Una galaxia es un conjunto de estrellas y restos estelares unidos por la gravedad a un medio interestelar (polvo y gas) y a la denominada materia oscura. Los científicos estiman que hay más de 100 mil millones de galaxias dispersas en todo el universo visible, de las cuales se han fotografiado millones de ellas a través de telescopios. Las galaxias fotografiadas son cada vez más distantes, habiendo llegado a fotografiar galaxias que están a una distancia de entre 10 y 13 mil millones de años luz (*). El diámetro de una galaxia va desde unos pocos miles de años luz (la mayoría de las galaxias en el universo parecen ser galaxias enanas), hasta medio millón, y mientras las galaxias pequeñas tienen menos de mil millones de estrellas, las grandes más de un billón.

El Sistema Solar forma parte de la galaxia denominada Vía Láctea a unos 25.000 años luz de su centro. Nuestra galaxia tiene un diámetro de alrededor de 100.000 años luz y está formada por cerca de 100 mil millones de estrellas (curiosidades sobre la via lactea).

Clasificación de las Galaxias según su morfología

La clasificación morfológica de las galaxias es un sistema utilizado por los astrónomos para dividir las galaxias en grupos sobre la base de su apariencia visual. Existen varios sistemas en uso, aunque el más famoso es la secuencia de Hubble, ideado por Edwin Hubble en 1936 y posteriormente ampliado por Gérard de Vaucouleurs y Allan Sandage. El conocido coloquialmente como “el tenedor de Hubble” divide las galaxias en tres grandes categorías:

Galaxias elípticas: Se señalan con la letra E, seguida por un número entero n que representa su grado de elipticidad en el cielo. Las Galaxias elípticas adoptan desde forma esférica casi perfecta hasta forma de globo aplanado. Su luz es más brillante en el centro y gradualmente se convierte en más débil hacia su exterior. Según lo que los astrónomos han podido determinar, las galaxias elípticas rotan mucho más lentamente que las galaxias espirales, incluso llegando a ser dicha velocidad de rotación nula. Las estrellas de su interior aparentemente se mueven en órbitas aleatorias. Las Galaxias elípticas tienen mucho menos polvo y gas del que tienen las galaxias espirales, y pocas nuevas estrellas parecen estar formándose en su interior

Galaxias espirales: Se les da el símbolo S. Las galaxias espirales tienen forma de disco en forma de espiral donde el núcleo está formado por una concentración de estrellas. El disco parece un molinete, con brillantes armas en espiral hacia fuera desde el núcleo. Aunque lentamente, todas las galaxias en espiral giran, como La Vía Láctea, ejemplo de Galaxia en espiral, que completa una vuelta una vez cada 250 millones de años. Nuevas estrellas se encuentran constantemente en formación en el gas y el polvo de su interior. Pequeños grupos de estrellas llamados cúmulos globulares (de alrededor de 1 millón de estrellas ) y las conocidas como Galaxias Enanas suelen rodear galaxias espirales.

Galaxias lenticulares: Designadas S0, también tienen forma de disco con un núcleo formado por una concentración de estrellas, pero, a diferencia de las galaxias espirales, los discos de las galaxias lenticulares no tienen ninguna estructura espiral visible y no son activas en formación de estrellas en una cantidad significativa.

Estas amplias categorías pueden ampliarse para permitir otros tipos de galaxias, tales como las galaxias irregulares, que no tienen ninguna estructura regular evidente. Estas galaxias carecen de una forma simple. Algunas consisten en su mayoría en estrellas azules y grandes nubes de gas, pero poco volumen de polvo. Un ejemplo de galaxias irregulares de este tipo son Las Nubes de Magallanes. Otras están compuestas principalmente de brillantes estrellas jóvenes, gas y polvo.

Origen de las galaxias y Evolución

Los científicos han propuesto dos teorías principales sobre el origen de las galaxias: (1) la teoría de abajo hacia arriba y (2) la teoría de arriba a abajo. El punto de partida para ambos tipos es el Big Bang, la explosión con la que el universo empezó entre 10 y 20 mil millones de años atrás. Poco después del Big Bang, las masas de gas comenzaron a agruparse y a colapsar y el efecto de la gravedad comenzó a comprimir lentamente dichas masas en galaxias. Los dos tipos de teorías difieren sobre cómo evolucionaron las galaxias.

La teoría de abajo hacia arriba afirma que fueron los objetos más pequeños, tales como cúmulos globulares, los que se formaron en primer lugar, para evolucionar posteriormente fusionándose para formar galaxias.

La teoría de arriba hacia abajo, por otro lado, mantiene que los grandes objetos como las galaxias y los cúmulos de galaxias se formaron en primer lugar, y que los pequeños grupos de estrellas se formaron en su interior.

Pero todas las grandes teorías sobre la formación de galaxias a partir del Big Bang están de acuerdo en que la formación de dichas galaxias se ha producido al principio de los tiempos. 

            Evolución

Transcurridos mil millones de años de la formación de una galaxia, las estructuras clave empiezan a aparecer: Cúmulos globulares, un agujero negro supermasivo, y una agrupación de metal galáctico empobrecido que es donde comienzan a formarse las estrellas. La creación de un agujero negro supermasivo aparentemente juega un papel clave en la regulación del crecimiento de las galaxias, al limitar la cantidad total de materia adicional añadida. Durante esta primera época, las galaxias se someten a una importante explosión de formación de estrellas.

Durante los siguientes dos mil millones de años, la agrupación de metal galáctico se desplaza a un disco galáctico. La galaxia continuará absorbiendo material a alta velocidad procedente de las galaxias enanas y de las nubes de polvo a lo largo de su vida y el ciclo de nacimiento y muerte estelar aumenta lentamente la abundancia de elementos pesados, lo que permite, con el tiempo la formación de planetas. 

