Debido a la gravedad. Cuando la presión y la temperatura del núcleo alcanzan los 15 millones, el hidrógeno comienza a fundirse y se produce helio. + Energía. después de 10 mil millones de años, la gravedad de la quema de hidrógeno se convierte en muchacha y se convierte en un gigante rojo. Las capas externas se hinchan de la forma de una nebulosa planetaria. teacherknoowledge wikispace.com. imagen,. Lee mas »

La estrella comenzará a colapsarse y se calentará un poco más. La envoltura exterior se expande causando que la temperatura caiga en la superficie, pero también aumenta el área de la superficie y, por lo tanto, la luminosidad de la estrella. Las estrellas pequeñas, como el Sol, sufrirán una muerte relativamente pacífica y hermosa que las verá pasar a través de una fase de nebulosa planetaria para convertirse en una enana blanca. Las estrellas masivas, por otro lado, experimentarán un final más enérgico y violento, que verá sus restos dispersos por el cos Lee mas »

El ciclo de vida de una estrella depende de su masa. Aunque todas las estrellas pasan por una secuencia principal, lo que sucede después es muy diferente para las estrellas pequeñas y grandes. Todas las estrellas "nacen" de una nube de gas y polvo llamada nebulosa. Comienzan como una protoestrella, un denso bolsillo de gas que se colapsa hacia adentro debido a su propia gravedad, calentándose a medida que se comprime hacia adentro. Se convierte en una estrella cuando la presión y la temperatura alcanzan un punto donde el hidrógeno en el núcleo de la protoestrella comienza a fundirse Lee mas »

Cuanto más pequeña sea la masa inicial de una estrella, más tiempo vivirá En las nubes de polvo y gases, nebulosa. Los átomos de hidrógeno forman una nube giratoria de gas y, finalmente, atraen más gas hidrógeno a la nube giratoria. A medida que gira, los átomos de hidrógeno comienzan a chocar entre sí y el gas de hidrógeno se calienta. Cuando esto llega a 15,000,000 ^ @ C, la fusión nuclear comienza y causa la formación de una nueva estrella o protoestrella. Una vez que una protoestrella forma su ciclo de vida es fijo. Estrella mediana gigante gigante o Lee mas »

La estrella se forma a partir de una nube de gas llamada nebulosa. Debido a la gravedad, la nube se colapsa para formar un prototipo del planeta. Cuando la temperatura aumenta a 15 millones, la estrella se fusiona y se convierte en una estrella. Continúa en la secuencia principal fusionando el hidrógeno con el helio. La estrella permanece en equilibrio. las salas y la presión de la fusión empujan hacia afuera ... Cuando el hidrógeno se termina, la estrella se convierte en una gigante roja. Luego se pierden las capas externas (forma una nebulosa planetaria). El centro se encoge a enana blanca. Image Lee mas »

Nebulosa - protoestrella - secuencia principal - supernova - estrella de neutrones - agujero negro La estrella más masiva (más de 10 masas solares) comienza como estrellas más pequeñas. Se forman a partir de gas y polvo en una nebulosa hasta que se condensa en una protoestrella, cuando comienza a calentarse y brillar. Entonces se convierte en una estrella de la secuencia principal que más tarde se convertirá en una gigante roja. Esto es cuando el tamaño inicial de la estrella comienza a importar realmente. Después de la fase gigante roja, las estrellas masivas experimentarán una Lee mas »

10 millones de años La esperanza de vida del sol, es decir, una masa solar es de 10 ^ 10 años. La relación entre la esperanza de vida T_e, en términos de la esperanza de vida del sol y su masa M en términos de masa solar es T_e = 1 / M ^ 2.5, por lo tanto, la esperanza de vida de una estrella de 16 masas solares es 1 / (16 ^ 2.5) xx10 ^ 10 años = 1 / 1024xx10 ^ 10 años = 0.0009766xx10 ^ 10 años = 9.766xx10 ^ 6 años o aproximadamente 10 millones de años Lee mas »

A la Tierra le quedan unos 5 mil millones de años. La duración de la vida de la tierra depende totalmente del envejecimiento del sol. Dentro de unos 5 o 6 mil millones de años a partir de ahora, el sol alcanzará un punto en el que su núcleo ya no podrá sostener la fusión nuclear, y se convertirá en un gigante rojo. Eso significa que es posible que el sol crezca lo suficiente como para engullir a la Tierra, pero incluso si no lo hace, la vida dejará de existir en la Tierra en algún momento durante el crecimiento del sol en un gigante rojo. Lee mas »

La litosfera es la "esfera" más externa de la Tierra sólida, formada por la corteza y la parte superior del manto. La litosfera es en gran medida importante porque es el área que la biosfera (los seres vivos en la tierra) habita y vive. Si no fuera por las placas tectónicas de la litosfera, no habría ningún cambio en la Tierra. Las placas tectónicas cambian debido a las corrientes de convección más abajo en el manto, y esto puede causar la formación de montañas, la erupción de volcanes y terremotos. Si bien esto puede ser devastador a corto plazo, los be Lee mas »

La capa exterior de la litosfera, mecánicamente rígida / sedimentaria, se rompe en placas tectónicas con límites convergentes, transformadores y divergentes. Estas placas se desplazan sobre roca interior semifundida. A lo largo de los límites de transformación, las placas tectónicas se deslizan una sobre la otra. La parte superior de la litosfera reacciona con la atmósfera, la hidrosfera y la biosfera dando como resultado la formación del suelo. Lee mas »

