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GEOGRAFÍAFÍSICA

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Existen cuatro principales teorías:Teoría del Big Bang.Teoría Inflacionaria.Teoría del Estado Estacionario.Teoría del Universo Oscilante.

Las más aceptadas en la actualidad son la del Big Bangy la Inflacionaria.

ORIGEN DEL UNIVERSO

Teorías

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ORIGEN DEL UNIVERSO

TeoríasTeoría del Big Bang:

Se supone ue! entre los "#!$$$ y "%!$$$ millones de

a&os atrás! toda la materia del Universo 'incluyendo elUniverso mismo( esta)a concentrada en una *onaextraordinariamente peue&a +asta ue explot, y secomen*, a expandir.

La materia sali, impulsada con gran energía en todasdirecciones! los c+oues y un cierto desorden +icieronue la materia se agrupara y se concentrase más enalgunos lugares del espacio! y se formaron las primeras

estrellas y las primeras galaxias.

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Teoría Inflacionaria:

Esta teoría supone ue una fuer*a -nica se dividi, en lascuatro ue a+ora conocemos 'las cuatro fuer*asfundamentales del Universo: gravitatoria!electromagntica! nuclear fuerte y nuclear d)il(! produciendo el origen al Universo.

Alan Guth, intenta explicar los primerosinstantes del Universo y se basa enestudios sobre campos gravitatoriosfortísimos, como los que hay cerca de un

agujero negro.

ORIGEN DEL UNIVERSO

Teorías

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Teoría Esacionaria:

onsidera ue el universo es una entidad ue no tiene

 principio ni fin! no tiene principio porue no comen*,con una gran explosi,n ni colapsará en un futuro le/ano! para volver a nacer .

El impulsor de esta idea fue el astr,nomo ingls Ed0ard

1ilne! uien se opone a la tesis de un universoevolucionario .

ORIGEN DEL UNIVERSO

Teorías

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Teoría Oscilane:

onsidera ue el universo es una entidad y sostiene ue

nuestro universo sería el -ltimo de muc+os surgidos enel pasado! luego de sucesivas explosiones ycontracciones.

El momento en ue el universo se desploma so)re sí

mismo atraído por su propia gravedad es conocidocomo Big 2runc+! y marcaría el fin de nuestro universoy el nacimiento de otro nuevo.

3ideo.

ORIGEN DEL UNIVERSO

Teorías

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Una galaxia es un con/unto de varias estrellas! nu)es degas! planetas! polvo c,smico! unido gravitatoriamente.

La cantidad de estrellas ue forman una galaxia esinconta)le! desde las peue&as con "$'4(! +asta lasgigantes! con "$'"#( estrellas seg-n datos de la 5676.

2uando una estrella alcan*a el final de su evoluci,n!

 puede devolver muc+o gas al medio interestelar ueserá la fuente para una nueva generaci,n de estrellas.

8odemos imaginar a las galaxias como sistemas uetransforman gas en estrellas y stas nuevamente a gas.

GALA!IAS

Conce"o

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La 3ía Láctea tiene más de cien mil millones deestrellas! pero las estrellas están tan le/os! unas de otras!

ue casi nunca colisionan.Las ,r)itas de las estrellas refle/an el movimiento del

gas a partir del cual se formaron las estrellas. 8or lotanto! la forma de una galaxia nos +a)la de las

condiciones en ue se form,! salvo ue la galaxia +ayasufrido una colisi,n.

GALA!IAS

Conce"o

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GALA!IAS

Clasificaci#nLos diferentes tipos de galaxias no s,lo parecendiferentes! sino ue tam)in tienen diferentes +istorias

evolutivas.Las tres clases fundamentales de galaxias son:

Elípticas Espirales Irregulares

Estas categorías se dividen a su ve* en su)clases.

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Gala$ias Elí"icas:

7on llamadas así porue tienen formas elípticas.

Las estrellas! en las galaxias elípticas! no se esparcen enun disco delgado como ocurre en las galaxias espiralessino ue se distri)uyen alrededor del centro de lagalaxia! uniformemente! en todas direcciones.

