introducciÓn: ¿cómo nació nuestro sol?
TRANSCRIPT
1
TEMA: ¿CÓMO NACIÓ NUESTRO SOL?Grado 6Ciencias naturales
Clase: Nombre:
INTRODUCCIÓN: ¿Cómo nació nuestro Sol?
• Lectura
ElestudiodelSolseiniciaconGalileoGalileidequiensedicequesequedóciegoporobservarloseclipses.Hacemásdecienañossedescubrelaespectroscopiaquepermitedescomponer la luz en sus longitudes de onda, gracias a esto se puede conocer lacomposiciónquímica,densidad,temperatura,situaciónlosgasesdesusuperficie,etc.Enlosaños50yaseconocíalafísicabásicadelSol,esdecir,sucomposicióngaseosa,latemperaturaelevadadelacorona, la importanciadeloscamposmagnéticosenlaactividadsolarysuciclomagnéticode22años.
Las primeras mediciones de la radiación solar se hicieron desde globos hace unsigloydespuésfueronavionesydirigiblesparamejorar lasmedicionesconaparatosradioastronómicos. En 1914, C. Abbot envió un globo paramedir la constante solar(cantidadderadiaciónprovenientedelsolporcentímetrocuadradoporsegundo).En1946elcoheteV-2militarascendióa55kmconunespectrógrafosolarabordo;estefotografió al Sol en longitudes de onda ultravioleta. En 1948 (diez años antes de lafundacióndelaNASA)sefotografióelSolenrayosX.Algunoscohetesfotografiaronráfagassolaresen1956enunpicodeactividadsolar.
En1960selanzalaprimerasondasolardenominadaSolrad.Estasondamonitoreóalsolenrayosxyultravioleta,enunalongituddeondamuyinteresantequemuestralasemisionesdehidrógeno;esterangodelongituddeondaseconocecomolíneaLymanalfa. Posteriormente se lanzaron ocho observatorios solares denominados OSO. ElOSO1fuelanzadoen1962.LosOSOapuntaronconstantementehaciaelSoldurante17añosyconellosseexperimentaronnuevastécnicasdetransmisiónfotográficaalaTierra.
2
ElmayorobservatoriosolarhasidoelSkylab.Estuvoenórbitadurantenuevemesesen1973yprincipiosde1974.ObservóalSolenrayosgamma,X,ultravioletayvisible,yobtuvolamayorcantidaddedatos(ylosmejororganizados)quehayamoslogradojamásparaunobjetoceleste.En1974y1976lassondasHeliosAyBseacercaronmuchoalSolparamedirlascondicionesdelvientosolar.
En 1980 se lanzó la sonda SolarMax, para estudiar al Sol en un pico de actividad.TuvounaaveríaylosastronautasdelColumbiarealizaronunacomplicadareparación.(Antonsusi,1992)
ElSoles laestrellamáscercanaa laTierra.Lasestrellasson losúnicoscuerposdelUniversoqueemitenluz.ElSolestambiénnuestraprincipalfuentedeenergía,quesemanifiesta,sobretodo,enformadeluzycalor,laTierraestáaunadistanciaadecuada,haciendoposiblelavidaennuestroplaneta;contienemásdel99%detodalamateriadelSistemaSolar.Ejerceunafuerteatraccióngravitatoriasobrelosplanetasyloshaceorbitarasualrededor.(Astromía).
Como toda estrella, el sol esta formado por gases sumamente calientes como elHidrógeno yHelio principalmente, pero también gases deHierro y otrosmetales atemperaturasmásaltasquelasdecualquierhornodefundición.Cuandoobservamoselsolalmediodía,atravésdeuncristalahumado,pareceserundiscoplanoyencendido,cuandolosastrónomosestudianelSolatravésdetelescopiosespecialesobservanunaesféraluminosa,connubesdegasyvaporflameante.Eldiscotranquiloquevemosatravésdelcristalahumado,enrealidadesunglobollenodeviolentastempestade.