La litosfera, la capa rígida exterior de la materia rocosa de la Tierra que consiste en la corteza y el manto superior, está compuesta principalmente de silicatos. Los cuerpos rocosos al menos a lo largo de nuestro Sistema Solar son similares. La composición de silicato es inherente a la abundancia y reactividad química de los elementos. Según http://www.knowledgedoor.com/2/elements_handbook/element_abundances_in_the_solar_system.html, los diez elementos más comunes en el Sistema Solar son: Hidrógeno Helio Oxígeno Carbono Neón Nitrógeno Silicio Hierro Azufre Las rocas est&# Lee mas »

El gradiente geotérmico (tasa de cambio de temperatura) varía de la superficie al centro. Promedio de la litosfera: temperatura de la superficie de 15 grados centígrados en la parte superior y aproximadamente 1300 grados centígrados en la parte inferior. El espesor de la litosfera bajo el mar es de casi 200 km y esto es casi el doble de la capa debajo de la tierra. La tasa de aumento podría ser más lenta, bajo el mar. Lee mas »

La escala de magnitud se usa en astronomía para clasificar el brillo de las estrellas como se ve desde la Tierra. En 124 aC, las estrellas clasificadas por Hipparchus de 1 a 6 magnitudes ... Definió las estrellas más brillantes como primera magnitud y la estrella más débil que podemos ver a simple vista como la sexta magnitud. . En 1856, Norman Pogson le dio una explicación científica. Las estrellas de primera magnitud son 100 veces más brillantes que la estrella de sexta magnitud. Por lo tanto, cada magnitud es la quinta raíz de 100. Eso es 2.512. La imagen explica la magnitud Lee mas »

Una escala logarítmica para indicar el brillo de una estrella. Hace unos 2000 años, Hiparco hizo la idea de una escala. las estrellas más brillantes se llamaron magnitud 1. La mayoría de las estrellas débiles se denominaron magnitud 6. Así que una magnitud de 1 significa un aumento de brillo de 2.5 ... Esta escala funciona en orden inverso. Más cantidad menos el brillo. Aparecieron instrumentos electrónicos modernos y la escala se extendió en el lado negativo para objetos más brillantes. Entonces el sol es -26.73 Sirius -1.46 Canpopus (Carina) -0.72 Venus -4. Lee mas »

6 * 10 ^ 51 kg Una masa total de la materia visible de aproximadamente 6 * 10 ^ 51 kg La densidad de masa de la materia visible (es decir, galaxias) en el Universo se estima en 3 * 10 ^ -28 (kg) / m ^ 3 ^. El radio del universo visible se estima en 1.7 * 10 ^ 26 m. Más o menos 20 por ciento. Por lo tanto, puedes calcular la masa del universo. Referencia: http://people.cs.umass.edu/~immerman/stanford/universe.html Lee mas »

Una buena aproximación para calcular la distancia desde el sol es usar la primera ley de Kepler. La órbita de la Tierra es elíptica y la distancia r de la Tierra al Sol se puede calcular de la siguiente manera: r = (a (1-e ^ 2)) / (1-e cos theta) Donde a = 149,600,000 km es el semi mayor la distancia del eje, e = 0.0167 es la excentricidad de la órbita de la Tierra y theta es el ángulo desde el perihelio. theta = (2 pi n) /365.256 Donde n es el número de días desde el perihelio que es el 3 de enero. La ley de Kepler da una aproximación bastante buena a la órbita de la Tierra. En Lee mas »

La magnitud de la velocidad de escape varía un poco, en ambos sentidos, desde su promedio de 11,2 km / s. Depende de la hora y la ubicación de lanzamiento del cohete. Vea los detalles en la explicación. Mi discusión es sobre los cambios en el promedio, en relación con los matices en la aceleración orbital. Los cambios en la velocidad orbital se atribuyen a los cambios en esta aceleración. .. Los cambios en la aceleración orbital centrípeta son responsables de los cambios en la velocidad de escape. Podría reducir o aumentar la velocidad de escape. Hay máximos y mín Lee mas »

La mesosfera geológica es la parte sólida del manto de la Tierra entre la astenosfera y el núcleo externo. Las ondas sísmicas viajan más rápido hacia la mesosfera. La mesosfera también se usa en la clasificación atmosférica de capas. Es entre la estratosfera y la termosfera. De todos modos, la presión, la temperatura y la densidad son importantes en dichas clasificaciones. Es más fácil estudiar estas variaciones en la atmósfera, pero, debajo de la tierra y el mar, a pesar de que alcanzamos el máximo en el Everest por encima y nos sumergimos en la zanja d Lee mas »

La Discontinuidad Moho o Mohorovicic es un límite que separa la corteza del manto superior. La roca de la corteza de arriba y la roca del manto de abajo son rocas diferentes basadas en minerales de silicato. La Discontinuidad de Mohorovicic fue descubierta por Andrija Mohorovicic, un científico croata, en 1909 utilizando mediciones de ondas sísmicas. La roca del manto permite que las ondas viajen más rápido que la roca en la corteza, causando que las ondas sísmicas se refracten en el límite. Mohorovicic detectó las ondas refractadas, que finalmente regresan a la corteza debido a la f Lee mas »

