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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.

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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

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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.

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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

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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.

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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.

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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)

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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.

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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:

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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:

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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:

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ACTIVIDAD 4: Clasificación de las galaxias de acuerdo a su forma.

Deacuerdoalalecturaanterior.

• Relaciona cadaGalaxiaconsunombre.

GALAXIA GALAXIA

espirales

elíptica

irregular

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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

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Lanaturalezafísicadeestasúltimasesaúnapenasconocida.Sóloseconocenalgunasdesuspropiedadesporlosefectosgravitatoriosqueimprimenenelperíododerevolucióndelasgalaxias,porunlado,yenlaexpansiónaceleradadeluniversooinflacióncósmica,porotro.(AstroMía,s.f.)

Preguntas:

1.¿Considerasqueeluniversoensugranmayoríaesvacío?

2.¿Justificaturespuesta?

Socialización

Socializaranteeldocenteydemáscompañerosdeclase,laactividadquerealizaronencasadonderepresentanlasfasesdeformacióndeunaestrella.

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Completaelmapaclasificando lasGalaxiasyNebulosas.Paraeso recortaypega lasimágenesyubícalasenel lugar correspondientedeacuerdoa ladescripciónque sepresenta.

Resumen

Nebulosa de emisión

Suradiaciónprovienedelpolvoylosgasesionizadoscomoconsecuenciadelcalentaminetoaquesevensometidasporestrellascercanas.

Galaxia elíptica

Contienenunagranpoblacióndeestrellasviejasyalgunasenformación

Galaxia espirales

Sondiscosachatadosquecontienenestrellasjóvenes,gas,polvo.

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Galaxia de reflexión

Reflejanydispersanlaluzdeestrellaspococalientesdesuscercanías.

Nebulosas oscuras

Sonnubespocasonadaluminosas,queserepresentancomounamanchaoscura,avecesrodeadasporunhalodeluz.

Galaxias irregulares

Notienenestructuraysimetríabiendefinidas.

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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)

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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

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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:

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