Las elípticas tienen )rillos ue varían suavemente!disminuyendo gradual y constantemente! del centro+acia fuera.

GALA!IAS

Clasificaci#n

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Gala$ias Es"irales:9stas galaxias tienen discos delgados de estrellas conn-cleos )rillantes! en sus centros.

Los )ra*os espirales se envuelven alrededor de estos )ul)os'centros(. Un +alo esfrico de estrellas extenso envuelve aln-cleo y a los )ra*os. Los )ra*os espirales! pro)a)lemente!se formaron como resultado de ondas ue )arren el discogaláctico.

Las ondas de densidad no transportan materia con ellas e+interrumpe el tránsito de la materia por la ue pasan.

9stas ondas presionan las nu)es de gas interestelar! causandola formaci,n de nuevas estrellas dentro de stas.

GALA!IASClasificaci#n

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Gala$ias Irreg%lares:La -ltima clase de galaxias! irregulares! contiene uname*cla de formas ;algo ue no parece ni espiral ni elíptica;.2ualuier galaxia de forma no identificada ; cuyas estrellas!

gas y polvo se esparcen al a*ar; se clasifica como irregular.  Las irregulares son las galaxias más peue&as! y pueden

contener no más de un mill,n de estrellas.

8ueden ser los ladrillos para formar las primeras galaxiasgrandes. 1uc+as galaxias irregulares peue&as or)itan la 3íaLáctea! incluyendo a las 5u)es 1ayor y 1enor de1agallanes.

GALA!IASClasificaci#n

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Gala$ias C%&sares:

7on galaxias con n-cleos extremadamente energticos.

La cantidad de radiaci,n emitida por tales n-cleos! opaca lalu* del resto de la galaxia! de forma ue s,lo tcnicas deo)servaci,n especiales pueden revelar la existencia del restode la galaxia. El n-cleo explica por u los cuásares se parecen a estrellas.

GALA!IAS

Clasificaci#n

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La 3ía Láctea es la galaxia espiral en la ue se encuentra el7istema 7olar y por consecuencia la Tierra.

8osee una masa de "$ )illones masas solares y es una espiral

 )arrada< con un diámetro medio de unos "$$.$$$ a&os lu*! secalcula ue contiene entre #$$ mil millones de estrellas.

La 3ía Láctea forma parte de un con/unto de unas cuarentagalaxias llamado =rupo Local! y es la segunda más grande y

 )rillante tras la =alaxia 6ndr,meda.El destino de la 3ía Láctea parece ser ue será la fusi,n conotra galaxia.

VÍA LACTEA

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VÍA L'CTEA

La galaxia se divide en tres partes! las cuales son: >alo.

?isco. Bul)o.

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(alo)Es una estructura esferoidal ue envuelve la galaxia! tal ycomo se ve en el diagrama anterior.

En el +alo la concentraci,n de estrellas es muy )a/a y apenastiene nu)es de gas! por lo ue carece de regiones conformaci,n estelar.

?ic+as estrellas se de)ieron de formar cuando la galaxia eraa-n una gran nu)e de gas ue colapsa)a y se i)a aplanandocada ve* más.

VÍA L'CTEA

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La masa en estrellas de ste componente es muy )a/a! dealrededor de ".$$$ millones de masas solares< una gran partede la masa del +alo galáctico está en la forma de materiaoscura.

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Disco)

El disco se compone principalmente por estrellas /,venes.Es la parte de la galaxia ue más gas contiene y es en ldonde a-n se dan procesos de formaci,n estelar.

Lo más característico del disco son los )ra*os espirales! ue

son @: 2ru*;2entauro! 8erseo! 7agitario y Ori,n ')ra*olocal(. 5uestro 7istema 7olar se encuentra en el )ra*o Ori,no Local! de a+í su nom)re de Local.

VÍA L'CTEA

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B%l*o)

El )ul)o o n-cleo galáctico se sit-a en el centro.Es la *ona de la galaxia de la 3ía Láctea con mayor densidadmedia de estrellas! aunue a nivel local se pueden encontraralgunos c-mulos glo)ulares con densidades superiores.