Las discontinuidades entre las rocas de la corteza inferior y las diferentes pero relacionadas rocas del manto superior se llaman Moho. Estas discontinuidades, a profundidades de 30-60 km, entre la corteza inferior y el manto superior en las rocas relacionadas se revelan en el estudio de la propagación de Ondas sísmicas (sísmicas). El nombre de Moho es después del investigador de shock sísmico Andrija Mohorovicic Lee mas »

La Discontinuidad Mohorovicica marca un cambio en la composición de las rocas, desde el basalto en la corteza hasta los silicatos más pesados (peroidotita, dunita) en el manto. La naturaleza precisa del Moho no se conoce completamente. Pero el hecho de un cambio de composición es evidente a partir de las ondas sísmicas que viajan más rápido por debajo del límite que por encima de él. Consulte aquí: http://en.m.wikipedia.org/wiki/Mohorovi%C4%8Di%C4%87_discontinuity Lee mas »

La Discontinuidad de Mohorovicic es una discontinuidad en la composición de la roca sólida, pero de hecho es sólida en ambos lados. El "Moho", como a menudo se lo llama por brevedad, es el límite entre la corteza y el manto. Mientras que el manto tiene líquido más abajo, es sólido en la parte superior al igual que la corteza, pero con una composición mineral diferente. Detectamos esta discontinuidad en la roca sólida a partir de mediciones de ondas sísmicas, que muestran las ondas reflejadas y refractadas por la discontinuidad. Así lo descubrió Andrija M Lee mas »

La Discontinuidad de Mohorovicic es el límite entre la corteza terrestre y el manto. Fue descubierto por la refracción de las ondas sísmicas que pasan de una capa a la otra. Mientras estudiaba las olas del terremoto de la tierra después de un terremoto en 1909, Andrija Mohorovicic notó que la onda de los terremotos se refractó a cierta profundidad debajo de la superficie de la tierra. Esta refracción es muy parecida al cambio de dirección observado cuando las ondas de luz se mueven desde el aire hacia la superficie del agua. Mohorovicic dedujo de sus observaciones que hubo un cambio Lee mas »

El Moho, para la Discontinuidad de Mohovorovicic, es el límite entre la corteza y el manto superior. En promedio, hay unos 35 km de profundidad debajo de los continentes, 5-10 km debajo de los océanos. El Moho fue descubierto, a través de mediciones de ondas sísmicas, por el científico croata Andrija Mohorovicic en 1909. Vea a continuación un mapa de contorno de la profundidad del Moho. Fuente: http://en.m.wikipedia.org/wiki/Mohorovi%C4%8Di%C4%87_discontinuity# El mapa está vinculado a un artículo de Wikipedia. Lee mas »

Después de la formación del Sistema Solar hace unos 4.600 millones de años, un objeto del tamaño de Marte golpeó la Tierra. Se lanzaron al espacio capas externas de la Tierra. Estos restos se unieron para formar la Luna en órbita alrededor de la tierra. La densidad de la Luna es casi la de la capa terrestre. La luna no tiene mucho hierro. El objeto se nombra como Theyya .. Lee mas »

F = m * a, entonces realmente hay un rango infinito de fuerzas. El poder generalmente se considera como fuerza sobre la distancia, por lo que nuevamente habrá una diferencia entre las distancias galácticas y las nucleares. Por ejemplo, puede pensarse que la gravedad es poderosa porque su alcance realmente no tiene límite (solo disminuye). Pero las fuerzas de enlace nuclear son mucho más poderosas en el sentido de la energía contenida en ellas. Sin embargo, solo tienen un efecto a distancias sub-microscópicas. Si me permite una digresión filosófica con una definición de "fue Lee mas »

V616 Monocerotis alrededor de 2800 años luz. Como los agujeros negros no emiten radiación, son completamente invisibles y no hay una manera fácil de verlos en el cielo. Sin embargo, se cree que cada galaxia grande tiene un agujero negro masivo en su centro y, por lo tanto, hay uno en el centro de nuestra vía láctea, a unos 27000 años luz de distancia y luego en la galaxia de Andrómeda, es decir, a unos 2.5 millones de años luz de distancia. Sin embargo, el agujero negro más cercano conocido es el V616 Monocerotis, más conocido como V616 Mon, con una masa solar de aproximada Lee mas »

El sistema de estrellas más cercano está a unos 4.3 años luz de distancia. Como tenemos el sistema solar, al igual que el sistema, hay un sistema de estrellas más cercano, Alpha Centauri. Tiene tres estrellas: Proxima Centauri α Centauri A α Centauri B Todas están a unos 4.3 años luz de distancia. Lee mas »

La hipótesis nebular fue propuesta por el filósofo Emanuel Kant para explicar cómo podría haberse producido el sistema solar actual. Emanuel Kant visualizó una nube de polvo que giraba o nebulosa que se unía en los planetas y el sol del sistema solar. Esta es una hipótesis porque no hay evidencia para componer la teoría. La idea de que la nube de polvo existía y formaba el sistema solar era un intento de explicar el origen del sistema solar por causas naturales. La evidencia empírica está en contra de la hipótesis de la nebulosa. Los planetas tienen solo el 1% de Lee mas »