Figura 1. El sol
3
LasnubesygasesmásaltosformanlaatmósferadelSol.LaLuzsolarquenos llegaprocededeunacapamásbajaymáscaliente,llamadafotosferaquetieneunespesordevariosmilesdekilómetros,conunatemperaturasuperficialdemásde6.000gradoscentígrados.La luz de la fotosfera atraviesa todas las capas superiores del sol. Estas capasprobablementetienenunespesordevariosmilesdekilómetros.Lafotosferaeselfondocontraelcuallosastrónomosvenlasdemáspartesvisiblesdelsol.Enelsectorcentraldelglobosolarsevenmanchasredondascomosalpiconesdetinta,enparesoengruposmayores;esasmanchasenrealidadsoninmensosremolinoscausadosportormentasmagnéticasquealmoversedeesteaoeste,desaparecenunasy se forman otras. Los astrónomos han notado que el númeromayor demanchassolaresqueseobservanenlafotosferaaparecencadaonceaños,yelnúmeromenor,a lamitaddeeseperíododeonceañosyqueavecestranscurrenvariassemanassinqueseveaunasolamanchayenotrasocacionessepuedencontarmásdetrescientas.Observandoelmovimientodelasmanchassellegóalaconclusiónqueelsolgirasobresueje,lomismoquelatierra.Perolatierragiraenunasolapieza,encambioelsolgiraenformamuyextraña,así:suecuadorgiramásaprisaqueelrestodelglobo.Haciacadapolo,sevaprolongandoeltiempodeevoluciónyenlospoloselsoldaunavueltacada30días.
Losgasescalientesdelsolydeotrasestrellasgeneralmentelosveelojohumanocomounaluzblanca,sinembargohandescubiertomuchascosasempleandouninstrumentollamadoespectroscopioqueseparalaluzbancaenloscoloresdelarcoiris.Aesagamadetonosselellamaespectro.Laedaddeunaestrellasepuededescribirdeterminandolacantidaddehidrógenoydehelioquehayenella.Lasestrelasnuevastienengrandescantidadesdehidrógeno.Nuestrosolesunaestrellanueva,quelequedamuchohidrógenoyparecetenerunaedad de 4 a 5millones de años. Los astrónomos creen que el sol tiene suficientehifrógenoparaduraralmenosotrosdiexmillonesdeañosotalvezcincuentamillones,podríatenerunatemperaturamientrastengahidrógeno,cuandolefaltehidrógenoseconvertirá en unamasa fría que vagará por el espacio. (GROLLER INCORPORATED,1961).Mientrastantoesnuestraestrellaquebrillaconluzpropia.
4
Actividad 1: ¿Qué edad y tiempo de vida tiene el Sol?
Teniendoencuentalalecturaanterior,puedesresolverelsiguienteinterrogante:
• Indaga ¿QuéedadytiempodevidatieneelSol?
• Escribe turespuesta.Compártelacontusdemáscompañeros.
El sol tiene combustible para 5500millones de añosmás. Se encuentra en plenasecuenciaprincipal (Ahora) faseen laqueseguiráunos5000millonesdeañosmásquemandohidrógenodemaneraestable.
Después, comenzará a hacerse más y más grande, (Calentamiento gradual), hastaconvertirseenunaGiganteRoja.Finalmente,sehundiráporsupropiopesoyseconvertiráenunaenanablanca,quepuedetardarunbillóndeañosenenfriarse.(Aschwanden,2007)
EL CICLO DE VIDA DEL SOL
5
EL DIAGRAMA H-R
• Observa lagráficasobreelciclodevidadelsol.
Actividad 2: Formación de una estrella
ElSolesnuestraestrellamáscercana,acontinuaciónteinvitamosaconocercómoseformaunaestrella.
EldiagramaH-Rseutilizaparadiferenciartiposdeestrellasyparaestudiarlaevoluciónestelar.UnexamendeldiagramaImágenes1.2y3,muestranquelasestrellastiendena encontrarse agrupadas en regiones específicas delmismo. La predominante es ladiagonalquevadelaregiónsuperiorizquierda(calienteybrillante)alaregióninferiorderecha (fríaymenosbrillante)ysedenominasecuenciaprincipal.Enestegruposeencuentran lasestrellasqueextraensuenergíade las reacciones termonuclearesdefusióndelhidrógenoenhelio.Enlaesquinainferiorizquierdaseencuentranlasenanasblancas,yporencimadelasecuenciaprincipalseencuentranlasgigantesrojasylassupergigantes.(Wikipedia,2014).
• Observa lasimágenesqueindicancomoseformaunaestrella,y
• Lee eltextoquediagramadeH-RyFormacióndelasestrellas.