Posteriormente, la evolución de las galaxias puede verse afectada significativamente por las interacciones y las colisiones. Las fusiones de galaxias eran comunes durante la primera época, dando lugar a que la mayoría de las galaxias sean peculiares en la morfología. Como un ejemplo de este tipo de interacción, la galaxia de la Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda acercan a 130 km/s, y, dependiendo del los movimientos laterales, las dos pueden llegar a chocar en unos cinco o seis mil millones de años (leer sobre Via Lactea Vs Andromeda)

 Distribución de las Galaxias

Las galaxias se distribuyen de manera desigual en el espacio. Mientras algunas no tienen vecinos, otras tienden a agruparse en parejas, con órbitas que oscilan una alrededor de la otra. Pero la mayoría de ellas se encuentran en grupos llamados conglomerados. Un grupo puede contener desde unas pocas docenas a varios miles de galaxias, llegando a adquirir diámetros de hasta 10 millones de años luz. Nuestra galaxia pertenece a una agrupación pequeña de unas 20 galaxias que los astrónomos llaman el Grupo Local, donde la Vía Láctea y Andrómeda son los dos miembros principales.

Los cúmulos de galaxias, a su vez, se agrupan en grandes estructuras llamadas supercúmulos. Incluso a mayor escala, las galaxias están dispuestas en grandes redes. Las redes de interconexión consisten en cadenas o filamentos de galaxias que rodean las regiones relativamente vacías conocidas como huecos. Una de las mayores estructuras cada es la conocida como la Gran Muralla. Esta estructura tiene más de 500 millones de años luz de largo y 200 millones de años luz de ancho.

Actividad de Las Galaxias

Interacción entre Galaxias: El promedio de separación entre las galaxias dentro de un grupo es poco más grande que su diámetro medio. Por lo tanto, las interacciones entre estas galaxias son relativamente frecuentes, y desempeñan un papel tan importante en su evolución que se cree que son la causa de la forma que adquieren las galaxias en espiral. Debido a la interacción de las fuerzas gravitatorias se puede producir desde un simple intercambio de gas cuando ambas galaxias colisionan, sin que las estrellas choquen al pasar, hasta la fusión de ambas galaxias formando una sola de mayor tamaño, dando lugar a cambios significativos en su morfología. Si una de las dos galaxias tiene un volumen significativamente mayor a la otra, se produce el canibalismo, donde la galaxia más grande se mantiene relativamente inalterada, mientras que la galaxia más pequeña es desgarrada.

Galaxias creadoras de Estrellas: Las estrellas se crean dentro de las galaxias a partir de una reserva de gas frío que se forma en las nubes moleculares gigantes (favorecidas por la interacción entre galaxias). Se ha observado que algunas galaxias tienen un índice de generación de estrellas excepcionalmente alto. Este efecto es conocido como “Starburst”. Esta actividad suele durar únicamente diez millones de años (un periodo relativamente breve en la historia de una galaxia), consumiendo las reservas de gas en un plazo inferior a la duración de la vida de la galaxia. Aunque este tipo de galaxias existían en abundancia en una edad temprana del universo, en la actualidad aun contribuyen en un 15% de la producción total de estrellas.

Galaxias de Núcleo Activo: Las galaxias activas son aquellas que tienen un porcentaje de su energía producido por una fuente distinta a la de las estrellas, el medio interestelar y el polvo. El modelo estándar de un núcleo galáctico activo se basa en un disco de acreción que se forma alrededor de un agujero negro supermasivo en la región central. La radiación de un núcleo galáctico activo es el resultado de la energía gravitacional de la materia que cae hacia el agujero negro. Las galaxias activas que emiten radiación de alta energía en forma de rayos X se clasifican como Galaxias Seyfert o Cuásares, en función de la luminosidad, y si dichos rayos de energía tienen direccionalidad terrestre se denominan Blazares.

Galaxias vecinas

(*) Año luz: Distancia a la que viaja la luz en el vacío en un año – alrededor de 9,46 billones de kilómetros.

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Un planeta es un cuerpo celeste en órbita alrededor de una estrella o un remanente estelar cuya masa es suficiente como para superar las fuerzas de cuerpo rígido gracias a su propia gravedad y alcanzar el equilibrio hidrostático, adquiriendo así una forma redondeada, y al mismo tiempo alejar a otros cuerpos de su orbita o región planetesimal, pero no lo suficientemente grande como para causar una fusión termonuclear.

 Formación

No se sabe con seguridad como se produce la formación de los planetas. Sin embargo prevalece la teoría nebular, según la cual su formación se debe al colapso de una nebulosa en un fino disco de gas y polvo, compuesto por una forma protostar en el núcleo y un disco protoplanetario que lo envolvía. A través del proceso de acreción las partículas se fueron uniendo y acumulando masa hasta formar cuerpos de tamaño significativo (formas planetesimales), los cuales continuaron aumentando gracias a su atracción gravitacional hasta que llegado el momento colapsaron bajo esta misma gravedad adquiriendo su forma protoplanetaria.

Cuando las formas protoplanetarias alcanzan un tamaño superior al de la luna comienzan a acumular una atmósfera, lo que favorece el proceso de acumulación de partículas y por lo tanto su crecimiento.

Cuando el protostar, núcleo de la nebulosa, ha crecido de tal manera que se inflama para formar una estrella se producen efectos como viento solar y fotoevaporación que producen el alejamiento de los protoplanetas. Con el tiempo, muchos de ellos chocan ya sea para formar un solo planeta más grande o para liberar material que será absorbido por sus vecinos. Estos impactos producen energía y desintegración radioactiva que irá calentando el planeta hasta fundirlo parcialmente lo que ocasiona la creación del núcleo del planeta, con una densidad diferente, y la perdida de parte de la atmósfera adquirida hasta el momento. Sin embargo esta pérdida podrá ser reemplazada por los gases del manto y los posteriores impactos de cometas.

Características

Aunque cada planeta tiene características físicas únicas, podemos identificar un aplio número de características comunes

     Características dinámicas

Órbita: Todos los planetas giran alrededor de estrellas y en la misma dirección que esta gira, tardando un año del planeta (periodo sideral) en dar una vuelta completa. La duración de este año depende de su distancia a la estrella (mas distancia a recorrer y a menor velocidad por la menor influencia de la gravedad de la estrella). Esta distancia es variable según la época del año ya que la órbita del planeta no es perfectamente circular, si no elíptica, siendo el periastron (perihelio en el Sistema Solar) el momento de menor separación y el apastron (afelio) el más alejado. Cada orbita viene determinada por elementos como la excentricidad (a mayor excentricidad más elíptica), el semi-eje mayor y la inclinación

Inclinación Axial: Es el ángulo que forma el eje del planeta con el plano ecuatorial de su estrella. Esto hace que la cantidad de luz recibida por cada hemisferio varíe a lo largo del año, produciendo las estaciones. El momento en que cada hemisferio se encuentra más alejado se conoce como el solsticio. A mayor inclinación axial mayor variación estacional. La inclinación axial de la Tierra es de aproximadamente 23 °.