El )ul)o tiene una forma esferoidal ac+atada y gira como uns,lido rígido.

VÍA L'CTEA

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Las ne)ulosas son estructuras de gases '+idr,geno y +elio( y polvo interestelar compuesto por elementos uímicos pesados como.

Tienen una importancia cosmol,gica nota)le porue muc+asde ellas son los lugares donde nacen las estrellas porfen,menos de condensaci,n y agregaci,n de materia< enotras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o

en extinci,n.Las ne)ulosas pueden ser visi)les si se encuentran en las proximidades de estrellas! o )ien permanecer completamenteenvueltas en la oscuridad del espacio y dependiendo de su

densidad.

NEBULOSAS

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Las ne)ulosas se puedes clasificar de la siguientemanera:

?ependiendo de la edad de las estrellas asociadas! se puedenclasificar en dos grandes grupos: 6sociadas a estrellas evolucionadas! como las ne)ulosas

 planetarias y los remanentes de supernovas. 6sociadas a estrellas muy /,venes! algunas incluso todavía en

 proceso de formaci,n. 2lasificaci,n de las ne)ulosas seg-n su lu*.

 5e)ulosas de emisi,n.  5e)ulosas de reflexi,n.  5e)ulosas oscuras.

NEBULOSAS

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7on esferas de plasma ue mantiene su forma gracias a uneuili)rio +idrostático de fuer*as. El euili)rio se produceesencialmente entre la fuer*a de gravedad! ue empu/a la

materia +acia el centro de la estrella! y la presi,n ue e/erceel plasma +acia fuera< tal como sucede en un gas ue tiende aexpandirlo.

Las estrellas parecen estar fi/as! manteniendo la misma

forma en los cielos a&o tras a&o. En realidad las estrellasestán en rápido movimiento! pero a distancias tan grandesue sus cam)ios relativos de posici,n se perci)en s,lo atravs de los siglos.

ESTRELLAS

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Las ne)ulosas se puedes clasificar de la siguientemanera:

2lasificaci,n gravitacional de estrellas: 2lasificaci,n por centro gravitaci,n estelar. 2lasificaci,n de estrellas sistemáticas por posici,n. 2lasificaci,n de estrellas por agrupaci,n gravitacional. 2lasificaci,n de estrellas por sistema planetario.

2lasificaci,n seg-n magnitudes. 2lasificaci,n por tipos espectrales. 2lasificaci,n por clases de luminosidad.

ESTRELLAS

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Entendemos por constelaci,n a auel grupo de estrellas uetienen una forma y características específicas.

Las constelaciones son formas artificiales creadas por el ser+umano para entender de me/or manera a un grupo particular

de estrellas y si )ien las mismas no están marcadas en elespacio.

La astronomía esta)lece líneas y conexiones entre ellasformando diferentes figuras y sím)olos 'ue por lo general

representan persona/es míticos(.6 la actualidad! se +an logrado identificar AA constelaciones!cuyas estrellas están distantes ente sí por cientos de a&os lu*.

CONSTELACIONES

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Las constelaciones se pueden agrupar de la siguientemanera:

2ircumpolares. 8rimaverales. Estivales. Oto&ales. Invernales.

Las constelaciones se encuadran entre las primaverales!estivales! oto&ales o invernales! seg-n la estaci,n del a&o másfavora)le para su o)servaci,n.

CONSTELACIONES

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ORIGEN DEL SISTE+A SOLAR 

Es difícil precisar el origen del 7istema 7olar. Loscientíficos creen ue puede situarse +ace unos @!%$millones de a&os.

7eg-n la teoría de Laplace! considera una inmensa nu)ede gas y polvo se contra/o a causa de la fuer*a de lagravedad y comen*, a girar a gran velocidad!

 pro)a)lemente! de)ido a la explosi,n de una supernovacercana.

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ORIGEN DEL SISTE+A SOLAR 

7e form, a partir del colapso de una nu)e molecular uelo cre,! mientras el material residual origin, un discocircumestelar protoplanetario en el ue ocurrieron los procesos físicos ue llevaron a la formaci,n de los planetas.

El 7istema 7olar se u)ica en la actualidad en la )ur)u/a

local del Bra*o de Ori,n! de la galaxia espiral 3íaLáctea! a unos #A mil a&os lu* del centro de sta

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Es un sistema planetario! formado por el 7ol y loscuerpos celestes ue or)itan a su alrededor.

El 7istema 7olar esta compuesto por: el 7ol! nuevegrandes planetas '1ercurio! 3enus! Tierra! 1arte!C-piter! 7aturno! Urano! 5eptuno! y 8lut,n( ligadosgravitacionalmente con el 7ol! /unto con sus satlites! planetas menores y asteroides! los cometas! polvo y gas

interestelar.8ertenece a la galaxia llamada 3ía Láctea! ue estaformada por unos cientos de miles de millones deestrellas ue se extienden a lo largo de un disco plano

de "$$!$$$ a&os lu*.

SISTE+A SOLAR 

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El 7istema 7olar está situado en uno de los tres )ra*os enespiral de esta galaxia llamado Ori,n! a unos D#.$$$ a&os lu*del n-cleo! alrededor del cual gira a la velocidad de #%$ m porsegundo! empleando ##% millones de a&os en dar una vuelta

completa! lo ue se denomina a&o c,smico.  Los planetas y otros cuerpos en nuestro 7istema 7olar en tres

categorías: ,ri-era Caegoría: Felacionado a los planetas ue tienen

suficiente masa para tener gravedad propia. Seg%nda Caegoría: 7eme/ante a la primera categoría! referidoa los planetas enanos.

Tercera caegoría: Todos los demás o)/etos ue or)itanalrededor del 7ol son considerados colectivamente como

cuerpos peue&os del 7istema 7olar.

SISTE+A SOLAR 

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Los componentes del 7istema 7olar son:El Sol) es la estrella de nuestro sistema planetario. Es una

esfera de gases incandescentes.,laneas)  cuerpos celestes ue or)itan en torno a una

estrella! cuya masa es lo suficientemente grande como para tener forma casi esfrica y +a)er despe/ado losalrededores de su or)ita. 8odemos o)servar dos grupos:

,laneas ineriores  .erresres/) 1ercurio! 3enus!Tierra y 1arte. Están cerca del 7ol! su tama&o es peue&o! su superficie rocosa y tienen atm,sferagaseosa poco extensa o inexistente.

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,laneas e$eriores .giganes/) C-piter! 7aturno! Urano y 5eptuno.Están ale/ados del 7ol! tienen un tama&o grande y son gaseosos olíuidos.,laneas enanos) cuerpos celestes ue or)itan alrededor del 7ol ytienen una masa lo suficientemente grande para adoptar una forma

casi esfrica pero no son capaces de limpiar su or)ita. '2eres! 8lut,n!Eris! etc.(

Sa0lies) cuerpos celestes ue giran en torno a los

 planetas. La Luna es el satlite de la Tierra. Todos los planetas tienen satlites menos 1ercurio y 3enus.

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C%er"os -enores del sise-a solar) cuerpos celestes ueor)itan alrededor del 7ol y ue no son planetas! ni planetasenanos! ni satlites. 8rincipalmente son:

Aseroides) cuerpos rocosos menores con formairregular ue se encuentran en el cintur,n de asteroides'entre 1arte y C-piter(. Tam)in encontramos los troyanos'en la ,r)ita de C-piter( y los centauros 'en la ,r)ita de7aturno(.

Co-eas) peue&os cuerpos celestes ue or)itan másallá de 5eptuno! y están constituidos por +ielo y partículasde polvo.

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+eeoros) Tam)in se mueven en ,r)itas alrededor del7ol millones de partículas diminutas llamadas meteoroides.Tienen el tama&o de granos de arena. 2uando unmeteoroide entra en la atm,sfera de nuestro planeta! secalienta a causa de la fricci,n y es destruido. Entonces elaire )rilla y produce el efecto ue conocemos comometeoro o Gestrella fuga*H.