Gigante rojo. Después de la etapa de la secuencia principal en la que una Estrella quema su Hidrógeno en Helio, la Estrella se reacomoda, expandiendo sus capas externas y reduciendo su núcleo convirtiéndose en un Gigante Rojo. En la etapa de Gigante Rojo, la Estrella es lo suficientemente densa como para quemar Helio en Carbono, ya que la fusión de Helio con Carbono requiere una reacción de fusión triple, ya que el Helio primero se fusiona para formar Berilio y el Berilio es muy Inestable, por lo que la Estrella debería ser lo suficientemente densa como para Soporta suficientes reacc Lee mas »

Polaris es la estrella más cercana a la tierra en la dirección del polo norte. Es el alfa de la ursa menor.también conocido como estrella del norte. Está en la constelación de Ursa minor. En realidad, es un sistema estelar triple, pero consideramos que el polaris A es más brillante. Es 4,5 veces la masa del Sol y 37,5 veces el radio del Sol. Es una variable cefada. [Ingrese la fuente de la imagen aquí] [ingrese la fuente de la imagen aquí] Es utilizado como buscador de direcciones por los viajeros para encontrar el Norte. () Crédito de la imagen de Earth Sky .org. Lee mas »

Un agujero blanco. Los agujeros negros son objetos astronómicos que atraen la luz y la materia debido a su inmensa atracción gravitacional. Por lo tanto, lo opuesto a esto sería un agujero blanco que, en lugar de dibujar en la materia, expulsaría la materia en su lugar. Teóricamente, estos objetos son imposibles porque la adición de materia al universo aumentaría en la entropía, y esto violaría la primera ley de la termodinámica, que establece que la energía de un sistema debe permanecer constante. Lee mas »

De mayor a menor son: Universo, galaxia, sistema solar, estrella, planeta, luna y asteroide. Vamos a describirlos de menor a mayor. De hecho, el orden de tamaño no es exacto ya que hay excepciones. Un asteroide es un cuerpo rocoso que se encuentra en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. Suelen ser objeto bastante pequeño. El asteroide más grande de Ceres ha sido reclasificado como un planeta enano. Una luna es típicamente un cuerpo rocoso que está en órbita alrededor de un planeta. Algunas lunas como nuestra Luna son bastante grandes y, por lo general, son más grande Lee mas »

O, B A F G K M Un mnemónico para recordar este pedido es: ¡Oh! Chico - la bandera americana besó suavemente la luna. Clasificación espectral / diagrama de temperatura ia adjunto. Crédito de la imagen Astro uu se. Lee mas »

Hierro líquido y níquel Tiene un espesor de aproximadamente 2,300 km, equivalente a 1,300 millas, como puede ver en la imagen. Se encuentra entre el núcleo interno y el manto. http://extension.illinois.edu/earth/09.cfm?ID=09 Lee mas »

El ángulo de paralaje es el ángulo entre la Tierra en una época del año y la Tierra seis meses después, medido desde una estrella cercana. Los astrónomos usan este ángulo para encontrar la distancia de la Tierra a esa estrella. La Tierra gira alrededor del Sol cada año, de modo que cada medio año (seis meses) está en el lado opuesto al Sol desde donde estaba hace seis meses. Debido a esto, las estrellas cercanas parecerán moverse en relación con estrellas "de fondo" distantes. Se puede ver este efecto de conducción en el país. La mejor manera d Lee mas »

La fórmula de paralaje indica que la distancia a una estrella es igual a 1 dividida por el ángulo de paralaje, p, donde p se mide en arco-segundos y d es parsecs. d = 1 / p El paralaje es un método que utiliza dos puntos de observación para medir la distancia a un objeto observando cómo parece moverse contra un fondo. Una forma de entender el paralaje es mirar un objeto cercano y observar su posición contra una pared. Si mira con un solo ojo, luego con el otro, el objeto aparecerá para moverse contra el fondo. Debido a que sus ojos están separados por varios centímetros, cada oj Lee mas »

La paralaje es el desplazamiento angular aparente de un cuerpo espacial debido al desplazamiento de la posición del observador. A partir de ahora, la unidad para esta medida angular podría ser 1/1000 seg. La unidad para paralaje depende de la precisión del dispositivo utilizado para la medición. La pequeñez varía. Actualmente, el nivel de precisión es de hasta 0.001 seg = 0.00000028 ^ o. La paralaje se utiliza para aproximar distancias de cuerpos espaciales. Lee mas »

Perihelio = 147.056 millones de km. Aphelion = 152.14 millones de km. El perihelio ocurre cuando la Tierra está más cerca del Sol y Aphelion ocurre cuando está más lejos. Estas distancias pueden ser calculadas por las siguientes fórmulas. Perihelio = a (1 - e) Aphelion = a (1 + e) Donde, a es el Eje Semi-Mayor de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, también conocida como la Distancia Promedio entre el Sol y la Tierra, que es dada por 149 millones km. e es la excentricidad de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, que es aproximadamente 0.017 Perihelio = 1.496 x 10 ^ 8 (1 - 0 Lee mas »

La posibilidad de vida existente en Andrómeda es bastante alta. La galaxia de Andrómeda es masiva (más grande que nuestra Vía Láctea), por lo que tiene muchas más estrellas que la Vía Láctea, lo que aumenta las posibilidades de tener estrellas que albergan planetas habitables, que podrían tener vida en ellas. Así que la posibilidad de vida en Andrómeda es (bastante) alta. Lee mas »

Un parsec se define como la distancia a la cual una unidad astronómica subtiende un ángulo de un segundo de arco, la Tierra viaja 300,000 kilómetros en 6 meses. Esto se toma como la base. Crédito de la imagen CoolcosmosIPAC Caltecj edu. Lee mas »