Rotación: Es el giro de los planetas sobre sus ejes. Un período de rotación del planeta se conoce como su día. Todos los planetas del sistema solar giran en una dirección contraria a las agujas del reloj, con excepción de Venus. Existe una gran variación en la duración del día entre los planetas

Limpieza orbital: Un planeta tiene suficiente masa como para “limpiar” o mantener alejados de su orbita a otros objetos de tamaño similar. Este criterio excluye cuerpos planetarios como Plutón, Eris y Ceres catalogándolos como planetas enanos

    Características físicas

Masa: Un planeta es lo suficientemente masivo para que la fuerza de su propia gravedad domine sobre las fuerzas electromagnéticas asociadas a su estructura física, lo que lleva a un estado de equilibrio hidrostático. Esto significa que todos los planetas son esféricos o esferoidales, ya que la gravedad tira de un objeto hacia su propio centro. La masa es también el principal atributo por el cual los planetas se distinguen de las estrellas. El límite de masa superior es aproximadamente 13 veces la masa de Júpiter, por encima de este límite es posible que se logren las condiciones adecuadas para la fusión nuclear

Diferenciación interna: Cada planeta comenzó su existencia en un estado fluido, donde los materiales más pesados se hundieron hacia el centro y los más ligeros salieron a la superficie. Por lo tanto, cada uno tiene un interior particular, con núcleo denso y una superficie más o menos líquida. Los planetas terrestres poseen núcleos de elementos magnéticos y mantos de silicatos. Júpiter y Saturno, se cree que poseen núcleos de roca y metal rodeado de mantos metálicos de hidrógeno. Urano y Neptuno, que son más pequeñas, poseen núcleos de roca rodeado de mantos de agua, amoniaco, metano y otros.

Atmósfera: Todos los planetas del sistema solar tienen atmósfera gracias a que la fuerte gravedad mantiene cerca de la superficie a las partículas gaseosas. Las atmósferas planetarias se ven afectadas por los diferentes grados de energía recibida, ya sea del Sol o del interior de los planetas, dando lugar a la formación dinámica de los sistemas meteorológicos y la distribución de la energía por toda la superficie.

Magnetosfera: Una característica importante de los planetas es su momento magnético intrínseco que a su vez da lugar a la magnetosfera. La presencia de un campo magnético indica que el planeta está geológicamente todavía vivo. Un planeta magnetizado crea una cavidad en el viento solar llamado magnetosfera alrededor de sí mismo, que el viento no puede penetrar.

Planetas del sistema solar

De acuerdo con la definición de la IAU existen 8 planetas en el sistema solar. Júpiter es el más grande, con una masa 318 veces superior a la tierra, mientras que Mercurio es el más pequeño, cuya masa es más de 18 veces inferior a la de la tierra

Según su composición, los terrestres son planetas similares a la Tierra, de gran composición rocosa: Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Por otro lado encontramos los denominados Gigantes de gas o Jovianos, que son planetas con una composición en gran medida, de gases y materiales mucho más masivos que los terrestres: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno. Los gigantes de hielo, compuesto por Urano y Neptuno, son una sub-categoria, caracterizados por su menor masa, por la escasa composición de hidrógeno y helio en su ambiente y una proporción significativamente mayor de roca y hielo.

Planetas extrasolares

El primer descubrimiento de un planeta extrasolar en órbita alrededor de una estrella (51 Pegasi) se produjo el 6 de octubre de 1995. De los 342 planetas extrasolares descubiertos hasta 2009, la mayoría tienen masas que son comparables o incluso mayores a las de Júpiter. Los planetas extrasolares más pequeños encontrados hasta la fecha se encuentran en órbita alrededor de restos de estrellas quemadas llamadas púlsares.

Se han descubierto cerca de una docena de planetas extrasolares cuya masa se encuentra entre 10 y 20  veces superior a la de la Tierra y que han sido apodados “Neptunos”  (17 veces la masa de la Tierra). Otra nueva categoría son los llamados “súper-Tierras“, 6 de ellos descubiertos, posiblemente planetas terrestres mucho más grandes que la Tierra pero más pequeños que Neptuno o Urano.

No está nada claro si los recién descubiertos grandes planetas se asemejan a los gigantes de gas en el Sistema Solar o si son de un tipo totalmente diferente hasta ahora desconocido. En particular, algunos de los recientemente descubiertos planetas, conocidos como “Hot Jupiters”, órbitan muy cerca de sus estrellas padre, en órbitas casi circulares. Por lo tanto, reciben mucho más la radiación estelar que los gigantes de gas en el Sistema Solar, que hace preguntarse si son el mismo tipo de planetas.

La observación más detallada de planetas extrasolares requerirá una nueva generación de instrumentos, incluidos los telescopios espaciales. En la actualidad, la nave espacial COROT desarrolla la búsqueda de variaciones en la luminosidad estelar debidas a los planetas en tránsito. Varios proyectos proponen la creación de una gama de telescopios espaciales para buscar planetas extrasolares con masas comparables a la Tierra. Estos incluyen el proyecto de la Misión Kepler de la NASA y el proyecto Darwin de la ESA. La frecuencia de ocurrencia de tales planetas terrestres es una de las variables en la ecuación de Drake, que estima que el número de planetas inteligentes.

Enlaces de Interés:

• La NASA: Los Planetas
• Exploracion de planetas extrasolares

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Un agujero negro es una región del espacio en el cual la fuerza gravitacional es tan grande que nada puede escapar a el, incluso la luz es atrapada por dicha fuerza, razón por la cual los agujeros negros no son visibles. La descripción fundamental de un agujero negro está basada en ecuaciones de la teoría de la relatividad, desarrollada por el físico alemán Albert Einstein, y publicada en 1916

Características de los Agujeros Negros

La fuerza gravitacional del agujero negro es tan fuerte porque toda la materia del agujero negro se concentra en un único punto central. Los físicos llaman a este punto una singularidad. Esta singularidad se cree que es mucho más pequeña que el núcleo de un átomo.

La superficie de un agujero negro se conoce como horizonte de sucesos. Esta no es una superficie normal que se puede ver o tocar. En el horizonte de sucesos, la fuerza de la gravedad se convierte en infinitamente fuerte. Por lo tanto, un objeto puede existir en esta zona sólo durante un instante antes de sumergirse hacia el interior a la velocidad de la luz.

Los científicos utilizan el radio del horizonte de sucesos para determinar el tamaño del agujero negro. El radio de un agujero medido en kilómetros es igual a tres veces el número de masas solares del agujero negro. Una masa solar es la cantidad de materia del sol.

Hasta hoy nadie ha descubierto un agujero negro con certeza. Para probar que un objeto compacto es un agujero negro, los científicos deberían medir los efectos que sólo un agujero negro podría producir. Dos de esos efectos serían la intensa flexión de un haz de luz y la ralentización extrema de tiempo. Sin embargo, los astrónomos han encontrado objetos compactos que son casi con toda seguridad agujeros negros. Los astrónomos se refieren a estos objetos simplemente como “agujero negro” a pesar de la pequeña  incertidumbre que puede existir.

Formación de los agujeros negros

Según la teoría de la relatividad, un agujero negro se puede formar cuando una estrella de gran masa se queda sin energía nuclear y es aplastada por su propia fuerza gravitacional. Mientras la estrella consume energía crea un impulso hacia el exterior que contrarresta la fuerza de la gravedad hacia el interior. Pero cuando se agota la energía, la estrella ya no puede soportar su propio peso. Como resultado de ello, el núcleo de la estrella colapsa. Si la masa del núcleo es como mínimo el equivalente a tres masas solares, el núcleo colapsa en el punto conocido como “singularidad” en una fracción de segundo.

Clasificación según el tamaño

Los agujeros negros son comúnmente clasificados según su peso, independientemente del momento angular. El tamaño de un agujero negro, medido a partir del radio del horizonte de sucesos, que, como ya hemos comentado, es proporcional a la materia contenida medida en masas solares. Según este criterio, los agujeros negros se clasifican como:

Agujeros Negros Supermasivos: Contiene cientos de miles de miles de millones de masas solares (10^5-10^9 MSol) y se piensa que existen en el centro de la mayoría de las galaxias, incluida la Vía Láctea. Su formación se remonta a varios miles de millones de años atrás a partir de gas acumulado en el centro de las galaxias. Se cree que son responsables de núcleos activos de galaxias, y probablemente el medio de unión de pequeños agujeros negros o de la acumulación de estrellas y gas en ellos. El mayor agujero negro supermasivo conocido se encuentra en el DO 287 (18 mil millones de masas solares).

Hay pruebas sólidas de que un agujero negro supermasivo se encuentra en el centro de la Vía Láctea. Los astrónomos creen este agujero negro es una fuente de radio de onda conocido como Sagitario A. La más clara indicación de que SgrA es un agujero negro supermasivo es el rápido movimiento de las estrellas a su alrededor. (la más rápida orbita a 5.000 kilómetros por segundo).

Agujeros Negros Intermedios: Contienen miles de masas solares. Se han propuesto como posible fuente de poder para las fuentes de rayos X ultraluminosas. No se conoce ningún mecanismo de creación directa, por lo que probablemente se formaron a partir de colisiones de masa de agujeros negros, ya fuera en los densos núcleos de estrellas globulares o en agrupaciones galáctica, produciendo en el proceso intensas ráfagas de ondas gravitatorias.

Agujeros Negros de Masa Estelar: Tienen masas que van desde 1.4-3 masas solares hasta 15-20 masas solares. Han sido creados por el colapso de estrellas (supernovas que implosionan). Pueden formar estrellas con masas iniciales de hasta 100 masas solares. El límite superior de los agujeros negros de masa estelar es un tanto incierto en la actualidad.

Micro Agujeros Negros (o Mini Agujeros Negros): Tienen masas muy inferiores a las de una estrella. A estos niveles es factible que la mecánica cuántica surta efecto. No se conoce ningún mecanismo de formación a partir de procesos estándar de la evolución estelar, pero algunas teorías mantienen que su creación se produjo durante las primeras etapas de la evolución del universo. La teoría de la radiación de Hawking predice que tal agujero negro se evapora con brillantes destellos de radiación gamma.

Agujeros negros galácticos

La mayoría de los astrónomos creen que la Galaxia de la Vía Láctea (la galaxia en la que nuestro sistema solar se encuentra) contiene millones de agujeros negros. Los científicos han encontrado una serie de agujeros negros en la Vía Láctea. Estos objetos se encuentran en estrellas binarias que emiten rayos X. Una estrella binaria es un par de estrellas que orbitan una alrededor de la otra.

En un sistema binario que contiene un agujero negro, la estrella visible se encuentra en órbita cerca de este. Como resultado de ello, el agujero negro recibe destellos de gas procedente de la estrella, donde el gas cae violentamente hacia el agujero negro. La fricción entre los átomos de gas calienta el gas cercano al horizonte a varios millones de grados. En consecuencia, la energía se irradia desde el gas en forma de rayos X. Los astrónomos han detectado esta radiación de rayos X con telescopios.

Los astrónomos creen que una serie de sistemas de estrellas binarias contienen agujeros negro por dos razones:

• - Cada sistema es una intensa fuente de rayos X variable. La existencia de estos rayos demuestra que el sistema contiene una estrella compacta y un agujero negro o una estrella menos compacta llamada estrella de neutrones.
• - Las órbitas de las estrellas visibles se producen a alta velocidad

Para Finalizar adjuntamos un video didactico de la formación de un agujero negro:

Referencias:

McClintock, Jeffrey E. “Black hole.” World Book Online Reference Center. 2004. World Book, Inc. http://www.worldbookonline.com/wb/Article?id=ar062594.

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• Observación de un agujero negro
• Que ocurre en el interior de un agujero negro

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Un satélite natural es un cuerpo celeste que orbita alrededor de un cuerpo menor, normalmente un planeta. Se trata de un cuerpo secundario que orbita alrededor de uno primario.

Los satélites naturales son de especial interés, ya que estos objetos pueden proporcionar datos que permiten conocer más acerca del origen del sistema solar y de los planetas, así como de la masa y densidad de sus objetos primarios a partir de la órbita que describen.

