efecto invernadero




Las estrellas
Son masas de gases especialmente de hidrogenó y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.
El sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el sol, como puntos luminosos muy pequeños, y solo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas manteniendo la misma posición relativaen los cielos años tras años. En realidad las estrellas están en rápido movimiento.
El número de estrellas observables a simple vista desde la tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio.
Durante la noche no se pueden ver más de 2000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Losastrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía láctea, la galaxia a la que pertenece el sol, asciende a cientos de miles de millones.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares
Laestrella más cercana al Sistema solar es alfa Centauro
Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del sistema solar en la vía láctea. La más cercana es Próxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la tierra.
Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación deCentauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.
Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.Clasificación de las Estrellas
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observacionesproporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
Clase O: Líneas del helio, eloxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneasdel hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Épsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas característicasdel hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen...