La astronomía, del griego: άστρον (astro) + νόμος (nomos) es la ciencia que se ocupa del estudio de los astros, sus movimientos y fenómenos asociados, mediante la información que llega de ellos a través de las ondas electromagnéticas.

1. Astronomía Simón Chamorro Moreno

6. Las constelaciones zodiacales

9. Obelisco de Alejandría antes de ser traslado a Londres

10. Traslado a Londres (1877)

11. Emplazamiento en Londres

12. Otros obeliscos: Roma y París

13. Conociendo la distancia entre Alejandría y Asuan (Syene) que era de unos 800 km, el cálculo era inmediato

22. Astronomía 13 Telescopio de refracción

23. Astronomía 14 Telescopios refractores

24. Astronomía 15 Telescopio reflector de Newton

25. Astronomía 16 Telescopio reflector

26. Astronomía 18 Telescopio reflector

27. Astronomía 17 Telescopio reflector binocular

28. Astronomía 19 Evitando el problema de la atmósfera terrestre: el telescopio espacial Hubble

29. Hubble 2

30. Hubble: nebulosa mariposa

31. Hubble: nebulosa eta carinae

32. Hubble: nebulosa ojo de gato

33. Hubble: nebulosa de Orión

34. Hubble: formación de estrellas

35. Hubble: galaxias

36. Hubble: galaxia espiral

37. Hubble: campo profundo

38. Las sondas espaciales: Voyager I, (1977) Júpiter y Saturno

39. Sondas espaciales: New Horizonts, (2006) Plutón >10 años

40. Sondas: Júpiter y su atmósfera

41. Sondas: Saturno Dione y Encelado

42. Sondas: Saturno, anillos

43. Sondas: Marte hielo, texturas de su superficie

44. Sondas: cráter con hielo en Marte y Fobos

46. El espectro electromagnético 1

47. El espectro electromagnético 2

48. El espectro electromagnético visible (longitudes de onda en nm)

49. Astronomía en infrarrojos

50. Astronomía ultravioleta: los anillos de saturno en UV

51. Observatorios espaciales Swift (d) y Compton (i) especializados en radiaciones gamma

52. “ Telescopio de rayos X”, esquema

53. Imagen del Sol en rayos X

54. La radiación de fondo de microondas Penzia & Wilson y la antena de cuerno que utilizaron para medir la radiación de fondo del universo

55. Astronomía de microondas: la radiación de fondo del Universo

56. Radiotelescopios

57. Concepto de Onda Una onda es la perturbación de alguna propiedad de un medio, que se propaga por el espacio, transportando energía. Lo que se perturba puede ser por ejemplo, la densidad, la presión o el campo eléctrico magnético. El medio perturbado puede ser de naturaleza diversa como aire, agua, un trozo de metal, el espacio o el vacío.

59. Propiedades de una onda 1 La onda más sencilla o fundamental es la armónica o sinusoidal.

60. Propiedades de una onda 2 En ella distinguimos tres parámetros fundamentales: su amplitud (y) , que indica la intensidad de la onda su longitud de onda ( l ) , que es la distancia entre crestas o valles sucesivos, y su frecuencia que es el número de perturbaciones por segundo.

62. Unidades astronómicas de distancia 1 En astronomía se utilizan varias unidades de distancia. Las más comunes son: ua : unidad astronómica de distancia pc : Parsec al : Año luz

63. Unidades astronómicas de distancia 2 La ua (unidad astronómica de distancia) es la distancia media entre el Sol y la Tierra. O sea, 149.597.870 km. Aproximadamente 150 x 10 6 km

64. Unidades astronómicas de distancia 3 El Parsec (pc): Su nombre se deriva del inglés par allax of one arc sec ond (paralaje de un segundo de arco). En sentido estricto pársec se define como la distancia a la que una unidad astronómica (ua) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1"). En otras palabras, una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco. Equivales a 3,09 × 10 13 km ó 3,09 x 10 15 m, ó 3,09 Pm

65. Unidades astronómicas de distancia 4 el Parsec

66. Unidades astronómicas de distancia 5 Año luz (al): es la distancia que recorre la luz en un año. Un año luz no es una unidad de tiempo , sino de longitud El al equivale aproximadamente a 9,46 × 10 12 km

75. Determinación de distancias en el Universo 7 Otros métodos

76. Determinación de distancias en el Universo 8 Alcance de los principales métodos Cefeidas: Hasta 24 M al Galaxias con Cefeidas y Supernovas del tipo Ia: Hasta 100 M al Galaxias con Supernovas de tipo Ia: Hasta 1000 M al Corrimiento hacia el Rojo/efecto Doppler: 13.700 M al (o sea, el Universo visible)

81. Espectro de emisión del metano

82. Espectro de emisión y de absorción 1 Los espectros anteriores son los emitidos por las sustancias al calentarse y se llaman por ello espectros de emisión Si una luz de espectro continuo pasa a través de un gas, el gas absorbe una series de frecuencias concretas. Este es el espectro de absorción Los espectros de absorción y de emisión de una determinada sustancia son complementarios http://jersey.uoregon.edu/vlab/elements/Elements.html

83. Espectro de emisión y de absorción 2

84. Espectro de emisión y de absorción 3

85. Espectro de emisión y de absorción 4 Los espectros de absorción permiten reconocer la composición de las nubes de gases y de las atmósferas de los componentes del universo

86. Determinación de distancias en el Universo 9 El desplazamiento hacia el rojo Las líneas negras que se observan en el espectro superior están desplazadas hacia el rojo en el espectro inferior

87. Determinación de distancias en el Universo 10 El efecto Doppler 1

88. Determinación de distancias en el Universo 10 El efecto Doppler 2

89. Determinación de distancias en el Universo 10 El efecto Doppler 3 f = Frecuencia observada f 0 = Frecuencia emitida v s,r = Velocidad del emisor respecto al receptor c = Velocidad de la luz

90. Determinación de distancias en el Universo 11 Comparación entre la velocidad de alejamiento de cefeidas y supernovas, y su distancia a la Tierra: La constante de Hubble H 0 = 70 km/s/Mpc ó 21,5 km/s/M años luz

91. ¿Cómo medir la distancia de un objeto celeste mediante el corrimiento hacia el rojo? 1.- Calcular la velocidad a la que se aleja de la Tierra en km/seg, según su corrimiento hacia el rojo y el efecto Doppler. 2.- Dividir la velocidad calculada entre la constante de Hubble (70 km/seg/Mpa) 3.- El cociente obtenido será su distancia a la Tierra expresada en Mpc

92. Determinación de distancias en el Universo 12 Resumen de los métodos

93. Determinación de distancias en el Universo 13 Resumen: utilidad de los métodos Palaraje , hasta 100 al o 30 pc Cefeidas , hasta 24 M al o 8 Mpc Supernovas 1a , hasta 1000 M al o 325 Mpc Efecto Doppler , hasta 13.700 M al o 4.200 Mpc, o sea, el radio del Universo Visible