Bienvenidos al Taller de Astronomía del Aranguren

En este espacio virtual vamos registrando las actividades que realizamos en el taller de astronomía para 4º de E.S.O. de NUESTRO INSTITUTO
Para que navegues adecuadamente por el te sugiero que vayas al apartado CURRÍCULO. Aquí estan consignados los apartados en los que estamos trabajando.



miércoles, 25 de junio de 2008

BIOGRAFÍA DE STEPHEN HAWKING. Sandra López


Stephen Hawking

(Stephen William Hawking; Oxford, Reino Unido, 1942)físico teórico británico . Estudió matemáticas y física en el University College de Oxford, donde se licenció en 1962. En 1966 se doctoró en el Trinity Hall de Cambridge. A principios de los años sesenta tuvo los primeros síntomas de esclerosis lateral amiotrófica (ELA), enfermedad degenerativa neuromuscular que no le ha impedido progresar en su actividad intelectual.

Stephen Hawking, es conocido por sus intentos de aunar la relatividad general con la teoría cuántica y por sus aportaciones íntegramente relacionadas con la cosmología. Hawking tiene un cerebro privilegiado, como pocos.

Stephen William Hawking nació el 8 de enero de 1942 en Oxford, Inglaterra. La casa de sus padres estaba en el norte de Londres, pero durante la segunda guerra mundial se consideraba que Oxford era un lugar más seguro para tener niños. Cuando tenía ocho años, su familia se mudó a St Albans, un pueblo a unas 20 millas del norte de Londres.

A los once años Stephen fue a la Escuela de St Albans, y luego al Colegio Mayor Universitario en Oxford, el antiguo colegio de su padre. Stephen quería hacer Matemáticas, pese a que su padre habría preferido Medicina. Como Matemáticas no podía estudiarse en el Colegio Universitario, él optó por Física en su lugar. Después de tres años y no mucho trabajo se le concedió el título de primera clase con honores en Ciencias Naturales.

Su interés científico se centró en el campo de la relatividad general, en particular en la física de los agujeros negros. En 1971 sugirió la formación, a continuación del big-bang, de numerosos objetos, denominados «miniagujeros negros», que contendrían alrededor de mil millones de toneladas métricas de masa, pero ocuparían solo el espacio de un protón, circunstancia que originaría enormes campos gravitatorios, regidos por las leyes de la relatividad.


Stephen fue entonces a Cambrigde para investigar en Cosmología. Tras ganar el Doctorado en Filosofía pasó a ser Investigador, y más tarde Profesor en los Colegios Mayores de Gonville y Caius. Después de abandonar el Instituto de Astronomía en 1973.En 1974 propuso, de acuerdo con las predicciones de la física cuántica, que los agujeros negros emiten partículas subatómicas hasta agotar su energía, para finalmente estallar. Ese mismo año fue elegido miembro de la Royal Society; tres años más tarde fue nombrado profesor de física gravitacional en Cambridge, donde dos años más tarde obtuvo la cátedra Lucasiana de matemáticas, la misma que ocupó Isaac Newton. Entró en el Departamento de Matemáticas Aplicadas y Física Teórica, y desde 1979 ocupa el puesto de Isaac Newton.

Stephen Hawking ha trabajado en las leyes básicas que gobiernan el universo. Junto con Roger Penrose mostró que la Teoría General de la Relatividad de Einstein implica que el espacio y el tiempo han de tener un principio en el Big Bang y un final dentro de agujeros negros. Semejantes resultados señalan la necesidad de unificar la Relatividad General con la Teoría Cuántica, el otro gran desarrollo científico de la primera mitad del siglo XX.

Una consecuencia de tal unificación era que los agujeros negros no eran totalmente negros, sino que podían emitir radiación y eventualmente evaporarse y desaparecer. Otra conjetura es que el universo no tiene bordes o límites en el tiempo imaginario. Esto implicaría que el modo en que el universo empezó queda completamente determinado por las leyes de la ciencia.

Más tarde depuró este concepto considerando todas estas teorías como intentos secundarios de describir una realidad, en la que conceptos como la singularidad no tienen sentido y donde el espacio y el tiempo forman una superficie cerrada sin fronteras. Ha escrito Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988) y otras obras que se han convertido en best-sellers. Hawking ha hecho importantes aportaciones a la ciencia mientras lucha contra la esclerosis lateral amiotrófica, una enfermedad incurable del sistema nervioso. En 1989 le fue concedido el Premio Príncipe de Asturias de la Concordia.

El Profesor Hawking tiene doce doctorados honoríficos, ha ganado el CBE en 1982 y fue designado Compañero de Honor en 1989. Es el receptor de numerosos premios, galardones y medallas y es Miembro de Honor de la Royal Society y de la US National Academy of Sciencies. Stephen Hawking combina la vida en familia y su investigación en física teórica, junto con un extenso programa de viajes y conferencias.

Sus esfuerzos para describir desde un punto de vista teórico las propiedades de los agujeros negros, así como la relación que estas propiedades guardan con las leyes de la termodinámica clásica y de la mecánica cuántica, se recogen en sus obras The Large Scale Structure of Space-Time (1973, en colaboración con G.F.R. Ellis), Superspace and Supergravity (1981), The Very Early Universe (1983), y el best-seller Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988).

-http://www.astromia.com/biografias/hawking.htm

-http://www.biografiasyvidas.com/biografia/h/hawking.htm


BIOGRAFÍA DE ROGER PENROSE. Daniel Arjona

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EL BIG-CRUNCH. Ricardo Sánchez y Adrián Izquierdo













En cosmología la Gran Implosión (también conocida como Gran Colapso o directamente mediante el término inglés Big Crunch) es una de las teorías que se barajan sobre el destino último del universo.

La teoría de la Gran Implosión propone un universo cerrado. Según esta teoría, si el universo tiene una densidad crítica superior a 3 átomos por metro cúbico, la expansión del universo, producida en teoría por la Gran Explosión (o Big Bang) irá frenandose poco a poco hasta que finalmente comiencen nuevamente a acercarse todos los elementos que conforman el universo, volviendo al punto original en el que todo el universo se comprimirá y condensará destruyendo toda la materia en un único punto de energía como el anterior a la Gran Explosión.

Según esta teoría, tras la Gran Implosión podría tener lugar una nueva Gran Explosión; e incluso este universo podría proceder de un universo anterior que también se comprimió en su Gran Implosión. Si esto hubiera ocurrido repetidas veces, nos encontrariamos ante un universo oscilatorio; donde cada universo termina con una Gran Implosión y da lugar a un nuevo universo con una Gran Explosión.

Sin embargo, la teoría de un universo oscilante entra en contradicción con la segunda ley de la termodinámica. Además, el reciente descubrimiento de la energía oscura ha provocado que muchos cosmólogos abandonen la teoría de este universo oscilante y junto con otros descubrimientos, también la de que el universo sea cerrado.

Hasta el momento no se conoce el origen de la masa previa a la gran explosion asi como tampoco el porque esta peculiaridad se mantuvo estable y en un momento perdio la estabilidad y comenzo su expansion.

lunes, 23 de junio de 2008

EL BIG-BANG. Gabriel Minchán

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EXPANSIÓN DEL UNIVERSO. Jorge López












Expansión Del Universo

Con este término se indica la fuga aparente de las lejanas galaxias, determinada gracias al efecto Doppler desde finales de los años 20.

Fue en 1929 cuando el astrónomo E. Hubble (1889-1953) se dio cuenta que las velocidades de alejamiento o recesión, como se dice con el vocablo más apropiado, de las galaxias aumentaban con el crecimiento de sus distancias. Este descubrimiento da origen a la teoría cosmológica del Big Bang.

La hipótesis de que toda la materia del Universo estaba concentrada en una esfera y que, como consecuencia de la explosión de ésta, comenzó a expandirse. La expansión continuaría actualmente.

El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo.
Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler.
Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo.
En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen punto situados sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo todos los puntos se alejan de nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo mismo.

La Ley de Hubble

El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias.

Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.

La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.
La expansión acelerada del universo, aparentemente causada por la misteriosa energía oscura, puede deberse a una mala interpretación de la homogeneidad de la distribución de materia en el Universo.

Una nueva teoría física, formulada por científicos norteamericanos, sugiere que la expansión del universo tiene su origen en dimensiones adicionales situadas muy cerca de las dimensiones conocidas, que son las que acogen a la energía oscura y el origen de la fuerza gravitacional repulsiva. La teoría explica también por qué esas dimensiones no pueden ser percibidas directamente y establece que son estables y perpendiculares a las tres dimensiones de nuestro universo. La teoría deja una pista para ser verificada y las primeras pruebas indican que podría ser cierta.

viernes, 20 de junio de 2008

LA VÍA LÁCTEA. Sorin Atanasiu





















En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a lado, con muchas estrellas: es la Vía Láctea. Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa vía Láctea en latín. Según la mitología griega, su origen sería leche salida del pecho de Hera, la esposa de Zeus, sin embargo esta banda no es más que la luz emitida por el conjunto de estrellas que forman el disco galáctico.

El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz del centro y unos 20.000 del extremo. Es una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa de más de dos billones de veces la del Sol.


Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo. No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro.
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares.

La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas:

Halo

El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayoría de cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura. Su existencia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una componente perpendicular al plano muy fuerte, cruzando en muchos casos el disco galáctico. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco.

Disco

El disco se compone principalmente por estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son 4: Cruz-Centauro, Perseo, Sagitario y Orión (brazo local). Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, de allí su nombre de "Local". Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas porque es allí donde se encuentran los gigantes azules, que son las únicas que pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral convirtiéndose así en excelentes marcadores de su posición.

Bulbo

El bulbo o núcleo galáctico se sitúa, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Aunque a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. También, al parecer en nuestro centro galáctico hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares. Su detección fue posible a partir de la observación de unas estrellas que giraban en torno a un punto oscuro a velocidades de más de 1500 km/s.


En España, la Vía Láctea también recibe el nombre popular de Camino de Santiago, pues era usada como guía por los peregrinos de ese lugar. En otras culturas también está asociado a caminos. Así, los vikingos creían que llevaba al Valhalla, destino de las almas de los muertos, y los celtas que se dirigía al castillo de la reina de las hadas. En otros casos, como en las alegorías chinas y japonesas, se refieren a él como un río de plata celestial


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CUMULOS GLOBULARES. Estefanía Larrondo

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miércoles, 18 de junio de 2008

La Materia Oscura. Noelia Lucas
















MATERIA OSCURA

Se denomina materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida, que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero su existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causan en la materia visible tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

.El término "materia oscura" alude a materia cuya existencia no puede ser detectada mediante procesos asociados a la luz, es decir, no emiten ni absorben radiaciones electromagnéticas, así como no interaccionan con ella de modo que se produzcan efectos secundarios observables; esta materia ha sido inferida solamente a través de sus efectos gravitacionales.

La primera persona en proporcionar pruebas e inferir la existencia del fenómeno que se ha llamado "materia oscura" fue el astrofísico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnológico de California (Caltech) en 1933.[6]

Aplicó el teorema de virial al cúmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masas no visibles. Zwicky estimó la masa total del cúmulo basada en los movimientos de las galaxias cerca de su borde. Cuando comparó esta masa estimada con una basada en el número de galaxias y con el brillo total del cúmulo, encontró que había unas 400 veces más masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo estaría lejos de ser demasiado pequeña para tal velocidad de órbita, con lo que se necesita algo adicional. Esto es conocido como el "problema de la masa desaparecida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que tendría que haber alguna forma de materia no visible que proporcionaría suficiente masa y gravedad para soportar el cúmulo conjuntamente.

Muchas de las pruebas de la materia oscura vienen del estudio de los movimientos de las galaxias. Muchas de estas parecer ser bastante uniformes, con lo que el teorema de virial de la energía cinética total debería ser la mitad del total de la energía gravitacional de enlace de las galaxias.

Experimentalmente, sin embargo, se ha hallado que la energía cinética total es mucho mayor: en particular, asumiendo que la masa gravitacional es debida sólo a la materia visible de la galaxia, las estrellas alejadas del centro de las galaxias tienen velocidades mucho mayores que las predichas por el teorema de virial. La curva de rotación galáctica que ilustra la velocidad de de rotación frente a la distancia del centro de la galaxia, no se puede explicar sólo mediante la materia visible. Asumiendo que la materia visible forma sólo una pequeña parte del cúmulo es la manera más sencilla de tener en cuenta esto. Las galaxias muestran signos de estar compuestas principalmente de un halo de materia oscura concentrado centralmente con una simetría casi esférica con la materia visible concentrada en un disco en el centro. Las galaxias de brillo débil superficial son fuentes importantes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una baja relación de materia visible frente a materia oscura y tienen unas cuantas estrellas brillantes en el centro que daña las observaciones de la curva de rotación de estrellas periféricas.

De acuerdo con los resultados publicados en Agosto de 2006, la materia oscura se ha observado por separado de la materia ordinaria[7] [8] a través de medidas del Cúmulo Bala, realmente dos cúmulos de galaxias cercanos que colisionaron hace unos 150 millones de años.[9] Los investigadores analizaron los efectos de las lentes gravitacionales para determinar la masa total de la distribución en la pareja y compararon con los mapas de rayos X de gases calientes, que se pensaban que constituían la gran mayoría de la materia ordinaria en los cúmulos. Los gases calientes interactuaron durante la colisión y permanecieron cerca del centro. Las galaxias individuales y la materia oscura no interactuaron y están más alejadas del centro.

Biografía:

-http://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura

-http://www.astrogranada.org/haley_digital/web-haley18/materia_oscura.htm

Radiación de Fondo. Cristian Ruiz

Radiación de Fondo.




En 1965, dos físicos americanos, Arno Penzias y Robert W. Wilson, estaban experimentando con antenas para mejorar las comunicaciones entre las estaciones de tierra y los satélites artificiales en órbita, cuando descubrieron un ruido de fondo de origen desconocido. Se trataba de una emisión constante que provenía de todas las partes del cielo y que tenía una longitud media de onda de tres milímetros.
Después de un periodo de desconcierto salió a la luz la verdad. Tenía sus raíces en dos predicciones, hechas respectivamente por los físicos americanos George Gamow en 1948 y por Robert Dicke en 1964. Partiendo de la hipótesis de que el Universo fue generado hace entre 15 y 20 mil millones de años por una gran explosión de energía llamada Big Bang y grandioso acontecimiento debió haber quedado un testimonio bajo forma de una tenue luz o, mejor dicho, radiación, que aún se encuentra en todo el Universo.
Se puede medir la velocidad de una galaxia relativa a este fondo, y es un marco de de referencia usado al expresar "galaxias RV" en algunos catálogos de galaxias.
La radiación del fondo cósmico de microondas y el
corrimiento al rojo cosmológico se consideran conjuntamente como la mejor prueba disponible para la teoría del Big Bang. El descubrimiento del CMB a mediados de los años 1960 redujo el interés en alternativas como la Teoría del Estado Estacionario. El CMB proporciona una imagen del Universo cuando, de acuerdo con la cosmología convencional, la temperatura descendió lo suficiente como para permitir que los electrones y protones formen átomos de hidrógeno, haciendo así el Universo transparente a la radiación Cuando se originó unos 400.000 años después del Big Bang, este periodo de tiempo es conocido generalmente como el "periodo de la última dispersión" o el periodo de la recombinación o el desacople, la temperatura del Universo era de unos 3000 K.
Esto ocurrió cuando esta alcanzó los 3000 K, unos 380000 años después del Big Bang. A partir de ese momento, los fotones pudieron viajar libremente a través del espacio sin colisionar con los electrones dispersos. Este fenómeno es conocido como Era de la recombinación y descomposición, la radiación de fondo de microondas es precisamente el resultado de ese periodo. Al irse expandiendo el universo, esta radiación también fue disminuyendo su temperatura, lo cual explica porque hoy en día es sólo de unos 2,7 K. La radiación de fondo es el ruido que hace el universo. Se dice que es el eco que proviene del fin del universo, o sea, el eco que quedó de la gran explosión que dio origen al universo.
Los fotones han continuado enfriándose desde entonces, actualmente han caído a 2,725 K y su temperatura continuará cayendo según se expanda el Universo. De la misma manera, la radiación del cielo que medimos viene de una superficie esférica, llamada superficie de la última dispersión, en la que los fotones que se descompusieron en la interacción con materia en el Universo primigenio, hace 13700 millones de años, están observándose actualmente en la Tierra.
La radiación de fondo de microondas es notablemente uniforme. Así lo muestran la mayoría de los instrumentos, excepto los más sensibles. Sin embargo, a principios de la década de 1990, los astrónomos estadounidenses John C. Mather y George F. Smoot lograron detectar pequeñas irregularidades (anisotropía) en la radiación de fondo de microondas a partir de las informaciones obtenidas por el satélite Explorador de Fondo Cósmico (COBE), lanzado por la NASA en 1989. Estas pequeñas irregularidades serían restos de regiones no uniformes presentes en el Universo poco después del Big Bang; estas regiones habrían sido el origen de la formación de las primeras galaxias. Por este descubrimiento de la anisotropía de la radiación de fondo cósmica, Mather y Smoot recibieron, en 2006, el Premio Nobel de Física.
La anisotropía (opuesta de isotropía) es la propiedad general de la materia según la cual determinadas propiedades físicas, tales como: elasticidad, temperatura, conductividad, velocidad de propagación de la luz, etc. varían según la dirección en que son examinadas.