Los o)/etos mayores pueden so)revivir y alcan*arintactos la Tierra. 7e los llama meteoritos. 6l alcan*ar laTierra pueden producir cráteres en su superficie.

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Anillos ,lanearios) Los anillos se componen demillones de partículas de +ielo y polvo.

En el caso de 7aturno! parece ue las particulares

anulares son retenidas en su lugar por peue&os satlitesGpastoresH.

Los planetas gaseosos C-piter! 7aturno! Urano y 5eptuno poseen sistemas de anillos. El más espectacular

es el de 7aturno.

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EL SOL

CARACTERÍSTICAS) Ti"o de Esrella: Es una estrella enana amarilla y es el astromás importante para el +om)re. Es la estrella más cercana ala Tierra! tiene forma esfrica y su lu* tarda A"Aen llegar a

la TierraTe-"era%ra: Estrella incandescente cuya energía se de)e alas reacciones termonucleares ue se producen en su n-cleo!donde se alcan*a una temperatura de "% millones J2 y ensuperficie unos $$$ J2.Co-"osici#n:• 4$K de >idr,geno! el gas más com-n del universo y más

ligero.

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EL SOL

CARACTERÍSTICAS) Co-"osici#n:• #4K >elio.•

DK 2ar)ono! Oxígeno! 5itr,geno! 1agnesio y >ierro.+edidas 1 Di-ensiones:• 3olumen 'tama&o(: "D$"!#$$ veces mas ue la Tierra.• 1asa: DD$!$$$ veces más ue la Tierra.• =ravedad: #"4 mseg#• Estado: 8lasmático• ?ensidad: ".@" grcmD.

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EL SOL

CARACTERÍSTICAS) +edidas 1 Di-ensiones:• ?ensidad: ".@" grcmD.•

?iámetro: "DM#!%D$ m! "$M veces más ue la Tierra'"#!4% m(.• Fadio 7olar: M!#% m.• ?istancia al centro de la 3ía Láctea: D# a DD mil a&os;lu*.

• Origen: % mil millones de a&os.• 3ida futura: % a "$ mil millones de a&os.

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EL SOL

ESTRUCTURA) ".  5-cleo.

#. Nona radiactiva.

D. Nona convectiva.

@. ot,sfera.%. 2rom,sfera.

. 2orona.

4. 1anc+a solar.A. =ranulaci,n.

M. 8rotu)erancia.

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EL SOL+OVI+IENTOS) • 1ovimiento de rotaci,n: El sol gira so)re su propio e/e! y

completa un giro en #% días en el ecuador y DD días en las*onas polares. Esta diferencia se de)e a ue se encuentraen un estado gaseoso.

• 1ovimiento de traslaci,n: El sol se traslada alrededor dele/e de la 3ía Láctea para completar una vuelta cada #@$millones de a&os.

8ero estos no son los -nicos movimientos ue posee el 7ol<ya ue! se comporta como un trompo! de)ido a ue el e/e derotaci,n solar se encuentra inclinado unos 4J.#% respecto a laeclíptica 'plano aparente de movimiento del 7ol! a lo largodel a!o". #sto origina dos movimientos mas atener en cuanta.

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EL SOLV2

+OVI+IENTOS) 

Esto origina dos movimientos mas a tener en cuanta$• La co;latitud: En este caso! se produce una inclinaci,n de

P;4J.#% y +ace ue en un momento veamos solo el 85solar 'desde principio de /unio +asta finales denoviem)re( o el 87 solar 'desde principio de diciem)re+asta finales de mayo(.

• El Qngulo de 8osici,n '68(: Es el ángulo lateral ue

muestra el 7ol y ue oscila entre P;#J.% 'com)inaci,ndel ángulo de inclinaci,n terrestre de #DJ.% y deinclinaci,n solar de 4J.#%(. Los valores máximos se

 producen a principios de a)ril y octu)re y es mínimo a principios de enero y /ulio.

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GRACIAS ,OR LA ETENCI3N