Figura 3. Diagrama Hertzsprung-Russell (H-R)
Figura 2. Ciclo de vida del Sol.
Figura 4. Formación y Evolución de una estrella
Imagen 5. Evolución estelar.
6
FORMACIÓN DE LAS ESTRELLAS
Lasestrellas se formanen las regionesmásdensasde lasnubesmoleculares comoconsecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, porsupernovasocolisionesgalácticas.Elprocesoseaceleraunavezqueestasnubesdehidrógenomolecular(H2)empiezanacaersobresímismas,debidoalaintensaatraccióngravitatoria.Sudensidadaumentaprogresivamente,siendomásrápidoelprocesoenelcentroqueenlaperiferia.No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamadoprotoestrella.Elcolapsoenestenúcleoes,finalmente,detenidocuandocomienzanlasreaccionesnuclearesqueelevanlapresiónytemperaturadelaprotoestrella.Una vez estabilizada la fusióndel hidrógeno, se considera que la estrella está en lallamadasecuenciaprincipal, fasequeocupaaproximadamenteun90%desuvida.Cuandoseagotaelhidrógenodelnúcleodelaestrella,suevolucióndependerádelamasapuedeconvertirseenunaenanablancaoexplotarcomosupernova.
• Representa las fases de formación de la estrella de acuerdo al diagrama H-R.
• Utilizar lápices de colores.
• Ten en cuenta las siguientes explicaciones:
• Tipo espectral. Serefierealaclasificaciónestelarmásutilizadaenastronomía.Lasdiferentesclasesseenumerandelasmáscálidasafrías.Estánestablecidassegúnlascaracterísticasdelosespectrosqueseobtienendelasestrellas.Pormotivoshistóricos,lasclasesespectralesson:
OBAFGKM
Figura 6. Representación artística del ciclo de vida de una estrella similar al sol.
7
EstasecuenciasepuederecordarfácilmenteconlafraseOh,BeAFineGirl,KissMe!Elintervaloentreunaclaseyotrasedivideenotras10partes.Así,elSolesunaestrelladel tipoG2. Las estrellasmás calientespertenecen a la claseO5, con temperaturassuperficialesde40000K,ylasmásfríasalaclaseM8,conunos2400K.Lasprincipalescaracterísticas(líneasdeabsorción)quedefinenlosespectrosdecadaunadelasclasesson:
» Helioionizado» Helioneutro;apareceelhidrógeno.» Dominaelhidrógeno;haymaterialesionizados.» Hidrógenodébil;calcioionizado.» Dominaelcalcioionizado;hidrógenomuydébil;metalesneutros.» Dominanlosmetalesneutros.» Bandasmoleculares;particularmenteóxidodetitanio.(javierdelucas,s.f)» Miremoslaimagen4.
Elejeverticalesunamedidadelaenergíaqueliberalaestrella(muyrelacionadaconsumagnitudabsoluta)mientrasquelaabscisanosinformadelcoloro,equivalentemente,la temperatura de la superficie visible. Así, en el eje horizontal se puede encontrarexpresadotantoenunidadesdetemperatura,encolores,oclaseespectral.(javierdelucas,s.f)imagen5.
Clase Temperatura ColorConvencional Masa Radio Luminosidad Líneasde
absorción Ejemplo
O 28000-50000K Azul 60 15 140000 Nitrógeno,carbono,helio
yoxígeno 48Orionis
B 9600-28000K
Blancoazulado 18 7 20000 Helio,hidrógeno Rigel
A 7100-9600K Blanco 3,1 2,1 80 Hidrógeno SirioA
F 5700-7100K
Blancoamarillento 1,7 1,3 6 Metales:hierro,titanio,
calcio,estroncioymagnesio Canopus
G 4600-5700K Amarillo 1,1 1,1 1,2 Calcio,helio,hidrógenoy
metales ElSol
K 3200-4600K
Amarilloanaranjado 0.8 0.9 0.4 Metalesyóxidodetitanio AlbireoA
M 1700-3200K Rojo 0.3 0.4 0.04 Metalesyóxidodetitanio Betelgeuse
Figura 7 Tipo espectral (estela). (Wikipedia, 2014)
8
AhorasipuedesformartupropiaestrelladeacuerdoaldiagramaH-R.