El primer satélite natural fue la luna. Tras posteriores descubrimientos de cuerpos celestes que mantenían la misma relación con un cuerpo mayor que la que mantenían la luna y la tierra, se generalizó el término de lunas para los satélites naturales. Hoy en día los satélites naturales son tanto o incluso más conocidos como ‘lunas’.

En la actualidad no están claramente definidos los límites entre los satélites naturales y otros cuerpos celestes de similares características. La condición indispensable que sí debe cumplir, es que el cuerpo alrededor del que orbita un satélite natural debe ser de mayor tamaño que el del propio satélite.

Clasificación según sus órbitas y origen

El origen de los satélites está directamente relacionado con su naturaleza

Los satélites regulares son los que orbitan relativamente cerca del plano ecuatorial del cuerpo primario y en la misma dirección de rotación que estos. Se cree que estos satélites se han creado fuera de la misma región de colapso del disco protoplanetario que dio origen al planeta primario sobre el que orbitan, y a partir de fragmentos que se encontraban alrededor de dicho planeta. 

Los satélites irregulares poseen una orbita distante e inclinada y con una dirección de rotación que puede ser tanto a favor como en contra de la rotación del planeta. Este tipo de satélites son, probablemente, asteroides fragmentados a causa de numerosas colisiones y que fueron capturados por la fuerza gravitacional del planeta después de la formación del sistema solar.

 ¿Cuantas lunas conocemos?

En septiembre de 2008, 335 organismos fueron formalmente clasificados como lunas dentro del sistema solar. Entre ellas se incluyen:

•  - 167 en órbita alrededor de seis de los ocho planetas
• - 6 en órbita alrededor de tres de los cinco planetas enanos
• - 104 lunas asteroidales
• - 58 satélites pertenecientes a los objetos trans-neptunianos (algunos de los cuales es posible llegarlos a clasificar como planetas enanos)

Adicionalmente, unos 150 cuerpos pequeños se han observado en el sistema de anillos de Saturno, pero aun no ha transcurrido el tiempo suficiente para realizar el seguimiento que permita establecer sus órbitas y poderlos clasificar de forma adecuada

Otras estrellas y sus planetas pueden tener satélites naturales, serían los conocidos como satelites de planetas extrasolares, aunque aun no se han observado.

Principales Lunas Planetarias  del Sistema Solar

El más conocido de los satélites naturales planetarios es la luna. La Luna es extraordinariamente grande en relación con el tamaño de su cuerpo primario (la tierra), ya que su diámetro es aproximadamente la cuarta parte del diámetro de la tierra. La superficie de la Luna, como las superficies de la mayoría de los satélites naturales en el sistema solar, es geológicamente inactiva y está repleta de cráteres.

Ni Mercurio ni Venus tiene satélites naturales, pero Marte tiene dos pequeñas lunas: Fobos y Deimos.

Júpiter tiene más de 60 satélites naturales, cuatro de los cuales son bastante grandes: Io, Ganímedes, Calixto y Europa, todos ellos de mayor tamaño que plutón, siendo Ganímedes incluso superior a Mercurio . Estas grandes lunas fueron descubiertas por Galileo, con uno de sus primeros telescopios en 1610. Fueron las primeras lunas descubiertas alrededor de otro planeta. Io aun se encuentra activo, recubierto de volcanes, y los científicos creen que bajo la corteza helada de Ganímedes, Calixto y Europa pueden esconderse océanos de agua.

Saturno no se queda lejos, con al menos 60 satélites naturales, el mayor de los cuales es Titán. Titán es más grande que Mercurio, y es la única luna con una gruesa atmósfera. Encélado, una de las más pequeñas lunas de Saturno, tiene actividad volcánica en forma de géiseres que lanzan penachos de agua líquida en la región polar sur.

Urano tiene, al menos, 27 lunas, ninguna de las cuales es tan grande como la luna de la tierra. Miranda, una de las más pequeñas lunas de Urano, muestra signos de increíbles irregularidades en su superficie.

Por último, el satélite natural más grande de Neptuno es Tritón, cuyo tamaño es ligeramente superior a Plutón. Su superficie está en continuo cambio debido a la congelación y descongelación del nitrógeno

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Los Asteroides, también conocidos como planetas menores, son pequeños cuerpos rocosos del sistema solar en órbita alrededor del sol.

Sus dimensiones se encuentran entre las de un planeta y un meteoroide, más pequeños que los primeros pero diferenciados con los segundos por su tamaño (diámetro generalmente inferior a 10 metros)

CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR

Los cuerpos menores del sistema solar fueron clasificados en 2006 por  la Unión Astronómica Internacional (IAU), entrando a formar parte de dicha clasificación tanto los Asteroides como los Cometas (además de otros pequeños cuerpos del sistema solar), mientras que los meteoritos no son más que Asteroides o Meteoroides que atraviesan la atmósfera terrestre y llegan a la superficie sin ser destruidos)

Los cuerpos menores son pequeños cuerpos que orbitan alrededor del sol, cuya diferencia es meramente visual, ya que los Cometas tienen lo que se denomina “coma” (nube de polvo y gas que envuelve al núcleo de un cometa, y que se produce por la evaporación de la parte helada del núcleo cuando su orbita elíptica está próxima al sol).

FORMACIÓN Y CARACTERÍSTICAS

Los Asteroides son el resultado de la formación de los planetas en el sistema solar hace 4,6 billones de años. Por lo tanto, a través del estudio de los asteroides, podemos entender el origen, las condiciones iniciales y la evolución de nuestro sistema solar.

Hace billones de años, en la nube de polvo formada por la nebulosa solar, elementos con altos puntos de fusión como hierro, condensaban en una primera nube, seguidos por aquellos con bajos puntos de fusión, como el carbono.

Los más cercanos al sol, a altas temperaturas constantes, condensaron y se combinaron químicamente con otros elementos a altas temperaturas, mientras que a distancias más lejanas, aquellos materiales carbonaceos, como el hielo, condensaron. Tras las colisiones, los granos de polvo quedaron unidos por las pequeñas velocidades relativas.

•     – Muchos de los asteroides cercanos al sol se formaron con núcleos de hierro.
•     – Los no tan cercanos, al estar expuestos a temperaturas no tan altas, no se derritieron, pero perdieron muchos de sus elementos volátiles y agua, de forma que los granos y cristales de silicato quedaron alterados en las partículas de agua.
•     – Por último, los más lejanos al sol quedaron como cuerpos más primitivos, reteniendo sus elementos volátiles.