"Me gusta" de la Tierra, si te refieres al mismo tamaño que el de la Tierra, que orbita alrededor de una estrella, probablemente haya muchos planetas. Pero si quiere decir por lo mismo que debería haber vida en él, bueno, no sabemos qué se necesita para que la vida aparezca en condiciones favorables de temperatura y la presencia de las moléculas requeridas. Los experimentos de Miller en 1952 solo demostraron que los aminoácidos podrían surgir en las circunstancias adecuadas. Pero no la vida. Cerca, pero no hay cigarro. Lee mas »

La probabilidad es del 99%. El universo es lo que los humanos quisiéramos llamarlo "interminable". Y hay millones de galaxias que contienen miles de planetas que se encuentran en la zona habitable de sus estrellas (en la zona habitable no es demasiado fría ni demasiado caliente para que exista la vida). Los científicos ya han observado muchos planetas en nuestra propia galaxia que se encuentran en la zona habitable. Eso significa que, si hay agua en esos planetas, es agua que fluye, el agua que fluye es necesaria para que exista la vida. Es bastante improbable que la Tierra sea el único planet Lee mas »

La forma prenatal de una estrella es nebulosa. Comprende principalmente nubes de polvo, hidrógeno y helio. Mientras se somete a condensación, aumenta la temperatura a favor de las estrellas. Comienza la fusión nuclear. Nace la estrella azul. Se requieren millones de años de vientos estelares de fuerzas gravitacionales para reunir y comprimir nubes masivas de hidrógeno hasta el punto donde la gravedad es lo suficientemente poderosa como para causar la fusión nuclear que designa una estrella. Lee mas »

La convección es uno de los mecanismos a través de los cuales un sistema alcanza el equilibrio térmico. Equilibrio térmico: se dice que un sistema está en equilibrio térmico si todas las partes del sistema están a la misma temperatura. Uno puede ver la temperatura como la concentración de energía térmica. Si la concentración de energía térmica no es uniforme, entonces la energía fluye desde las regiones donde está más concentrada (región de temperatura más alta) hacia las regiones donde está menos concentrada (región de temp Lee mas »

Comprender los procesos físicos más fundamentales del universo. Nuestra filosofía científica asume que TODAS las fuerzas físicas deben estar relacionadas porque necesariamente derivan del mismo evento o serie de eventos. Ya sabemos que lo que percibimos como fuerzas separadas en muchos casos es la forma en que esas fuerzas operan en escalas físicas diferentes. La mecánica cuántica no viola la mecánica newtoniana, pero aplica fuerzas similares en una escala atómica, en la que la mecánica newtoniana es inadecuada. De manera similar, puede resolver problemas comunes de ma Lee mas »

36 mil veces. La distancia entre nosotros y Andrómeda (supongo que te refieres a la galaxia) es de 2.537 millones de años luz. La distancia entre nosotros y el objeto más remoto observado es El diámetro del universo observable es de 91 mil millones de años luz. Entonces la relación es 91000 / 2.537 aproximadamente 35869. Entonces, el universo es 36 mil veces más grande que la distancia entre nosotros y Andrómeda. Lee mas »

Un poco negativo, así que en realidad es un blueshift. La galaxia de Andrómeda se está moviendo hacia nuestra galaxia y debido a su colisión en aproximadamente 4,5 xx 10 ^ 9 años. Lee mas »

El desplazamiento al rojo de la superficie de CMB se debe a la expansión del universo. Recuerde que el espacio se expande constantemente en todos los puntos (como la superficie de un globo que se está inflando). Si está familiarizado con el efecto Doppler, entonces sabe que para un observador estacionario y un objetivo en movimiento, la frecuencia del objetivo observado cambiará si el objetivo se está moviendo hacia o desde el observador. En el caso de que se aleje del observador, la frecuencia disminuirá. Esto es equivalente a decir que la longitud de onda aumentará (ya que la frecuencia Lee mas »

La longitud del nodo ascendente y el argumento del perihelio son dos de los seis elementos orbitales necesarios para describir una órbita. La órbita de un planeta, luna u otro cuerpo requiere seis parámetros para describirlo. Estos se conocen como elementos orbitales o elementos Keplerianos después de que Johannes Kepler, quien primero describió las órbitas con sus tres leyes. Los dos primeros elementos y la excentricidad e y la distancia del eje semi-mayor a que describe la forma de la elipse. La primera ley de Kepler establece que las órbitas son elipsis. Para describir los otros elemen Lee mas »

El movimiento de las placas tectónicas da lugar a la formación de terremotos, formaciones montañosas y volcanes. Se piensa que los movimientos de la placa son causados por el movimiento de corrientes de convección de magma líquido y semilíquido en el manto. El magma es lo que forma los volcanes. Los límites divergentes de la tectónica de placas son roturas en la corteza que permiten que el magma en el manto salga a la superficie formando volcanes como el Monte Kenia y el Kilimanjaro, islas volcánicas como Islandia y las cordilleras del medio océano. Cuando el manto se muev Lee mas »

Para las estrellas en su secuencia principal, a medida que aumenta la masa estelar, también lo hacen el diámetro, la temperatura y la luminosidad. La relación se representa en el diagrama de Hertzsprung-Russel. En el diagrama H-R que se muestra a continuación, el brillo (luminosidad) se presenta en el eje y, y la temperatura en el eje x (de derecha a izquierda). La secuencia principal es la población de estrellas mostrada en diagonal desde la parte superior izquierda a la inferior derecha. El brillo aumenta claramente con la temperatura, y con cualquier objeto incandescente (que brilla intensamente Lee mas »