Tipo espectral
Calor (temperatura)
Mag
nitu
d ab
solu
ta
Lum
inos
idad
(Sol
= 1)
Imagen 5. Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas. (VB, 2006)
O B G K M
30000k 10000k 7500k 6000 5000 4000 3000k (Temperatura)
100.00010
10.000
100-5
1.000
1000
10
1+5
10
0.001+10
0.0001
0.000.01+15
0.0 0.5 +1.0 -1.5 +2.0
Actividad 3: Distingue entre nebulosas y galaxias
A continuación encuentras un texto a cerca de las nebulosas y las galaxias que tepermitendistinguirlas.
9
Lasnebulosassonestructurasdegasypolvo interestelar.Segúnseanmásomenosdensas,sonvisibles,ono,desdelaTierra.Seencuentranencualquierlugardelespaciointerestelar. Antes de la invencióndel telescopio, el términonebulosa se aplicaba atodoslosobjetoscelestesdeaparienciadifusa.Comoconsecuenciadeesto,amuchosobjetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamabanebulosas.
Sehandetectadonebulosasencasitodaslasgalaxias,incluidalanuestra,laVíaLáctea.Algunasnebulosassonregionesdondenuevasestrellasseformandependiendodelaedaddelasestrellasasociadas,sepuedenclasificarendosgrandesgrupos:1.Asociadasaestrellasevolucionadas,comolasnebulosas planetariasylosremanentesdesupernovas.2.Asociadasaestrellasmuyjóvenes,algunasinclusotodavíaenprocesodeformación,comolosobjetos Herbig-Haroylasnubesmoleculares.Clasificación de las nebulosas según su luzSiseatiendealprocesoqueoriginalaluzqueemiten,lasnebulosassepuedenclasificaren:
Las nebulosas de emisión, cuya radiación proviene del polvo y los gases ionizadoscomoconsecuenciadelcalentamientoaquesevensometidasporestrellascercanasmuycalientes.Algunosdelosobjetosmássorprendentesdelcielo,comolanebulosadeOrión,sonnebulosasdeestetipo.
Las nebulosas de reflexiónreflejanydispersanlaluzdeestrellaspococalientesdesuscercanías.LasPléyadesdeTaurosonunejemplodeestrellasbrillantesenunanebulosadereflexión.
Lasnebulosas oscurassonnubespocasonadaluminosas,queserepresentancomounamanchaoscura,avecesrodeadaporunhalodeluz.Larazónporlaquenoemitenluzporsímismasesquelasestrellasseencuentranademasiadadistanciaparacalentarlanube.UnadelasmásfamosaseslanebulosadelaCabezadeCaballo,enOrión.Todalafranjaoscuraqueseobservaenelcielocuandomiramoseldiscodenuestragalaxiaesunasucesióndenebulosasoscuras.(AstroMía,s.f.)
• Lee eltexto“NebulosasyGalaxias”.
“Nebulosas y Galaxias”
Nebulosas:
10
Lasgalaxiassonacumulacionesenormesdeestrellas,gasesypolvo.Eneluniversohaycentenaresdemilesdemillones.Cadagalaxiapuedeestarformadapor centenares demiles demillones de estrellas y otros astros. En el centro de lasgalaxiasesdondeseconcentranmásestrellas.Cadacuerpodeunagalaxiasemueveacausadelaatraccióndelosotros.Engeneralhay,además,unmovimientomásamplioquehacequetodojuntogirealrededordelcentro.
Tamaños y formas de las galaxias.HayGalaxiasenormescomoAndrómeda,opequeñascomosuvecinaM32.Lashayen formasdeglobo,de lente, planas, elípticas, espirales (como lanuestra) o formasirregulares.Lasgalaxiasseagrupanformando“cúmulosdegalaxias”.En1930Hubble,clasificólasgalaxiasenelípticas,espiraleseirregulares,siendolasdosprimeraslasmásfrecuentes.