Como podemos ver, la composición física de los asteroides es variada.  Ceres parece estar compuesto de un núcleo rocoso cubierto por un manto de hielo, mientras que Vesta se cree que tiene un núcleo de hierro-níquel con una corteza basáltica y 10 Hygiea parece tener una composición primitiva carbonosa. Muchos, tal vez la mayoría, de los pequeños asteroides son restos de escombros débilmente unidos por la gravedad.  Algunos se han convertido en lunas o son co-órbitantes de asteroides binarios.

DISTRIBUCIÓN EN EL SISTEMA SOLAR

Cinturón de Asteroides: La mayoría de los Asteroides descubiertos hasta el momento orbitan dentro del que se conoce como Cinturón de Asteroides, situado entre las órbitas de Marte y Júpiter. Está constituido por cerca de 1 millón y medio de asteroides de diámetro superior a 1 kilómetro, y por millones de otros pequeños asteroides. Dentro del cinturón de Asteroides, el planeta enano Ceres (Antes clasificado como asteroide), es el objeto más grande, con un diámetro de más de 975 km. Le siguen los asteroides 2 Pallas y 4 Vesta, con diámetros de más de 500 km. Este último es el único objeto del cinturón que en ocasiones es visible a simple vista desde la tierra.

Asteroides Cercanos a la Tierra: Como bien dice su nombre, se trata de objetos cuya órbita se encuentra relativamente próxima a la Tierra, inferior a 1,3 unidades astronómicas. Entre estos objetos encontramos unos pocos miles de asteroides cercanos a la Tierra (NEAs), cometas próximos a ésta, una serie de naves espaciales en órbita solar y meteoroides lo suficientemente grande para ser rastreados en el espacio antes de golpear la Tierra. Ahora es ampliamente aceptado que las colisiones en el pasado han tenido un papel importante en la configuración de la historia geológica y biológica del planeta.  Entre los asteroides cercanos a la tierra se encuentran los denominados PHOs (Objetos potencialmente peligrosos), motivo por el cual ha aumentado el estudio e interés por los mismos, debido a la concienciación colectiva de la peligrosidad de estos objetos para el planeta tierra.

Asteroides Co-orbitantes de la Tierra: Son asteroides cercanos a la tierra, que debido a su proximidad han quedado atrapados por la gravedad terrestre de manera temporal.

Asteroides Troyanos: Se trata de un grupo de asteroides que forman parte de un gran grupo de objetos que comparten órbita con el planeta Júpiter. En relación con Júpiter, existen los conocidos puntos de Lagrange de la estabilidad, L ₄ y L _5, que se encuentran, respectivamente, 60 ° delante y detrás de la órbita del planeta. Los asteroides troyanos se distribuyen en dos regiones curvas en torno a estos puntos de Lagrange con una media de semi-eje mayor de alrededor de 5,2 unidades astronómicas.

Asteroides Centauros: Forman parte de los objetos menores cuya orbita se encuentra en la parte exterior del sistema solar, atravesando las órbitas de uno o varios planetas gigantes. Su nombre procede de la mitología, y se debe a su composición, aproximadamente la mitad son asteroides y la otra mitad cometas. El primer objeto-centauro descubierto fue 944 Hidalgo en 1920. Sin embargo, no se les reconoce como población hasta el descubrimiento de 2060 Chiron en 1977.

Asteroides Vulcanoides: Son una hipotética población de asteroides que giran alrededor del sol, en una zona estable dentro de la órbita de Mercurio. Se tratan de asteroides que aun no han sido descubiertos, pero que podrían fácilmente evadir su detección por su pequeño tamaño y el resplandor del sol.

CLASIFICACIÓN

Los Asteroides se clasifican de acuerdo a dos criterios: las características de sus órbitas, y sus características de reflectancia del espectro.

Clasificación Grupos y Familias Orbitales

Muchos asteroides se han colocado en grupos y familias sobre la base de sus características orbitales. Los grupos son asociaciones dinámicas cuya clasificación es menos estricta al de las familias.

Una familia de asteroides es una población de asteroides que comparten elementos orbitales, como eje semimayor, excentricidad, e inclinación orbital. Los miembros de las familias se cree que son los fragmentos de colisiones de asteroides en el pasado.

Por el contrario, un grupo de asteroides es una población de asteroides con órbitas muy similares, pero no iguales como el de las familias. Los miembros, por lo general no guardan relación entre sí. Es habitual darle nombre a un grupo de asteroides después de que el primer miembro de ese grupo haya sido descubierto, ya que a menudo es el más grande.

Clasificación espectral

Según esta clasificación, los asteroides son asignados a un tipo o a otro según la forma espectral, el color y, a veces, el albedo. Se cree que estas características se deben a la composición de la superficie de un asteroide. Mientras que la composición interna y externa de los pequeños cuerpos es idéntica, para aquellos más grandes como 1 Ceres y 4 Vesta se sabe que sí poseen estructura interna.

Esta taxonomía basada en el color, albedo y forma espectral fue elaborada en 1975 por Clark R. Chapman, David Morrison, y Zellner Ben. El sistema original de clasificación describe tres categorías:

•     - Tipo C: Objetos carbonosos oscuros con un albedo menor que 0,04  (el 75% de los asteroides conocidos),
•    – Tipo S: Objetos pétreos (silicaceos de composición metalica), muy rojos, con un albedo de 0,14  (el 17% de los asteroides conocidos) y
•    – Tipo U: para los que no encajan en cualquiera de los otros dos tipos

Esta clasificación ha sido ampliada para incluir una serie de asteroides de otros tipos, ya que el número de tipos continúa creciendo a medida que se amplía el estudio de los asteroides:

•    – Tipo D: Objetos carbonosos, muy rojos, con un albedo muy bajo (0,02-0,05). Son muy raros en el Cinturón Principal.

•    – Tipo M: Incluye gran parte del resto de asteroides. Son asteroides brillantes (albedo 0,10-0,18), casi exclusivamente formados por níquel y hierro.

•    – Hay otros grupos de asteroides raros, y el número de tipos continúa creciendo, estando siendo estudiados los siguientes: Tipo T, Tipo E, Tipo R, Tipo V.

NOMBRES

En la actualidad, a un asteroide de reciente descubrimiento se le da una designación provisional, que consiste en el año de descubrimiento y un código alfanumérico indicando la quincena del mes en que ha sido descubierto y la secuencia dentro de esa quincena.  Una vez que la órbita de un asteroide se ha confirmado, se le da un número, y más tarde también puede ser asignado un nombre (por ejemplo, 433 de Eros). 

Sin embargo, a los primeros asteroides descubiertos, se les asignaron signos, como los símbolos tradicionalmente utilizados para designar a la Tierra, la Luna, el Sol y los planetas. Los símbolos pronto entraron en desuso, siendo complicados de utilizar y de reconocer. A finales de 1851 había 15 asteroides conocidos, cada uno de ellos (excepto uno), con su propio símbolo (s).

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 Sin embargo, los objetos celestes que las componen no solo no están físicamente relacionados, si no que además, a menudo se encuentran a muy diferentes distancias de la tierra. Así pues, podemos decir que las constelaciones, más que una realidad astronómica, son el producto de la percepción humana, donde toda relación se trata de una mera coincidencia y  su cercanía en el espacio es  una visión óptica

 Hoy en día, la observación de estrellas y de diversos objetos celestes es fácil con sistemas de coordenadas y ordenadores modernos, por lo que el reconocimiento de las constelaciones a veces puede parecer casi superfluo a los astrónomos. Sin embargo, resulta interesante, sobretodo como un primer acercamiento a la astronomía.

Origen de las Constelaciones

Todos hemos jugado de niños a tumbarnos en el césped y mirar hacia las nubes que pasaban sobre nuestras cabezas, utilizando nuestra imaginación en todo su potencial para observar toda clase de objetos, animales e incluso personas.

De la misma forma, hace miles de años, probablemente mas de 6.000, cuando el hombre comenzaba a tomar consciencia de la realidad que lo rodeaba, algún granjero, poeta o astrónomo primitivo utilizó ese potencial para crear formas en el firmamento, creando a su vez, un mapa que permitiera reconocer que estrellas estaban cercanas a otras y en que situación se encontraba el hombre respecto a ellas. 

No solo se convirtieron en herramientas útiles para el hombre, si no que se trataban de creaciones cuya existencia se debía a la necesitad innata en el hombre desde sus orígenes de dar un significado racional a los objetos que veían en el cielo. A lo largo de la historia y las diferentes culturas, numerosos nombres e historias míticas han sido atribuidas a las agrupaciones estelares que hoy en día conocemos como constelaciones.

Pero es en la Grecia antigua donde tenemos constancia de que se describieron la mayoría de las 88 constelaciones reconocidas en la actualidad por la “asociación internacional de astronomía – IAU”. 48 de estas constelaciones se encuentran documentadas, aunque posiblemente con grandes influencias de poetas como Homero o Artatus,  por el astrónomo egipcio Claudio Ptolomeo en 78 libros, entre las cuales se encuentran las 12 constelaciones Zodiacales.

Otra aportación de gran importancia la realizó, en 1603 Johann Bayer con el primer atlas de estrellas, donde aparecían 12 nuevas constelaciones visibles desde el hemisferio sur. El resto de constelaciones, denominadas como “constelaciones nuevas” fueron catalogadas ya en la era moderna, incluyendo la mayoría de constelaciones del hemisferio sur, las cuales estaban ocultas para los griegos.

Tras multitud de otras pequeñas pero importantes aportaciones, en 1930 la Unión Internacional Astronómica hizo publica la lista definitiva de 88 constelaciones, definiendo el término constelación como una de las 88 regiones en las cuales fue dividido el firmamento y utilizando líneas de ascensión recta y declinación para separar dichas regiones.

 Las constelaciones en las diferentes civilizaciones

Occidente: En el mundo occidental, el hemisferio norte está tradicionalmente dividido en constelaciones basadas en aquellas descritas en la antigua Grecia.  Las primeras referencia a las constelaciones que encontramos es en los libros míticos, en concreto, la primera de ellas es en el poema escrito por Hesiodo en el siglo octavo A.C., aunque la obra mas completa donde se relata el origen mítico de las constelaciones es la escrita por Erastosthenes. Pero fue, como ya hemos dicho, en el año 150 cuando el astrónomo Ptolomeo describió las constelaciones con gran detalle en su libro Almagest

China: La cultura china es una de las culturas mas antiguas del mundo. Las constelaciones chinas son diferentes a las occidentales debido al desarrollo independiente de la astronomía china, aunque tienen bastantes similitudes. Una de las diferencias importantes es que los 12 signos Zodiac.es de occidente corresponden a 28 “Xiu”  (宿) o “mansiones”

India: En la astronomía india, las 12 constelaciones del zodíaco son llamadas “raasi’s“. Las doce constelaciones indias dzodiacales el zodiaco se corresponden directamente a las doce occidentales. Sin embargo, al mismo tiempo, cada una de ellas se divide en 27 Nakshatras, o casas lunares.

Civilizción Inca: La más común en América del sur, su característica mas peculiar son las denominadas constelaciones oscuras, lo que hoy en día conocemos como nebulosas oscuras y que desde el polo sur se localizaban en la Vía Láctea. La cultura Inca asoció estas zonas oscuras con formas de animales

Las 88 Constelaciones

Todos los nombres actuales de constelaciones vienen en latín, y algunas estrellas se nombran con el genitivo de las constelaciones donde se encuentran. Además, todos los nombres de constelaciones tienen una abreviación estándar de 3 letras asignado por la IAU.

El nombre oficial de las estrellas que conforman las constelaciones viene del alfabeto griego, (alfa, beta, gama … ), asignando las letras según la luminosidad de las estrellas (alfa siempre será la estrella mas brillante). La letra irá seguida del nombre de la constelación, muchas veces en genitivo como ya hemos comentado, para su completa identificación.

Adjuntamos a continuación una tabla de las constelaciones ordenadas por su nombre en latín, con su abreviación, nombre en español y nombre en genitivo, meses de mejor visibilidad y mejor día del año para la observación. Incluimos una clasificación de la familia a la que pertenecen y una localización además del cuadrante (siendo las constelaciones circumpolares aquellas que permanecen visibles todo el año)

 * Localización:

• H Norte – Hemisferio Norte
• H Sur – Hemisferio  Sur
• C Norte – Circumpolar Norte
• C Sur – Circumpolar  Sur
• Zodiac. – Zodiacales
• Ecuat. – Ecuatoriales

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Podemos definir el objeto celeste denominado Nebulosa como una nube interestelar de polvo, hidrógeno y plasma.