El sol es una estrella en el centro del sistema solar. Es 1.3 millones de veces el volumen de la Tierra. La Tierra orbita al Sol en 365.242 días. 8 planetas orbitan alrededor del Sol. La Tierra es el cuarto planeta desde el Sol. La Tierra tiene un satélite natural que orbita la Tierra, que llamamos Luna ... La Luna es solo 1/3 del tamaño de la Tierra. foto moonlink.inform. Lee mas »

Vea la explicación de algunos pensamientos ... Creo que el término "repetir la teoría del universo" podría tener varias interpretaciones diferentes. Veamos un par de posibilidades. Supongamos que la naturaleza del universo es tal que dejará de expandirse y eventualmente experimentará una "gran crisis". Supongamos además que tal "gran crisis" será seguida automáticamente por otro "big bang" con la misma cantidad de materia / energía, etc. Podríamos llamar a esto una "teoría del universo que se repite", pero quiz Lee mas »

2.57 xx 10 ^ 13 Alpha Centauri es la estrella más cercana en la medida en que el conocimiento actual lo permite. Entonces, la distancia a Alpha Centauri es 25700 000 000 000. Poner este valor en notación científica implica mover el decimal al lado del último dígito a la izquierda (2) y multiplicarlo por una potencia de diez que hace que los números sean iguales. Hay 13 posiciones decimales desde dos hasta el último cero, por lo que el punto decimal se debe mover 13 veces o 10 ^ 13 Esto significa que 25700 000 000 000 = 2.57 xx 10 ^ 13 Lee mas »

No hay forma verdadera. Los agujeros negros son un objeto infinitamente pequeño, ya que son más pequeños que el tamaño de un átomo. Lo que a su vez significa que no tienen forma. Sin embargo, el área a la que afecta su gravedad es redonda porque se desplazan por igual en todas las direcciones. Lee mas »

A partir de ahora, el más cercano a la Vía Láctea es su satélite enano-galaxia, Canis Major. Este orbitador de la Vía Láctea está ahora en el otro lado a 70 K años luz. Las nubes de Magallanes alrededor de nuestra galaxia, la Vía Láctea (MW), albergan galaxias satélites enanas de MW. Como en 2003, la más cercana es la Gran Galaxia Enana Canis. Este orbitador de la Vía Láctea se encuentra ahora al otro lado del MW, a 70 K años luz (ly). Nuestro vecino, Andrómeda, se encuentra a una distancia mayor de 253 kilómetros desde MW. Referencia: htt Lee mas »

Dependería del agujero negro supermasivo. Nuestra capacidad para detectar incluso los agujeros negros es muy reciente y su naturaleza es principalmente conjetura, hipótesis. En cualquier caso, un agujero negro se mide en "masa solar". La mayoría van desde 10 hasta 100 masas solares. El súper agujero negro en el centro de nuestra galaxia tiene aproximadamente 4.3 millones de masas solares. - La referencia de la masa solar es nuestro propio sol. Lee mas »

La luna mide 3476 kilómetros de diámetro, o aproximadamente un cuarto del diámetro de la tierra. Así que el diámetro de la Tierra es de unos 12742 kilómetros. http://pics-about-space.com/moon-size-compared-to-earth?p=2 Lee mas »

Cero. No existe tal cosa como una fuerza gravitatoria. Newton describió la gravedad en términos de una fuerza. Sin embargo, es sólo una buena aproximación. La teoría general de la relatividad de Einstein describe la gravedad como una curvatura del espacio-tiempo en 4 dimensiones. Las curvas de masa del Sol espacio-tiempo. La Tierra no tiene ninguna fuerza que actúe sobre ella desde el Sol. Viaja a lo largo de una geodésica, que es la extensión del espacio-tiempo de una línea recta. La Tierra parece tener una órbita elíptica, pero de hecho es la proyección de la ge Lee mas »

¡Buena pregunta! aunque, lo que los científicos ven es solo una hipótesis ... Los científicos no saben el tamaño del universo. Simplemente imaginan que es infinito debido a la cantidad de estrellas y planetas que puede acomodar. Cada vez que un astrónomo mira el espacio a través de un telescopio, descubre una nueva galaxia, ¡probablemente cada hora! Lo que dices quizás sea correcto porque los científicos juzgan que el tamaño de las partes invisibles del universo es infinito. Cualquier afirmación determinada sobre el espacio es, en su mayoría, una hipótes Lee mas »

No es realmente significativo expresar el tamaño del universo en pies. Pero tiene 93 mil millones de años luz de tamaño (Wiki). Esto significa que si disparara un rayo láser desde el borde del universo conocido hacia el otro lado, la luz tardaría 93 mil millones de años en recorrer esta distancia. Expresar el tamaño del universo en pies no es significativo, ya que los pies son una unidad más útil cuando se miden cosas sobre el tamaño de una casa o una manzana. Otras unidades son más apropiadas para objetos más grandes, por ejemplo, la distancia entre ciudades o pu Lee mas »