Galaxias elípticas:Algunasgalaxiastienenunperfilglobularcompletoconunnúcleobrillante.Estasgalaxias,llamadaselípticas,contienenunagranpoblacióndeestrellasviejas,normalmentepocogasypolvoyalgunasestrelladenueva formación.Lasgalaxiaselípticas tienengranvariedaddetamaños,desdegigantesaenanas.Hubblesimbolizó lasgalaxiaselípticascon la letraEy las subdividióenochoclases,desdelaE0,prácticamenteesféricas,hastalaE7,uniformes.Enlasgalaxiaselípticaslaconcentracióndeestrellasvadisminuyendodesdeelnúcleo,queespequeñoymuybrillante,haciasusbordes.
Galaxias espirales:Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellasjóvenes, bastante gas y polvo, sino también nubesmolecularesque sonel lugar denacimientodelasestrellas.Generalmente,encírculosdedébilesestrellasviejasrodeaeldiscoysueleexistirunaprotuberancianuclearmáspequeñaqueemitedoschorrosdemateriaenergéticaendireccionesopuestas.Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayordesarrolloqueposeacadabrazo,seleasignaunaletraa,b,óc(Sa,Sb,Sc,SBa,SBb,SBc).Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares olenticulares normales, identificadas comoSO. A su vez se distinguen las lenticularesbarradas(SBO)queseclasificanentresgrupos,segúnpresentenlabarramásomenosdefinidaybrillante.
Galaxias:
11
Galaxias irregulares:Lasgalaxias irregularessesimbolizancon la letra Io IR,aunquesuelenserenanasopococomunes.Seenglobanenestegrupoaquellasgalaxiasquenotienenestructuraysimetríabiendefinidas.Seclasificanenirregularesdetipo1omagallánicoquecontienengrancantidaddeestrellasjóvenesymateriainterestelarygalaxiasirregularesdetipo2,menosfrecuentesycuyocontenidoesdifícildeidentificar.Lasgalaxiasirregularessesitúangeneralmentepróximasagalaxiasmásgrandes,ysuelencontenergrandescantidadesdeestrellasjóvenes,gasypolvocósmico.(AstroMía,2014)
• Dibuja unaGalaxiayunaNebulosa,distinguiendounadelaotra,describeenqueseasemejanyenquésediferencian.
GALAXIA NEBULOSA
Semejanzas:
Diferencias:
12
ACTIVIDAD 4: Clasificación de las galaxias de acuerdo a su forma.
Deacuerdoalalecturaanterior.
• Relaciona cadaGalaxiaconsunombre.
GALAXIA GALAXIA
espirales
elíptica
irregular
13
Actividad 5: El espacio vacío del Universo
ConestalecturateinvitamosaconocermássobreelUniverso.
• Leer eltexto“ElespaciovacíodelUniverso”• Comenta contuscompañerosydocentelalectura.• Socializa contuscompañeroslasrespuestasdelaspreguntasqueseencuentranal
finaldelalectura.
Elespacioexterioroespaciovacío,tambiénsimplementellamadoespacio,serefierealasregionesrelativamentevacíasdeluniversofueradelasatmósferasdeloscuerposcelestes.
Seusaespacioexteriorparadistinguirlodelespacioaéreo(ylaszonasterrestres).Elespacioexteriornoestácompletamentevacíodemateria(esdecir,noesunvacíoperfecto)sinoquecontieneunabajadensidaddepartículas,predominantementegashidrógeno,asícomoradiaciónelectromagnética.
Aunquesesuponequeelespacioexteriorocupaprácticamentetodoelvolumendeluniverso y durante mucho tiempo se consideró prácticamente vacío, o repleto deunasustancia llamadaéter,ahorasesabequecontienelamayorpartede lamateriadel universo. Esta materia está formada por radiación electromagnética, partículascósmicas,neutrinossinmasaeinclusoformasdematerianobienconocidascomolamateriaoscuraylaenergíaoscura.
InformacióndivulgadarecientementebasadaeneltrabajorealizadoporlanaveespacialPlancksobreladistribucióndelUniverso,obtuvounaestimaciónmásprecisadeestaen68,3%deenergíaoscura,un26,8%demateriaoscurayun4,9%demateriaordinaria.De este porcentaje de materia ordinaria, el 99,9999999999999999999958% esespaciovacio.(Post.,2013)
75%
12%
13%
Título del gráfico
1 2 3
14
Lanaturalezafísicadeestasúltimasesaúnapenasconocida.Sóloseconocenalgunasdesuspropiedadesporlosefectosgravitatoriosqueimprimenenelperíododerevolucióndelasgalaxias,porunlado,yenlaexpansiónaceleradadeluniversooinflacióncósmica,porotro.(AstroMía,s.f.)