martes, 17 de junio de 2008

Cúmulos estelares. Ángela Muñoz




Son condensaciones locales de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales que aparecen en el cielo como concentraciones de puntos luminosos o, incluso, como tenues nebulosidades. Según su estructura se subdividen en cúmulos abiertos y en cúmulos globulares.

CÚMULOS ABIERTOS

Los dos cúmulos abiertos más conocidos son las Pléyades y las Hiadas, ambos observables a simple vista, en la constelación Tauro. El cúmulo de Hiadas se encuentra a 150 años luz de la Tierra y tiene un diámetro de 15 años luz. El cúmulo de las Pléyades tiene un diámetro casi igual pero está a 400 años luz. Los cúmulos abiertos se forman a partir d nubes de gas y polvo en los brazos de una galaxia espiral. Las regiones más densas se contraen bajo su propia gravedad, dando lugar a estrellas individuales. Se conoce como “asociación estelar” a una agrupación de estrellas parecida a un cúmulo, pero distribuidas sobre un área mayor. A menudo se encuentran cúmulos abiertos en el interior de una asociación, en zonas donde la densidad del gas a partir del cual se formó la asociación es mayor. Los miembros de un cúmulo nacen juntos y continúan moviéndose juntos por el espacio. Midiendo del movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión, se pueden calcular las distancias que las separan del Sistema Solar. Esta técnica se conoce como el método del cúmulo móvil.

CÚMULOS GLOBULARES

Los dos cúmulos globulares más brillantes son Omega Centauri y 47 Tucanae, ambos observables a simple vista desde el hemisferio austral. El cúmulo globular más destacable del hemisferio boreal es M13, en la constelación Hércules, que también se puede observar a simple vista. En los cúmulos globulares, la concentración de estrellas en la parte central puede ser 100.000 veces mayor que en la región del espacio ocupada por nosotros, y desde la perspectiva terrestre puede parecer que las estrellas se fusionen entre si. Los cúmulos globulares contienen algunas de las estrellas más viejas de la Vía Láctea, con edades de 10.000 millones de años.

La edad de un cúmulo se calcula poniendo sus estrellas en un diagrama de Hertzsprung-Russel. Como la velocidad de evolución de una estrella depende de su masa, el punto en el que la estrella comienza a salirse de la secuencia principal para convertirse en una gigante, muestra la edad del cúmulo.

Los cúmulos globulares se formaron cuando la inmensa nube de polvo y gas que dio lugar a nuestra galaxia se estaba colapsando. Como el sol está en la zona exterior de la galaxia, la mayoría de los cúmulos se encuentran en una mitad del cielo hacia el centro de la galaxia.

BIBLIOGRAFÍA

www.astromia.com/glosario/cúmulos.htm - 16k

www.astromia.com/universo/cúmulos.htm - 18k