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as nebulosas de emisión suelen emitir radiación consecuencia de la ionización de los gases y polvo a altas temperaturas que contienen. El calentamiento de estas materias es debido a otras estrellas muy calientes que se encuentran en las proximidades. En estas nebulosas, las materias se entremezclan en corrientes que toman rumbos imprecisos, caóticos y violentos.
A las nebulosas de emisión pertenece la gran nebulosa de Orión, consistente en el mayor complejo de gas y polvo de toda la Vía Láctea. Esta formación es posible observarla a simple vista; el gas que contiene es excitado por la luz de las estrellas calientes y jóvenes de sus inmediaciones, posiblemente de unos 25.000 años de edad. En el año 1656 Christiaan Huygens fue el primero en identificar estrellas individuales en la región interior de esta nebulosa.
Las nebulosas de reflexión tienen la capacidad de reflejar y dispersar la luz de las estrellas poco calientes que se encuentran en sus proximidades.
Las Pléyades de Tauro, por ejemplo, son estrellas brillantes y jóvenes pertenecientes a una nebulosa de reflexión, de la cual nacieron y abandonaron recientemente arrastrando nubes de polvo iluminado.
Las nebulosas oscuras son nubes escasamente o nada luminosas, identificadas por una mancha oscura que en ocasiones se encuentra rodeada por un halo de luz. Se trata de condensaciones de gases fríos y polvo cósmico. El motivo por el cual no emiten luz por sí mismas, es debido a que las estrellas que se encuentran detrás están demasiado distantes para que la nube de gases adquiera la temperatura suficiente. Si observamos el arco de nuestra galaxia podemos distinguir toda una sucesión de nebulosas oscuras. La más famosa de ellas es la Cabeza de Caballo en Orión; su nombre es debido a que otra región de nebulosas más brillantes que se sitúan detrás de ella, le marcan un perfil en forma de cabeza de caballo.
En los brazos de nuestra galaxia, La Vía Láctea, se localizan pequeñas nebulosas oscuras de formas redondeadas, conocidas por el nombre de glóbulos. Contienen gran cantidad de estrellas jóvenes, y están consideradas como estados primarios en la formación de las estrellas o protoestrellas.
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