Preguntas:
1.¿Considerasqueeluniversoensugranmayoríaesvacío?
2.¿Justificaturespuesta?
Socialización
Socializaranteeldocenteydemáscompañerosdeclase,laactividadquerealizaronencasadonderepresentanlasfasesdeformacióndeunaestrella.
15
Completaelmapaclasificando lasGalaxiasyNebulosas.Paraeso recortaypega lasimágenesyubícalasenel lugar correspondientedeacuerdoa ladescripciónque sepresenta.
Resumen
Nebulosa de emisión
Suradiaciónprovienedelpolvoylosgasesionizadoscomoconsecuenciadelcalentaminetoaquesevensometidasporestrellascercanas.
Galaxia elíptica
Contienenunagranpoblacióndeestrellasviejasyalgunasenformación
Galaxia espirales
Sondiscosachatadosquecontienenestrellasjóvenes,gas,polvo.
16
Galaxia de reflexión
Reflejanydispersanlaluzdeestrellaspococalientesdesuscercanías.
Nebulosas oscuras
Sonnubespocasonadaluminosas,queserepresentancomounamanchaoscura,avecesrodeadasporunhalodeluz.
Galaxias irregulares
Notienenestructuraysimetríabiendefinidas.
17
18
Representalasfasesdeformacióndeunaestrellacompletandoeldibujo.Usalápicesdecolores.
Tarea
Ciclo de vida del Sol (nacimiento de una estrella)
Nacimiento Ahora Calentamiento Gigante
Enana
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14
Milesdemillonesdeaños(aproximadamente)
19
Aglomeración:Amontonamiento,reuniónsinordendelascosasopersonas.
Amoníaco:Gasvenenosodeolorirritante,incoloro,solubleenagua,formadoportresátomosdehidrógenoyunodenitrógeno.
Carbono:Elementoquímicosólidoqueseencuentranentodosloscompuestosorgánicosyenalgunosinorgánicos. Colapsar:Polarizar.
Combustible:Quepuedearderotienetendencia. Deuterio:Esunisótopoestabledelhidrógenoqueseencuentraenlanaturalezaconunaabundanciadel0,015%átomosdehidrógeno(unodecada6500).
Elíptica:Delaelipseoperecidaaella. Emitir:Transmitirseñales. Enana Blanca:Diminutoensuespecie. Espiral:Líneacurvaquegiraalrededordeunpuntoysealejacadavezmásdeél. Fuerza de Gravedad:Capacidaddelatierradeatraerloscuerposasucentro. Gigante Roja:Enorme,excesivoomuysobresalienteensuespecie. Globular:Quetieneformadeglobo. Gravitación: Movimientoodescansodeuncuerpoporatraccióndeotro. Gravitatoria:Pertenecienteorelativoalagravitación. Grumo:Porcióndeunlíquidoquesesolidificaosecoagula.
Helio:Elementoquímicoinerte,gaseoso,inodoro,insípidoyelmásligerodetodosloscuerpos,despuésdelhidrógeno.
Vocabulario
20
Hidrógeno: Elementoquímiconometálico,gasincoloroeinsípido,catorcevecesmásligeroqueelaire,queentraenlacomposicióndemuchassustanciasorgánicasyqueformaelaguaalcombinarseconoxígeno Hierro:Elementoquímicometálicodúctil,maleableymuytenaz,decolorgrisazulado,magnéticoyoxidable,muyusadoenlaindustriayenlasartes. Interestelar:Queestácomprendidoentredosomásastros. Irregular:Queestáfueradereglaonorma,contrarioaellas. Metanol:Hidrocarburotóxico,líquido,incoloroysolubleenagua Oxigeno:Elementoquímicogaseoso,esencialenlarespiración,algomáspesadoqueelaireyparteintegrantedeeste,delaguaydelamayoríadelassustanciasorgánicas.Secuencia:Sucesiónnointerrumpidadeplanosoescenasqueintegranunaetapadescriptiva,unajornadadelaacciónountramocoherenteyconcretodelargumento.