Originalmente el término Nebulosa se empleaba erróneamente para denominar a cualquier objeto astronómico caracterizado por su distensión, incluyendo a las galaxias.

 Formación de las Nebulosas

Parece ser que, por lo que conocemos, la existencia de una nebulosa y su formación, están directamente relacionadas con la etapa inicial o final de la vida de las estrellas.

Las nebulosas más comunes son aquellas nebulosas que constituyen regiones del espacio en las que se está produciendo la formación de estrellas. En estas regiones, las nebulosas se forman debido al colapso de gas en el medio interestelar. El gas, polvo y otros materiales se unen para formar grandes masas que atraen materia lejana, llegando a ser en ocasiones suficientemente grandes como para formar estrellas. Muchas nebulosas se forman debido al colapso de gas en el medio interestelar. Como los materiales colapsan bajo su propia masa, multitud de estrellas se suelen formar en el interior y su radiación ultravioleta ioniza el gas envolvente, haciéndolas visibles. El tamaño de estas nebulosas, conocidas como regiones H II, varía dependiendo del tamaño original de la nube de gas y el número de estrellas formadas puede variar enormemente.

En estos casos, estrellas y nebulosas coexisten la una gracias a la otra, ya que las estrellas nacen a partir de una fase avanzada de la formación de las nebulosas, y las nebulosas alcanzan todo su significado gracias a la radiación ultravioleta de las estrellas que la ionizan. Un ejemplo famoso de nebulosa de formación estelar es la Nebulosa de Orión.

Una segunda relación es la opuesta, aquella en que la nebulosa se forma gracias a una de las fases finales de la vida de una estrella. En este caso, la nebulosa se forma gracias a la estrella, en oposición al caso que acabamos de contar.

Ya habíamos explicado en el artículo “venimos de las estrellas” como todas las estrellas pierden materia en cada fase de su desarrollo. En una fase avanzada, cuando la estrella ya ha perdido aproximadamente la mitad de su masa, se agota el hidrógeno que arde en su núcleo y se transforma en helio, para pasar, en una fase posterior, a fundirse los núcleos de helio, lo que conlleva la transformación de los mismos en oxígeno y carbono.

Llegados a este punto, la estrella se compone de tres estratos: Un núcleo central compuesto por carbono y oxígeno que ya no experimenta reacciones de fusión nuclear; una capa de helio candente en la parte central y en la que si se producen este tipo de reacciones y una capa superficial de hidrógeno, que rodea a la estrella desde su nacimiento gracias a la baja temperatura y presión, que aun no han permitido las reacciones de fusión.

El calor que desprende las reacciones de fusión nuclear hace que la estrella se expanda hasta dimensiones radiales de varios cientos de millones de kilómetros, decreciendo enormemente la fuerza gravitatoria en la superficie, momento en que la materia comienza a abandonar la capa superficial de la estrella. Este proceso además es favorecido por las explosiones nucleares, haciendo que el estrato superior de hidrógeno sea expulsado violentamente, hasta que la estrella alcanza una de sus fases finales transformándose en una enana blanca.

Es lo que se conoce como nebulosa planetaria, cuyo nombre es debido, aun no teniendo nada que ver, a que su forma redondeada recuerda ala de un planeta. La estrella queda en el centro de la nebulosa irradiándola con su  luz y permitiendo que se vea.

Un tipo de estrella que podría llegar a tener este tipo de evolución en un futuro muy lejano podría ser el sol. El caso actual mas conocido es la Nebulosa de la Lira, en la constelación de Lira.

Si en lugar de producirse una nebulosa en la fase de enana blanca, el proceso se pospone, este podría tener lugar gracias a la fase de supernova de la estrella, donde la vida de la estrella terminaría con una explosión, donde el material expulsado por la explosión sería ionizado por una estrella neutrón, resto de la supernova. Un ejemplo de nebulosa procedente de los restos de una supernova es la Nebulosa del Cangrejo, en la constelación de Tauro.

En cualquiera de los dos casos, el tamaño y forma de la nebulosa dependerá de la vida de la misma, ya que se van expandiendo a lo largo de millones de años.

 Clasificación de las Nebulosas según la procedencia de la luz emitida

Hemos hablado de cómo las estrellas iluminan a las nebulosas haciéndolas visibles ante nuestros ojos, sin embargo, esta luz nos puede llegar hasta nosotros de formas muy diferentes,  procediendo desde la emisión directa del interior de la nebulosa, hasta de la emisión de los cuerpos celestes que rodean a la nebulosa.

En las nebulosas de emisión (caso más común), la nebulosa se ilumina desde dentro, es decir, el gas de la propia nebulosa es el que brilla gracias a las transformaciones que ha ido sufriendo por la radiación  ultravioleta recibida de las estrellas cercanas, ya sean en el caso de formación de las mismas o en su proceso de destrucción.

Un caso intermedio son las nebulosas de reflexión, que como bien indica su denominación, reflejan la luz de estrellas cercanas. En estos casos, las estrellas que las rodean no son lo suficientemente grandes ni calientes como para hacer llegar una radiación ultravioleta lo suficientemente potente como para excitar el gas. Podemos encontrar un claro ejemplo en las Pléyades, donde podemos visualizar una nebulosa que refleja la luz de la estrella Mérope.

El caso más opuesto a las nebulosas de emisión son las nebulosas de absorción (nebulosas oscuras). Estas ni si quiera están rodeadas de estrellas lo suficientemente potentes ni cercanas para hacer llegar la luminosidad suficiente para que la nebulosa pueda reflejarla. ¿Entonces como es que podemos observarlas? La única forma de visualizar las nebulosas oscuras que conocemos, es gracias al constaste con un fondo estelar poblado, lejos en distancia de la nebulosa, y que nada tiene que ver, pero que su posición relativa desde la tierra permite que la nebulosa “absorba” la luz de estos objetos celestes, impidiendo que la misma llegue hasta nosotros. La consecuencia es una región del espacio oscura que destaca gracias a un entorno estrellado. Podemos identificar una nebulosa de absorción en la constelación de Orión, la conocida como Nebulosa Cabeza de Caballo.

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