Por favor vea a continuación Percibo su pregunta como "¿Cuál es el tamaño de nuestro universo?" En lugar de tamaño del universo observable. El tamaño del universo aún no está definido, algunos dicen que es infinito, mientras que otros sugieren que debe ser finito pero un valor extremadamente grande. Quizás, sepamos el tamaño del universo observable que es alrededor de 94 mil millones de años luz. color (oro) ("año luz es una unidad astronómica que se usa para medir distancias extremadamente grandes".) color (oro) ("año luz se ref Lee mas »

Es 4.3520 * 10 ^ 27 cm. y 8.6093 * 10 ^ 27 cm En realidad, el borde del universo está a casi 46 mil millones de años luz de distancia. El diámetro del universo es de 91 mil millones de años luz. Al convertir estos dos factores en centímetros, obtenemos: Borde del universo: 4.3520 * 10 ^ 27 cm Diámetro del universo: 8.6093 * 10 ^ 27 cm aproximadamente. Lee mas »

2,855,601,061,277,669,291,338,582,677.165 pies. O 2.855 "x" 10 ^ 27 "pies" No creo que entiendas la escala del Universo, pero: El universo observable tiene un diámetro de 92 mil millones de años luz, eso es 92,000,000,000. 1 Año luz es la distancia recorrida por la luz en 1 año y la luz viaja a aproximadamente 186 mil millas por segundo, o 983,781,341.35 pies por segundo. Eso es casi 984 millones de pies en solo 1 segundo. Una vez que comenzamos a multiplicar por 60 segundos, luego 60 minutos, luego 24 horas, luego 365 días para llegar a un año, el número se convierte Lee mas »

2.6 X 10 ^ 26 km = 0.26 billones de billones de km o más El universo es infinito-direccional. Suponiendo que el centro de nuestro universo está a 13.8 mil millones de años luz de nosotros, el tamaño es casi el doble. En km, esto es 27.6 X 10 ^ 9 ly = (27.6 X 10 ^ 6) (365.26 X 24 X 60 X 60) segundos luz (ls) = 8.7 X 10 ^ 17 ls = (8.7 X 10 ^ 17) (299792456 ) km = 2.6 X 10 ^ 26 km. Si hay más galaxias más allá de Milky May, el tamaño podría ser mayor. Lee mas »

El ciclo solar o el ciclo de actividad magnética solar es el cambio casi periódico de 11 años en la actividad del Sol (incluidos los cambios en los niveles de radiación solar y la eyección de material solar) y la apariencia (cambios en el número de manchas solares, erupciones y otras manifestaciones). ). Han sido observados por cambios en la apariencia del sol y por cambios vistos en la Tierra, como las auroras durante siglos. Los cambios en el sol causan efectos en el espacio, en la atmósfera y en la superficie de la Tierra. Si bien es la variable dominante en la actividad solar, tambi&# Lee mas »

¡Eso es un poco como preguntar cuál es la distancia entre ciudades! Pero, incluso las galaxias más cercanas a nosotros son del orden de unos 100 000 años luz a varias veces ese valor. ¡La distancia a otras galaxias en nuestro universo difiere inmensamente! Aquellos que están "muy cerca" de nosotros todavía están a 100 000 años luz de distancia o más. Ya que un año luz es de aproximadamente 9 billones de kilómetros, ¡estamos hablando de un largo camino! Sin embargo, el universo observable es mucho mayor que esto, y mide miles de millones de años Lee mas »

En la escala de 1 a 10 mil millones de km, la distancia de la estrella más cercana a Proxima Centauri en la constelación de Centaurus es de 13100 unidades de 10 B km = 8141 unidades de 10 B millas. La distancia de Proxima Centasuri = 4.246 años luz = 4.246 X 206264 , 8 AU = 875800.3408 AU = 875800.34o8 X 149597870.7 km = 1.31017866 E + 14 km. Aquí, 1 unidad = 10 mil millones de km = 1. E + 10 km. Por lo tanto, Proxima Centauri está a una distancia de 1.31017866 E + 14 km / 1. E + 10 = 13100, en la nueva unidad = 1. E + 10 km = 8141 unidades de 10 B millas. Como la distancia conocida 4.246 ly tiene Lee mas »

1 de enero big bang. 11 DE FEBRERO DE 2016 POR THREEPOINTEIGHTBILLIONYEARS.COM (3.bp.blogspot.com) (3.bp.blogspot.com) En su calendario (las fechas de la versión de Wikipedia), el Big Bang tiene lugar el 1 de enero, el Milky El camino toma forma alrededor del 11 de marzo, nuestro Sol aparece el 2 de septiembre y sus planetas poco después. La vida comienza el 21 de septiembre. Todo el mes de octubre está en blanco porque no hubo novedades orgánicas sobresalientes, solo la persistencia de bacterias simples y su prima Decmeber 31 ... 13.820 millones de años. edad del universo. 9.2 años despué Lee mas »

Las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza son: - Fuerza nuclear fuerte Fuerza gravitacional Fuerza electromagnética Fuerzas débiles La más fuerte de las fuerzas fundamentales enumeradas anteriormente es la fuerza nuclear fuerte que existe entre los nucleones. Lee mas »

La magnitud absoluta (M) es la medida del brillo intrínseco de un objeto celeste. M para el sol es 4.83, casi. Para comparación, M para una estrella más brillante es más pequeña. La magnitud aparente m está relacionada con la magnitud absoluta M a través de la distancia d en parsec por M - m = - 5 log (d / 10). Para el Sol, m = - 26.74, M = 4.83 y la fórmula da d = 0.5E-05 parsec que coincide con 1 AU, usando la aproximación 1 parsec = 200000 AU .. Lee mas »