Silicio:estápresenteenelorganismoenmuypequeñascantidades.SusímboloesSiysunúmeroatómico14.Eselsegundoelementomásimportantedelacortezaterrestre(27,7%enpeso)despuésdeloxígenoposeenumerosasaplicacionesindustrialesymedicinales Sistema solar:Conjuntodeelementosque,ordenadamenterelacionadasentresí,contribuyenadeterminadoobjeto: Telescopio:Aparatoópticoenformadetuboquepermiteverobjetosmuylejanos,particularmentecuerposcelestes: Termonucleares:Delafusióndenúcleosligerosquetienelugaramuyaltastemperaturasyqueliberagrancantidaddeenergía.
Volumen:Espacioqueocupaunacosa,bulto,corpulencia:
21
Antonsusi.(07dejunde1992).Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Astronom%C3%ADa#Instrumentos_de_observaci.C3.B3n
Aschwanden,M.J.(2007).TheSun.EnP.R.LucyAnnMcFadden.EncyclopediaoftheSolarsystem.AcademicPress.
Astromía.(s.f.).Astromía.Obtenidodehttp://www.astromia.com/universo/nebulosas.htm
AstroMía.(s.f.).AstroMíaEducativa.ObtenidodeFuente:<ahref=”http://www.astromia.com/index.htm”target=”_blank”>Astronomia.SistemaSolaryUniverso</a>
astroyciencia.(21de12de2007).Obtenidodehttp://www.astroyciencia.com/2007/12/21/formacion-y-evolucion-de-una-estrella/
flickr.(7de9de2008).Obtenidodehttps://www.flickr.com/photos/elentir/2823527456/
GROLLERINCORPORATED.(1961).MisPrimerosConocimientos.Mexico.:GrollerIncorporated.
javierdelucas.(s.f).Obtenidodehttp://javierdelucas.es/diagramahr.htm
Jesusmaiz.(27demayde2007).Wikipedia.Obtenidodehttp://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/01/Stellar_evolutionary_tracks.gif/400px-Stellar_evolutionary_tracks.gif
Kauczuk.(29deOctde2006).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_de_reflexi%C3%B3n#mediaviewer/File:Reflection.nebula.arp.750pix.jpg
Miguel,J.(21deDiciembrede2007deDiciembrede2007).astrociencia.com.Obtenidodehttp://www.astroyciencia.com/2007/12/21/formacion-y-evolucion-de-una-estrella/
Miguel,J.(12dejuniode2012).astruyciencias.com.Obtenidodehttp://www.astroyciencia.com/category/el-sol/
Bibliografía
22
NACEL2.(12de12de2009).wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Sol#mediaviewer/File:Solar_Life_Cycle_spa.svg
NASA.(2004-2007).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_espiral#mediaviewer/File:Messier_81_HST.jpg
NASA.(18de08de2009).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Messier_87_Hubble_WikiSky.jpg
Nemo.(2014deAgode2014).Pixabay.Obtenidodehttp://pixabay.com/es/tijeras-cortar-corte-herramienta-311690/
Nemo.(24deAgode2014).wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_oscura
ObservatorioMcDonaldelaUniversidaddeTexas.(2011).UniversoONLINE.Obtenidodehttp://radiouniverso.org/resources/faqs/016.html
Originalwana.(07dedicde2009).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar#mediaviewer/File:The_life_of_Sun-like_stars.jpg
Post.,W.(22de03de2013).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Energ%C3%ADa_oscura#cite_note-Washington_Post-6
Poulos.(14deSepde2007).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_de_emisi%C3%B3n#mediaviewer/File:Orion.nebula.arp.750pix.jpg
Star,F.(18deAgsde2009).wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_el%C3%ADptica#mediaviewer/File:Messier_87_Hubble_WikiSky.jpg
Tryphon.(01deEnrde2003).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_irregular#mediaviewer/File:Irregular_galaxy_NGC_1427A_(captured_by_the_Hubble_Space_Telescope).jpg
Trypson.(28deMayde2004-2007).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_espiral#mediaviewer/File:Messier_81_HST.jpg
23
Wikipedia.(13de5de2008).wikipepia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung-Russell#mediaviewer/File:HRDiagram-es.png
Wikipedia.(28de8de2014).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung-Russell#Usos_del_diagrama_gracias_a_Hertzsprung-Rusell
Wikipedia.(11deJulde2014).Wikipedia.Obtenidodehttp://es.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral_(estelar)