Olympus Mons en Marte. Todavía no podemos observar montañas más allá de nuestro propio sistema solar. Por lo tanto, el titular actual del récord es Olympus Mons en Marte, aproximadamente 3 veces la altura del Monte Everest. Lee mas »

La diferencia de temperaturas de la superficie es de 6000 ° C (Sol) -14 ° C (Tierra). La temperatura de la superficie del Sol es de casi 6000 ° C. Sin embargo, la temperatura de la Corona (atmósfera) del Sol puede ser de millones de ° C. La temperatura central del sol puede ser de unos 15 millones de ° C. En contraste, la temperatura de la superficie de la Tierra es de aproximadamente 14 ° C. C, con un rango de registro [-89 ^ o C - 71 ^ o C], casi. La temperatura central de la Tierra podría estar cerca de la temperatura de la superficie del Sol. . Lee mas »

Depende. Como ustedes saben, las nebulosas son colecciones de gas y polvo en el espacio. Algunas nebulosas que tienen regiones de formación estelar pueden llegar a ser muy calientes (10,000 k), pero sin las estrellas, la nebulosa estará muy fría. Los remanentes de supernova (SNR) pueden ser inicialmente incluso más calientes (¡debido a la EXPLOSIÓN de una estrella!), En los millones de grados kelvin. Lee mas »

Cero, hipotéticamente. Una enana negra es lo que quedaría (hipotéticamente) cuando una enana blanca perdió toda su energía. Por lo tanto, la energía sería cero y la temperatura sería la misma que el espacio, 2-3 grados K. Como no se genera energía (las enanas blancas ya no generan calor, solo lo pierden lentamente en el espacio), el rango sería cero. La existencia de enanas negras es completamente hipotética, ya que se estima que tomará más de un billón de años para que una estrella se enfríe completamente, y el universo no tiene ni siquiera 14 Lee mas »

No hay una temperatura establecida. Una enana blanca es una estrella normal que se ha derrumbado sobre sí misma cuando su combustible se quemó, lo que le da una densidad de aproximadamente 1000 kg / cm³. A una enana blanca no le queda combustible por lo que no produce calor y se está enfriando lentamente hasta que no emite ninguna luz visible, lo que la convierte en una enana negra. Es por eso que es difícil establecer una temperatura de enanas blancas en general porque depende de cuánto tiempo haya estado sin combustible. Lee mas »

Teoría nebular Según esta teoría, hace unos 5.000 millones de años, las ondas de choque de una supernova interrumpieron una nebulosa cercana. La nebulosa comenzó a girar y la gravedad atrajo más y más materia a un disco central. Ese disco central se convirtió en el sol. Grupos de gas y polvo formados alrededor del disco central. Lo harían desde los planetas y otros objetos del sistema solar. http://www.google.com.ph/search?q=nebular+theory&biw=1093&bih=514&source=lnms&tbm=isch&sa=X&ved=0CAYQ_AUoAWoVChMI_quC1vmYyQIVwp6UCh2-Xgo4#imgrc=C43CPPCPcPCG.Cp.Cp.Cp. Lee mas »

La atmósfera terrestre se considera de 100 km de espesor. Es casi imposible dar un valor exacto para el espesor de la atmósfera terrestre o la atmósfera de cualquier planeta. La razón de esto es que a medida que aumenta la altitud, la atmósfera se vuelve cada vez más delgada. En general, se acepta que el espacio exterior comienza a una altitud de 100 km. De ahí el valor de 100 km para el espesor de la atmósfera. Lee mas »

La vida útil podría ser desde unos pocos millones de años hasta un billón de años. Una estrella promedio puede tener un lapso de tiempo de alrededor de mil millones de años. La esperanza de vida de una estrella depende de su masa. Cuanto más masiva es una estrella, más rápido quema su suministro de combustible y más corta es su vida. Las estrellas más masivas se queman y explotan en una supernova después de unos pocos millones de años de fusión. Una estrella promedio con una masa como el Sol, por otro lado, puede continuar fusionando hidrógeno duran Lee mas »

La importancia es con sus latitudes 23.4 grados S y 23.4 grados N. Este ángulo de 23.4 grados es el ángulo que el eje de rotación del giro de la Tierra hace con la normal a la eclíptica. Los terminales del eje de giro del Polo Norte (latitud 90 grados N) y el Polo Sur (latitud 90 grados S) ejecutan "Movimiento armónico simple, relativo al Sol, con un período de 1 año", en la línea respectiva que une el Sol. En consecuencia, la línea de centros de la Tierra y el Sol gira hacia arriba y hacia abajo, entre el Trópico de Cáncer y el Trópico de Capricornio. Lee mas »

Todo. El universo es toda materia y todo espacio; el cosmos Hay un universo confirmado. Se cree que este universo tiene alrededor de 10 mil millones de años luz (el año luz es una unidad de medida utilizada para medir la distancia cósmica. Por ejemplo, se necesita luz durante 2,5 millones de años para alcanzar la galaxia de Andrómeda). Dentro de este universo de espacio en expansión está la materia, que es todo lo físico. Hay un estimado de 100 billones de galaxias en el universo observable. La galaxia de Earch tiene diferentes tamaños, pero en nuestra galaxia, la Vía L Lee mas »